Nowe zdjęcia z japońskiego teleskopu Subaru pokazują, jak młoda gwiazda w pobliżu szybko zakończyła swoje niemowlęctwo. Szczelina znajduje się mniej więcej w tej samej odległości od gwiazdy, co orbita Saturna, i dostarcza dodatkowych dowodów teoriom na temat tego, w jaki sposób dyski materiału ewoluują wokół młodych gwiazd.
Zbliżając się do pobliskiej młodej gwiazdy o nazwie HD 141569A, astronomowie z Narodowego Obserwatorium Astronomicznego w Japonii i Instytutu Astronomii im. Maxa Plancka użyli teleskopu Subaru na Mauna Kea na Hawajach, aby odkryć dziurę w krążku gazu i pyłu gwiazda. Istnienie tej dużej szczeliny, która jest wielkości orbity Saturna, potwierdza teorię, że ta młoda gwiazda nagle zakończyła swoje niemowlęctwo, jonizując i wypychając gaz z dysku, z którego się narodziła.
Zespół, kierowany przez dr Miwę Goto i profesora Tomonori Usudę, wykorzystał doskonałą rozdzielczość przestrzenną uzyskaną przez adaptacyjny układ optyczny oraz kamerę na podczerwień i spektrograf (IRCS) na Subaru, aby rozwiązać najbardziej wewnętrzną część dysku wokół HD 141569A w linie emisji tlenku węgla w części podczerwieni widma elektromagnetycznego. Dysk był znany z wcześniejszych badań pyłu wokół gwiazdy. Badając gaz, nowe badanie z powodzeniem określiło rozmiar wewnętrznego czyszczenia na dysku.
Emisja z tlenku węgla (CO) w dysku otaczającym HD 141569A, który leży około 320 lat świetlnych od Ziemi, rozciąga się na odległość pięćdziesiąt razy większą niż orbita Ziemi. (Odległość między Ziemią a Słońcem nazywa się jednostką astronomiczną. W naszym Układzie Słonecznym promień orbity Neptuna wynosi około 30 AU). Stopniowo staje się silniejszy w kierunku wewnętrznej części najbliższej gwiazdy. Emisja osiąga wartość szczytową około 15 AU, a następnie zmniejsza się do gwiazdy centralnej. „Wiemy teraz, że niewiele gazu pozostaje w wewnętrznej 11 AU dysku”, powiedział Usuda. „Innymi słowy, HD 141569A w pełni opracował otwór w centrum swojego molekularnego dysku gazowego większy niż rozmiar orbity Saturna.”
„Rozmiar dziury jest bardzo znaczący”, powiedział Goto, „ponieważ ogranicza on możliwości powstania dziury”.
Teoretycznie dysk okołogwiazdowy może mieć wewnętrzną wnękę utworzoną przez zamknięcie linii w magnetosferze gwiazdy, co mogłoby odciąć dysk. Nazywa się to obcięciem magnetosferycznym i może wyjaśniać, dlaczego w pyle występuje przerwa. Jednak rozmiar obcięcia musi być znacznie mniejszy, tak mały jak setna część jednostki astronomicznej, lub mniej więcej wielkości samej gwiazdy, więc nie może to wyjaśnić obecnej obserwacji.
Zniszczenie pyłu przez promieniowanie z gwiazdy w procesie zwanym sublimacją może również spowodować powstanie wewnętrznej dziury w dysku. Ponownie oczekiwany promień takiej aktywności jest zbyt mały, około jednej dziesiątej promienia orbity Ziemi, aby uwzględnić centralną wnękę HD 141569A.
Najlepsze wytłumaczenie wielkości centralnej wnęki HD 141569A wynika z faktu, że odpowiada ona promieniu grawitacyjnemu gwiazdy. Jest to promień, w którym prędkość dźwięku zjonizowanego gazu płynącego z gwiazdy jest równa prędkości ucieczki z gwiazdy. Innymi słowy, gaz poza promieniem grawitacyjnym może swobodnie uciec z układu po zjonizowaniu. Gaz w dysku jest najgęstszy w promieniu grawitacyjnym i odbiera więcej promieniowania z gwiazdy centralnej niż z części zewnętrznej. Utrata masy dysku przez fotoparowanie jest zatem najbardziej efektywna w promieniu grawitacyjnym.
Podobna skala wielkości wewnętrznej wnęki dysku HD 141569A i jego promienia grawitacyjnego, około 18 jednostek astronomicznych, wskazuje, że otwór powstaje w wyniku fotoparowania, a jonizowany i wypychany gaz. Pokazuje również, że generalnie fotoparowanie jest rzeczywiście skuteczne w usuwaniu dysku z młodej gwiazdy, nawet jeśli mogą być również obecne inne procesy (takie jak gromadzenie się materiału w grudki zwane lepką akrecją).
Ten obraz teoretyczny nie jest nowy, ale obecne spostrzeżenie jest pierwszym, które oferuje jakiekolwiek jasne dowody na poparcie tej teorii. Na tym zdjęciu dyski gwiezdne nie odparowują powoli z obszarów bezpośrednio przylegających do gwiazdy centralnej. Zamiast tego dziura tak duża jak promień grawitacyjny gwiazdy pojawia się mniej więcej nagle, a następnie powiększa się, aż dysk i potencjał do tworzenia planet znikną.
Rola dysku okołogwiazdowego
Gwiazda rodzi się, gdy gaz gromadzi się w obłoku molekularnym. Gaz występuje głównie w postaci wodoru cząsteczkowego. Ponieważ gaz ma moment pędu, nie może wylądować bezpośrednio na powierzchni gwiazdy. Zamiast tego tworzy cienką, podobną do dysku strukturę wokół gwiazdy i powoli traci pęd, krążąc wokół gwiazdy i tak, że gwiazda może w końcu ją przyciągnąć. Bez takiego „dysku międzygwiezdnego” gwiazda nie byłaby w stanie zebrać masy z jego chmura narodzin.
Oprócz funkcji dostarczania gazu do formowania się gwiazd dysk tarczowy stanowi również surowiec dla planet. Materiał pozostały z formacji gwiazd stopniowo skleja się, tworząc kamyki i skały. Gromadzą się one razem, tworząc jeszcze większe ciała, takie jak planetozymale o szerokości 100 metrów. Cały ten materiał nadal obraca się wokół gwiazdy, podczas gdy rośnie w coraz większe ciała. Ostatecznie, jeśli warunki są odpowiednie, ten proces akrecji wytwarza skalistą planetę podobną do Ziemi.
Ostatnie badania obserwacyjne dysków okołogwiazdowych wykorzystują emisję cieplną i rozproszone światło z materiału stałego w dyskach. Jednak we wczesnych epokach istnienia dysku te ciała stałe stanowią tylko około jeden procent całkowitej masy dysku. Reszta jest nadal w fazie gazowej i głównie w formie molekularnej (jak tlenek węgla). Patrząc na dysk i badając jego składnik tlenku węgla zamiast jego ziaren pyłu, oznacza to, że patrzymy na dysk gazowy, który jest głównym składnikiem dysku.
Dysk gwiezdny istnieje tylko przez krótki czas, gdy jego centralna gwiazda zbiera z niego gaz. Aby zrozumieć, w jaki sposób dysk ewoluuje, wyobraź sobie, że całe życie gwiazdy trwało zaledwie sto lat. Dysk okołogwiazdowy istniałby tylko od trzech dni do miesiąca, zanim całkowicie się rozproszył. Gwiazda ma tylko jedną szansę na uformowanie układu planetarnego podczas stosunkowo krótkiego życia dysku okołogwiazdowego. Jeśli promieniowanie jonizujące z gwiazdy zapobiega gromadzeniu się tarczy pyłowej na planetach przed jej rozproszeniem, szansa gwiazdy na stanie się centrum układu słonecznego przepada na zawsze. Kiedy i jak dysk się rozprasza, ma to bezpośrednie konsekwencje dla możliwości formowania się planet.
Wyniki te zostaną opublikowane w czasopiśmie Astrophysical Journal pod koniec 2006 r. Lub na początku 2007 r.
Tytuł artykułu badawczego: Wewnętrzny brzeg dysku molekularnego przestrzennie rozwiązany w liniach emisji CO w podczerwieni, M. Goto, T. Usuda, C. P. Dullemond, Th. Henning, H. Linz, B. Stecklum i H. Suto
Grupa badawcza: Miwa Goto (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Niemcy) Tomonori Usuda (Subaru Telescope, NAOJ) C. P Dullemong (MPIA) Th. Henning (MPIA) H. Linz (MPIA) B. Stecklum (MPIA) Hiroshi Suto (NAOJ)
Oryginalne źródło: Subaru News Release
