Obrazový kredit: ESO
Na základe veľkého pozorovacieho úsilia s rôznymi ďalekohľadmi a prístrojmi, väčšinou z Európskeho južného observatória (ESO), tím európskych astronómov [1] ukázal, že v hmlovine M 17 sa prostredníctvom hromadenia cez hviezdu tvorí hviezda vysokej hmotnosti [2]. kruhový disk, tj cez rovnaký kanál ako hviezdy s nízkou hmotnosťou.
Na dosiahnutie tohto záveru astronómovia použili veľmi citlivé infračervené prístroje na prienik do juhozápadného molekulárneho oblaku M 17, aby bolo možné detegovať slabé emisie z plynu zahriateho zhlukom hmotných hviezd, čiastočne umiestnené za molekulárnym mrakom. prach.
Na pozadí tejto horúcej oblasti sa zistilo, že veľká nepriehľadná silueta, ktorá sa podobá rozšírenému disku videnému takmer na okraji, je spojená s reflexnou hmlovinou v tvare hodinového skla. Tento systém je dokonale v súlade s novovytvorenou hviezdou vysokej hmotnosti obklopenej obrovským narastajúcim diskom a sprevádzaným energetickým bipolárnym odtokom hmoty.
Nové pozorovania potvrdzujú nedávne teoretické výpočty, ktoré tvrdia, že hviezdy až 40-krát hmotnejšie ako Slnko môžu byť tvorené rovnakými procesmi, ktoré sú aktívne pri tvorbe hviezd menších hmotností.
Región M 17
Zatiaľ čo mnoho detailov týkajúcich sa tvorby a skorého vývoja hviezd s nízkou hmotnosťou, ako je Slnko, je teraz dobre známe, základný scenár, ktorý vedie k tvorbe hviezd s vysokou hmotnosťou [2], zostáva záhadou. V súčasnosti sa skúmajú dva možné scenáre tvorby masívnych hviezd. V prvom prípade sa také hviezdy tvoria narastaním veľkého množstva obvodového materiálu; infall na vznikajúcu hviezdu sa mení s časom. Ďalšou možnosťou je zrážka (koalescencia) protostarov stredných hmôt, zvýšenie hviezdnej hmoty pri „skokoch“.
Pri snahe pridať ďalšie kúsky do skladačky a pomôcť poskytnúť odpoveď na túto základnú otázku, skupina európskych astronómov [1] použila batériu ďalekohľadov, väčšinou v dvoch chilských lokalitách Európskej južnej observatória v La Silla a Paranal. , študovať v neprekonateľných detailoch hmlovinu Omega.
Hmlovina Omega, známa tiež ako 17. objekt v zozname slávneho francúzskeho astronóma Charlesa Messiera, t. J. Messier 17 alebo M 17, je jednou z najvýznamnejších oblastí tvoriacich hviezdy v našej galaxii. Nachádza sa vo vzdialenosti 7 000 svetelných rokov.
M 17 je z astronomického hľadiska mimoriadne mladý, čoho dôkazom je prítomnosť zhluku hviezd vysokej hmotnosti, ktoré ionizujú okolitý vodíkový plyn a vytvárajú takzvanú oblasť H II. Celková svietivosť týchto hviezd presahuje takmer desať miliónov hviezd nášho Slnka.
Vedľa juhozápadného okraja oblasti H II sa nachádza obrovský oblak molekulárneho plynu, o ktorom sa predpokladá, že je miestom pokračujúcej tvorby hviezd. Rolf Chini z Ruhr-Universit? Bochum (Nemecko) a jeho spolupracovníci nedávno skúmali rozhranie medzi oblasťou H II a molekulárnym mrakom pomocou veľmi hlbokého optického a infračerveného žiarenia, aby mohli hľadať novo vznikajúce hviezdy vysokej hmotnosti. zobrazovanie medzi 0,4 a 2,2 um.
Toto sa uskutočnilo pomocou ISAAC (1,25, 1,65 a 2,2 um) na ESO Very Large Telescope (VLT) na Cerro Paranal v septembri 2002 a EMMI (na 0,45, 0,55, 0,8? M) na ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, v júli 2003. Kvalita obrazu bola obmedzená atmosférickými turbulenciami a pohybovala sa medzi 0,4 a 0,8 arcsec. Výsledok tohto úsilia je uvedený v PR Photo 15a / 04.
Rolf Chini je potešený: „Naše merania sú také citlivé, že prenikol juhozápadný molekulárny mrak M17 a prachom sa detegovala slabá emisia v hmle oblasti H II, ktorá je čiastočne umiestnená za molekulárnym mrakom. "
Na hmlovom pozadí oblasti H II je vidieť veľká nepriehľadná silueta spojená s reflexnou hmlovinou v tvare presýpacích hodín.
Disk so siluetou
Aby sa dosiahol lepší prehľad o štruktúre, tím astronómov sa potom obrátil na zobrazovanie pomocou adaptívnej optiky pomocou prístroja NAOS-CONICA na VLT.
Adaptívna optika je „zázračnou zbraňou“ v pozemskej astronómii, ktorá umožňuje astronómom „neutralizovať“ turbulenciu pozemskej atmosféry rozmazanú obrazom (videnú nezávislým okom ako žiarenie hviezd), aby bolo možné získať oveľa ostrejšie obrazy. , S NAOS-CONICA na VLT mohli astronómovia získať snímky s rozlíšením lepším ako jedna desatina „videnia“, to je to, čo mohli pozorovať pri ISAAC.
PR Foto 15b / 04 zobrazuje takmer infračervený (2,2 um) obraz s vysokým rozlíšením, ktorý získali. To jasne naznačuje, že morfológia siluety sa podobá rozšírenému disku, ktorý je takmer na okraji.
Disk má priemer asi 20 000 AU [3] - čo je 500-krát väčšia vzdialenosť ako najvzdialenejšia planéta v našej slnečnej sústave - a je zďaleka najväčší obvodový disk, aký bol kedy detekovaný.
Na štúdium štruktúry a vlastností diskov sa potom astronómovia v apríli 2003 obrátili na rádioastronómiu a vykonali molekulárnu spektroskopiu na interferometri IRAM Plateau de Bure blízko Grenoble (Francúzsko). Astronómovia pozorovali región pri rotačných prechodoch 12CO , 13CO a C18O molekuly a v susednom kontinuu pri 3 mm. Bolo dosiahnuté rozlíšenie rýchlosti 0,1, respektíve 0,2 km / s.
Dieter N? Rnberger, člen tímu, to považuje za potvrdenie: "Naše údaje 13CO získané s IRAM naznačujú, že systém diskov / obálok sa pomaly otáča tak, že jeho severozápadná časť sa blíži k pozorovateľovi." V rozsahu 30 800 AU sa skutočne meria posun rýchlosti 1,7 km / s.
Z týchto pozorovaní, pri použití štandardných hodnôt pre pomer abundancie medzi rôznymi izotopovými molekulami oxidu uhoľnatého (12CO a 13CO) a pre prevodný faktor na odvodenie hustôt molekulárneho vodíka z nameraných intenzít CO, mohli astronómovia odvodiť aj konzervatívnu dolnú hranicu pre diskovú hmotnosť 110 solárnych hmôt.
Toto je zďaleka najmasívnejší a najväčší narastací disk, aký bol kedy pozorovaný priamo okolo mladej hviezdy. Doteraz najväčší silueta disku je v Orione označený ako 114 - 426 a má priemer asi 1 000 AU; jej stredná hviezda je však pravdepodobne skôr hmotou s nízkou hmotnosťou ako masívnym protostrom. Aj keď existuje malý počet kandidátov na masívne mladé hviezdne objekty (YSO), z ktorých niektoré sú spojené s odtokmi, najväčší doposiaľ detekovaný kruhový disk okolo týchto objektov má priemer iba 130 AU.
Bipolárna hmlovina
Druhou morfologickou štruktúrou, ktorá je viditeľná na všetkých obrázkoch v celom spektrálnom rozsahu od viditeľného po infračervené (0,4 až 2,2 um), je hmlovina v tvare presýpacích hodín kolmá na rovinu disku.
Predpokladá sa, že ide o energetický odtok vychádzajúci z centrálneho masívneho objektu. Aby to potvrdili, astronómovia sa vrátili do ďalekohľadov ESO, aby uskutočnili spektroskopické pozorovania. Optické spektrá bipolárneho výtoku boli merané v apríli / júni 2003 pomocou EFOSC2 na 3,6 m ďalekohľadu ESO a pomocou EMMI na ESO 3,5 m NTT, obidve umiestnené na La Silla v Čile.
V pozorovanom spektre dominujú emisné línie vodíka (H2), vápnika (triplet Ca II 849,8, 854,2 a 866,2 nm) a hélia (He I 667,8 nm). V prípade hviezd s nízkou hmotnosťou tieto čiary poskytujú nepriamy dôkaz o pokračujúcom narastaní z vnútorného disku na hviezdu.
Ukázalo sa tiež, že triplet Ca II je produktom diskrétnosti disku pre veľkú vzorku protostarov s nízkou a strednou hmotnosťou, známych ako T Tauri a Herbig Ae / Be. Navyše H? čiara je extrémne široká a vykazuje hlbokú modrú posunutú absorpciu typicky spojenú s odtokmi poháňanými akréčnymi diskami.
V spektre boli tiež pozorované početné železné (Fe II) čiary, ktoré sú posunuté rýchlosťou o? 120 km / s. Toto je jasný dôkaz o existencii otrasov s rýchlosťami viac ako 50 km / s, čo je ďalším potvrdením hypotézy výtoku.
Centrálna protostar
Kvôli silnému vyhynutiu je zvyčajne ťažké odvodiť povahu narastajúceho protostelárneho objektu, t. J. Hviezdy v procese formovania. Prístupné sú iba tie, ktoré sa nachádzajú v susedstve ich starších bratov, napr. vedľa zhluku horúcich hviezd (porovnaj ESO PR 15/03). Takéto už vyvinuté masívne hviezdy sú bohatým zdrojom energetických fotónov a vytvárajú silné hviezdne vetry protónov (ako „slnečný vietor“, ale oveľa silnejšie), ktoré majú vplyv na okolité medzihviezdne oblaky plynu a prachu. Tento proces môže viesť k čiastočnému odparovaniu a rozptýleniu týchto oblakov, čím „zdvihne oponu“ a umožní nám pozrieť sa priamo na mladé hviezdy v tejto oblasti.
Avšak pre všetkých vysokoobjemových protostelárnych kandidátov nachádzajúcich sa mimo takéhoto nepriateľského prostredia neexistuje jediný priamy dôkaz pre (proto-) hviezdny centrálny objekt; Podobne je pôvod jasu - zvyčajne okolo desaťtisíc slnečných svietivostí - nejasný a môže byť spôsobený viacerými objektmi alebo dokonca zabudovanými zhlukami.
Nový disk v M17 je jediný systém, ktorý vykazuje centrálny objekt v očakávanej polohe formujúcej hviezdy. Emisia 2,2 um je pomerne kompaktná (240 AU x 450 AU) - príliš malá na umiestnenie zhluku hviezd.
Za predpokladu, že emisia je spôsobená výlučne hviezdou, astronómovia odvodia absolútny infračervený jas asi K = -2,5 magnitúd, ktorý by zodpovedal hlavnej hviezdicovej sekvencii asi 20 slnečných hmôt. Vzhľadom na skutočnosť, že proces narastania je stále aktívny a že modely predpovedajú, že asi 30 - 50% obvodového materiálu sa môže akumulovať na centrálny objekt, je pravdepodobné, že v tomto prípade sa v súčasnosti rodí masívna protostar.
Teoretické výpočty ukazujú, že počiatočný oblak plynu s hmotnosťou 60 až 120 slnečných hmôt sa môže vyvinúť na hviezdu s približne 30 až 40 slnečnými hmotami, zatiaľ čo zostávajúca hmota sa vylučuje do medzihviezdneho média. Súčasné pozorovania môžu byť prvými, ktorí to ukazujú.
Pôvodný zdroj: ESO News Release
