Kreditna slika: ESO
Na temelju velikog promatračkog napora s različitim teleskopima i instrumentima, većinom iz Europskog južnog opservatorija (ESO), tim europskih astronoma [1] pokazao je da se u magli M 17 formira zvijezda visoke mase [2] pomoću akreacije kroz cirkularni disk, tj. kroz isti kanal kao zvijezde male mase.
Da bi došli do ovog zaključka, astronomi su koristili vrlo osjetljive infracrvene instrumente da bi prodrli u jugozapadni molekularni oblak M 17 tako da se slaba emisija plinova zagrijavala grozdom masivnih zvijezda, djelomično smještena iza molekularnog oblaka, a koja bi se mogla detektirati kroz prašina.
Uz pozadinu ovog vrućeg područja, velika neprozirna silueta, koja nalikuje rasplamsalom disku, koji se vidi gotovo preko ruba, povezana je s maglom u obliku čaše u obliku stakla. Ovaj se sustav savršeno uklapa u novoformiranu zvijezdu velike mase koja je okružena golemim akrektorskim diskom i popraćena energičnim bipolarnim odljevom mase.
Nova zapažanja potvrđuju nedavna teorijska izračunavanja koja tvrde da zvijezde do 40 puta veće od Sunca mogu nastati istim procesima koji su aktivni tijekom stvaranja zvijezda manjih masa.
Područje M 17
Iako su mnogi detalji povezani s nastankom i ranom evolucijom zvijezda niske mase poput Sunca sada dobro razumljeni, osnovni scenarij koji vodi do formiranja zvijezda velike mase [2] još uvijek ostaje misterija. Trenutno se proučavaju dva moguća scenarija za stvaranje masivnih zvijezda. U prvom, takve se zvijezde formiraju izlučivanjem velikih količina obodnog materijala; pad na urođenu zvijezdu varira s vremenom. Druga mogućnost je formiranje sudarom (koalescencijom) protostara srednje mase, povećavajući zvjezdanu masu u „skokovima“.
U svojoj neprekidnoj potrazi da dodaju još komada slagalici i pomognu u pružanju odgovora na ovo temeljno pitanje, tim europskih astronoma [1] koristio je bateriju teleskopa, uglavnom na dva čileanska nalazišta Europskog opservatorija u Europi, La Silla i Paranal , proučiti nenadmašno detaljno maglu Omega.
Maglica Omega, poznata i kao 17. objekt na popisu poznatog francuskog astronoma Charlesa Messiera, tj. Messier 17 ili M 17, jedna je od najistaknutijih regija u obliku zvijezda u našoj Galaksiji. Nalazi se na udaljenosti od 7000 svjetlosnih godina.
M 17 je izrazito mlad - u astronomskom pogledu - o čemu svjedoči prisustvo grozda zvijezda velike mase koji ioniziraju okolni vodikov plin i stvaraju takozvanu H II regiju. Ukupna svjetlost ovih zvijezda premašuje svjetlost našeg Sunca za gotovo deset milijuna faktora.
Pored jugozapadnog ruba regije H II, postoji ogroman oblak molekularnog plina za koji se vjeruje da je mjesto neprestanog stvaranja zvijezda. U potrazi za novonastalim zvijezdama velike mase, Rolf Chini s Ruhr-Universit? T Bochuma (Njemačka) i njegovi suradnici nedavno su istražili sučelje između H II regije i molekularnog oblaka pomoću vrlo dubokog optičkog i infracrvenog slike između 0,4 i 2,2 µm.
To je učinjeno s ISAAC-om (u 1,25, 1,65 i 2,2m) na ESO-ovom vrlo velikom teleskopu (VLT) na Cerro Paranalu u rujnu 2002. i EMMI (u 0,45, 0,55, 0,8? M) na ESO-ovom novom tehnološkom teleskopu ( NTT), La Silla, u srpnju 2003. Kvaliteta slike bila je ograničena atmosferskom turbulencijom i varirala je između 0,4 i 0,8 arcsec. Rezultat tih napora prikazan je u PR Photo 15a / 04.
Rolf Chini je zadovoljan: "Naša su mjerenja toliko osjetljiva da je jugozapadni molekularni oblak M 17 prožet i slaba nebularna emisija područja H II, koja se dijelom nalazi iza molekularnog oblaka, mogla bi se detektirati kroz prašinu. ”
Nasuprot nebularnoj pozadini regije H II vidi se velika neprozirna silueta povezana s maglom koja se odražava na satu.
Disk siluete
Da bi dobili bolji pregled strukture, tim astronoma se tada okrenuo slikama Adaptive Optics pomoću NAOS-CONICA instrumenta na VLT-u.
Adaptivna optika je „oružje čuda“ u zemaljskoj astronomiji, koja omogućuje astronomima da „neutraliziraju“ turbulenciju zemaljske atmosfere koja razmazuje sliku (koje neobuzdano oko vidi kao svjetlucanje zvijezda) tako da se mogu dobiti mnogo oštrije slike , Pomoću NAOS-CONICA na VLT-u, astronomi su mogli dobiti slike razlučivosti veće od jedne desetine "viđenja", tj. Kao što su mogli promatrati s ISAAC-om.
PR Photo 15b / 04 prikazuje sliku visoke rezolucije u blizini infracrvene veze (2,2m). To jasno sugerira da morfologija siluete nalikuje raspuštenom disku, viđenom gotovo preko ruba.
Disk je promjera oko 20 000 AU [3] - što je 500 puta udaljenost najudaljenijeg planeta u našem Sunčevom sustavu - i daleko je najveći obodni disk koji je ikada otkriven.
Da bi proučili strukturu i svojstva diska, astronomi su se tada okrenuli radioastronomiji i u travnju 2003. godine na interferometru Plateau de Bure u blizini Grenoblea (Francuska) izvršili spektroskopiju molekularnih linija. Astronomi su promatrali regiju u rotacijskim prijelazima 12CO , Molekula 13CO i C18O, te u susjednom kontinuumu na 3 mm. Postignuta je razlučivost brzine od 0,1 i 0,2 km / s.
Dieter N? Rnberger, član tima, to vidi kao potvrdu: "Naši podaci od 13CO dobiveni IRAM-om pokazuju da se disk / omotnica polako okreće tako da se njegov sjeverozapadni dio približava promatraču." Preko mjerenja od 30.800 AU doista se mjeri pomak brzine od 1,7 km / s.
Iz tih promatranja, prihvaćajući standardne vrijednosti za omjer obilja između različitih izotopskih molekula ugljičnog monoksida (12CO i 13CO) i za faktor pretvorbe radi dobivanja molekularne gustoće vodika iz isprepletenih intenziteta CO, astronomi su također mogli dobiti konzervativnu donju granicu za diskovnu masu od 110 solarnih masa.
Ovo je daleko najmasivniji i najveći disk za akreditaciju koji je ikada zabilježen oko mlade masivne zvijezde. Najveći disk siluete do sada poznat je pod nazivom 114-426 u Orionu i ima promjer od oko 1000 AU; međutim, njegova središnja zvijezda vjerojatno je objekt male mase, a ne masivan protostar. Iako postoji mali broj kandidata za masivne mlade zvjezdane objekte (YSOs) od kojih su neki povezani s odljevima, najveći dosad otkriveni krug oko tih objekata ima promjer od samo 130 AU.
Bipolarna maglica
Druga morfološka struktura koja je vidljiva na svim slikama kroz čitav spektralni raspon od vidljive do infracrvene (0,4 do 2,2 µm) je maglica u obliku sata, okomita na ravninu diska.
Vjeruje se da je to energetski odljev koji dolazi iz središnjeg masivnog objekta. Da bi to potvrdili, astronomi su se vratili ESO-ovim teleskopima kako bi obavili spektroskopska opažanja. Optički spektri bipolarnog odljeva izmjereni su u travnju / lipnju 2003. s EFOSC2 na teleskopu ESO 3,6 m i EMMI na ESO 3,5 m NTT, oba smještena na La Silla, Čile.
Promatranim spektrom dominiraju emisijske linije vodika (H?), Kalcija (Ca II troplet 849,8, 854,2 i 866,2 nm) i helija (He I 667,8 nm). U slučaju zvijezda male mase, ove linije pružaju neizravne dokaze o trajnom akreditaciji iz unutarnjeg diska na zvijezdu.
Pokazano je da je trostruki Ca II proizvod diskrecije za veliki uzorak protostara niske i srednje mase, poznat kao zvijezde T Tauri i Herbig Ae / Be. Štoviše, H? linija je izuzetno široka i pokazuje duboku plavo-pomaknutu apsorpciju koja je obično povezana s odljevima koji nastaju usitnjavanjem.
U spektru su zabilježene i brojne željezne (Fe II) linije koje su pomične za? 120 km / s. Ovo je jasan dokaz postojanja šokova brzinom većom od 50 km / s, stoga je još jedna potvrda hipoteze o odljevu.
Središnji protostar
Zbog teškog izumiranja, priroda prirastajućeg protozvezdanog objekta, tj. Zvijezda u procesu formiranja, obično je teško zaključiti. Pristupačni su samo oni koji se nalaze u blizini njihove starije braće, npr. pored grozda vrućih zvijezda (usp. ESO PR 15/03). Takve već evoluirane masivne zvijezde bogat su izvor energetskih fotona i proizvode snažne zvjezdane vjetrove protona (poput „solarnog vjetra“, ali mnogo jači) koji utječu na okolne međuzvjezdane oblake plina i prašine. Taj proces može dovesti do djelomičnog isparavanja i raspršivanja tih oblaka, čime se „podiže zavjesa“ i omogućava nam direktno gledanje mladih zvijezda u toj regiji.
Međutim, za sve kandidate za velike zvijezde velike mase smještene izvan tako neprijateljskog okruženja ne postoji niti jedan izravni dokaz za (proto) zvjezdani središnji objekt; isto tako, izvor svjetlosti - obično oko deset tisuća sunčevih svjetlosti - nije jasno i može biti posljedica višestrukih objekata ili čak ugrađenih klastera.
Novi disk u M 17 jedini je sustav koji pokazuje središnji objekt na očekivanom položaju zvijezde koja se formira. Emisija od 2,2 m relativno je kompaktna (240 AU x 450 AU) - premala da bi mogla ugostiti gomilu zvijezda.
Pretpostavljajući da je emisija posljedica samo zvijezde, astronomi dobivaju apsolutnu infracrvenu svjetlinu od oko K = -2,5, što bi odgovaralo zvijezdi glavnog slijeda od oko 20 solarnih masa. S obzirom na činjenicu da je proces akrekcije još uvijek aktivan i da modeli predviđaju da se na središnjem objektu može nakupljati oko 30-50% materijala iz okruženja, vjerojatno je da se u ovom slučaju trenutno rađa ogroman protostar.
Teoretski proračuni pokazuju da se početni oblak plina od 60 do 120 solarnih masa može razviti u zvijezdu od otprilike 30-40 solarnih masa, dok se preostala masa odbacuje u međuzvjezdani medij. Sadašnja zapažanja mogu biti prva koja pokazuju ovo što se događa.
Izvorni izvor: ESO News Release
