Vaizdo kreditas: ESO
Remdamasi didelėmis stebėjimo pastangomis, naudodama įvairius teleskopus ir instrumentus, daugiausia iš Europos pietų observatorijos (ESO), Europos astronomų komanda [1] parodė, kad M 17 ūke didžioji žvaigždė [2] susiformuoja akrėjant per apskritas diskas, ty per tą patį kanalą kaip ir mažos masės žvaigždės.
Norėdami padaryti šią išvadą, astronomai naudojo labai jautrius infraraudonųjų spindulių prietaisus, kad įsiskverbtų į M 17 pietvakarių molekulinį debesį, kad pro jį būtų galima aptikti silpną emisiją iš dujų, kurias šildo didžiulių žvaigždžių spiečius, iš dalies esantis už molekulinio debesies. dulkės.
Šio karšto regiono fone didelis nepermatomas siluetas, primenantis išplatintą diską, matytą beveik kraštu, yra susijęs su valandos stiklo formos atspindžio ūku. Ši sistema puikiai atitinka naujai besiformuojančią didelės masės žvaigždę, apsuptą didžiuliu akcento disku ir lydimą energetinio bipolinio masės nutekėjimo.
Nauji stebėjimai patvirtina naujausius teorinius skaičiavimus, kurie teigia, kad žvaigždės, kurių masė yra 40 kartų didesnė už Saulę, gali būti suformuota tais pačiais procesais, kurie yra aktyvūs formuojant mažesnių masių žvaigždes.
M 17 regionas
Nors daugelis detalių, susijusių su mažos masės žvaigždžių, tokių kaip Saulė, formavimu ir ankstyva evoliucija, dabar yra gerai suprantamos, pagrindinis scenarijus, dėl kurio susidaro didelės masės žvaigždės [2], vis dar tebėra paslaptis. Šiuo metu tiriami du galimi masyvių žvaigždžių formavimosi scenarijai. Pirmajame tokios žvaigždės susidaro sukaupdamos didelius kiekius apvalios medžiagos; patekimas į besiformuojančią žvaigždę kinta priklausomai nuo laiko. Kita galimybė yra susidaryti susidūrus (susiliejus) tarpinių masių pirmenybėms, didinant žvaigždžių masę „šuoliuose“.
Europos astronomų komanda [1], vykdydama nuolatines užduotis įtraukti dar keletą dėlionės elementų ir padėti atsakyti į šį esminį klausimą, panaudojo daugybę teleskopų, daugiausia dviejose Europos pietų observatorijos Čilės vietose - La Silla ir Paranal. , kad nepakartojamai detaliai ištirtų Omega ūką.
Omega ūkas, dar žinomas kaip 17 objektas garsaus prancūzų astronomo Charles Messier sąraše, t. Y. Messier 17 arba M 17, yra vienas ryškiausių žvaigždžių formavimo regionų mūsų galaktikoje. Jis yra 7000 šviesmečių atstumu.
M 17 yra labai jaunas - astronominiu požiūriu - tai liudija didelės masės žvaigždžių spiečius, kurie jonizuoja aplinkines vandenilio dujas ir sukuria vadinamąjį H II regioną. Bendras šių žvaigždžių ryškumas beveik dešimčia milijonų kartų viršija mūsų saulės spindulius.
Šalia H II regiono pietvakarių krašto yra didžiulis molekulinių dujų debesis, kuris, kaip manoma, yra nuolatinio žvaigždžių formavimo vieta. Rolfas Chini iš Rūro universiteto (Bohrumas, Vokietija) ir jo bendradarbiai, siekdami ieškoti naujai besiformuojančių didelės masės žvaigždžių, labai giliu optiniu ir infraraudonųjų spindulių ryšiu ištyrė H II regiono ir molekulinio debesies sąsają. vaizdavimas nuo 0,4 iki 2,2 um.
Tai buvo padaryta su ISAAC (1,25, 1,65 ir 2,2 μm atstumu) ESO labai dideliu teleskopu (VLT) „Cerro Paranal“ 2002 m. Rugsėjo mėn. Ir su EMMI (esant 0,45, 0,55, 0,8 μm) ESO naujųjų technologijų teleskopu ( NTT), La Silla, 2003 m. Liepa. Vaizdo kokybę ribojo atmosferos turbulencija ir svyravo nuo 0,4 iki 0,8 arų. Šių pastangų rezultatas parodytas PR nuotraukoje 15a / 04.
Rolfas Chini džiaugiasi: „Mūsų matavimai yra tokie jautrūs, kad prasiskverbia į pietvakarių molekulinį M 17 debesį ir per dulkes buvo galima aptikti silpną miglotą H II regiono, kuris iš dalies yra už molekulinio debesies, emisiją. “
H II srities nebuliniame fone matomas didelis nepermatomas siluetas, susijęs su smėlio laikrodžio formos atspindžio ūku.
Silueto diskas
Norėdami gauti geresnį vaizdą apie struktūrą, astronomų komanda pasuko prie Adaptive Optics vaizdavimo, naudodama NAOS-CONICA instrumentą VLT.
Adaptyvioji optika yra „stebuklingas ginklas“ antžeminėje astronomijoje, leidžianti astronomams „neutralizuoti“ antžeminės atmosferos įvaizdį sukeliančią turbulenciją (kurią be akies mato kaip žvaigždžių mirgėjimą), kad būtų galima gauti daug ryškesnių vaizdų . Naudodamiesi „NAOS-CONICA“ VLT, astronomai sugebėjo gauti vaizdus, kurių skiriamoji geba būtų didesnė nei dešimtadalis „matymo“, tai yra, ką jie galėtų stebėti naudodamiesi ISAAC.
PR nuotraukoje 15b / 04 pavaizduotas aukštos skiriamosios gebos vaizdas iš infraraudonųjų spindulių (2,2 μm). Tai aiškiai rodo, kad silueto morfologija primena išpūstą diską, matytą beveik ant krašto.
Disko skersmuo yra apie 20 000 AU [3] - tai 500 kartų viršija tolimiausios planetos mūsų Saulės sistemoje atstumą - ir yra bene didžiausias kada nors aptiktas žiedinis diskas.
2003 m. Balandžio mėn., Norėdami ištirti disko struktūrą ir savybes, astronomai kreipėsi į radijo astronomiją ir atliko molekulinių linijų spektroskopiją IRAM Plateau de Bure interferometru prie Grenoblio (Prancūzija). 2003 m. Balandžio mėn. , 13CO ir C18O molekulių, o gretimame kontinuume - 3 mm atstumu. Greičio skiriamoji geba buvo atitinkamai 0,1 ir 0,2 km / s.
Komandos narys Dieteris N. Rnbergeris tai mato kaip patvirtinimą: „Mūsų gauti 13CO duomenys, gauti su IRAM, rodo, kad disko / vokų sistema lėtai sukasi, o šiaurės vakarinė dalis artėja prie stebėtojo“. Iš tikrųjų išmatuotas 1,7 km / s greičio poslinkis per 30 800 AU.
Remiantis šiais stebėjimais, priėmus standartines įvairių izotopų anglies monoksido molekulių (12CO ir 13CO) gausumo santykio vertes ir perskaičiavimo koeficientą, norint apskaičiuoti molekulinį vandenilio tankį pagal išmatuotą CO intensyvumą, astronomai taip pat sugebėjo nustatyti konservatyvią apatinę ribą. skirtas disko masei 110 saulės masių.
Tai yra pats masiškiausias ir didžiausias akordinis diskas, kurį kada nors buvo pastebėta tiesiai aplink jauną didžiulę žvaigždę. Didžiausias iki šiol siluetinis diskas Orione žinomas kaip 114-426, jo skersmuo yra apie 1000 AU; tačiau centrinė jo žvaigždė greičiausiai yra mažos masės objektas, o ne didžiulis protostaris. Nors yra nedaug kandidatų į didelius jaunus žvaigždžių objektus (YSO), kai kurie iš jų yra susiję su nutekėjimais, didžiausias iki šiol aptiktas aplinkinių žvaigždžių diskas, esantis aplink šiuos objektus, yra tik 130 AU skersmens.
Bipolinis ūkas
Antrasis morfologinis darinys, matomas visuose vaizduose per visą spektrinį diapazoną nuo matomo iki infraraudonojo (0,4–2,2 m), yra smėlio laikrodžio formos ūkas, statmenas disko plokštumai.
Manoma, kad tai yra energinis nutekėjimas iš centrinio masyvaus objekto. Norėdami tai patvirtinti, astronomai grįžo į ESO teleskopus atlikti spektroskopinių stebėjimų. Bipolinio nutekėjimo optiniai spektrai buvo išmatuoti 2003 m. Balandžio – birželio mėn. Naudojant EFOSC2 prie ESO 3,6 m teleskopo ir EMMI naudojant ESO 3,5 m NTT, abu esantys La Silla, Čilė.
Stebėtame spektre vyrauja vandenilio (H2), kalcio (Ca II tripletas 849,8, 854,2 ir 866,2 nm) ir helio (He I 667,8 nm) emisijos linijos. Mažos masės žvaigždžių atveju šios linijos suteikia netiesioginį įrodymą apie nuolatinį prisikaupimą iš vidinio disko į žvaigždę.
Taip pat buvo įrodyta, kad „Ca II“ tripletas yra diskrecijos rezultatas tiek dideliam mažos, tiek vidutinės masės prototipų pavyzdžiui, atitinkamai žinomiems kaip T Tauri ir Herbig Ae / Be žvaigždės. Be to, H? linija yra labai plati ir rodo giliai mėlynos spalvos pasiskirstymą, paprastai siejamą su kaupimosi disko sąlygotais nutekėjimais.
Spektre taip pat buvo pastebėta daugybė geležies (Fe II) linijų, kurių greitį keičia? 120 km / s. Tai akivaizdžiai įrodo, kad yra sukrėtimų, kai greitis didesnis kaip 50 km / s, ir tai patvirtina dar vieną hipotezės nutekėjimą.
Centrinis protostaris
Dėl sunkaus išnykimo paprastai sunku nustatyti besikaupiančio pirmykščio objekto, t. Y. Žvaigždės, pobūdį. Prieinami tik tie, kurie yra vyresniųjų brolių kaimynystėje, pvz. šalia karštų žvaigždžių spiečiaus (plg. ESO PR 15/03). Tokios jau išsivysčiusios didžiulės žvaigždės yra gausus energinių fotonų šaltinis ir skleidžia galingą protonų (pavyzdžiui, „saulės vėjo“, bet daug stipresnį) protonų vėją, kuris veikia aplinkinius tarpžvaigždinius dujų ir dulkių debesis. Šis procesas gali iš dalies išstumti ir išsklaidyti tuos debesis, tokiu būdu „pakeldamas uždangą“ ir leisdamas mums pažvelgti tiesiai į jaunas to krašto žvaigždes.
Tačiau visiems didelės masės pirmykščiams kandidatams, esantiems atokiau nuo tokios priešiškos aplinkos, nėra nė vieno tiesioginio įrodymo apie (proto) žvaigždės centrinį objektą; taip pat neaiški yra ryškumo kilmė - paprastai apie dešimt tūkstančių saulės spindulių. Tai gali kilti dėl daugelio objektų ar net įterptųjų grupių.
Naujasis M 17 diskas yra vienintelė sistema, kurioje centrinis objektas yra numatytoje žvaigždės formavimo vietoje. 2,2 μm spinduliuotė yra santykinai kompaktiška (240 AU x 450 AU) - per maža, kad joje būtų žvaigždžių spiečius.
Darant prielaidą, kad spinduliavimą lemia tik žvaigždė, astronomai apskaičiuoja absoliutųjį infraraudonųjų spindulių ryškumą, kuris yra apie K = -2,5, o tai atitiktų pagrindinę sekos žvaigždę, turinčią maždaug 20 saulės masių. Atsižvelgiant į tai, kad akrilizacijos procesas vis dar yra aktyvus, ir kad modeliai prognozuoja, kad apie 30–50% žiedinės medžiagos gali būti sukaupta ant centrinio objekto, tikėtina, kad šiuo atveju šiuo metu gimsta masinis protostaris.
Teoriniai skaičiavimai rodo, kad pradinis dujų debesis nuo 60 iki 120 saulės masių gali išsivystyti į maždaug 30–40 saulės masių žvaigždę, o likusi masė bus išmesta į tarpžvaigždinę terpę. Šie pastebėjimai gali būti pirmieji, parodantys tai.
Originalus šaltinis: ESO žinių laida
