Kreditna slika: ESO
Skupina evropskih astronomov [1] je na podlagi velikega opazovalnega napora z različnimi teleskopi in instrumenti, večinoma iz evropskega južnega observatorija (ESO), pokazala, da se v meglici M 17 s pomočjo akrekcije prek akumulacije oblikuje zvezda z veliko maso [2] obkrožni disk, torej po istem kanalu kot zvezde z nizko maso.
Za dosego tega sklepa so astronomi uporabili zelo občutljive infrardeče instrumente, da so prodrli v jugozahodni molekularni oblak M 17, tako da je šibka emisija plina, ki ga segreva kopica masivnih zvezd, delno nameščena za molekularnim oblakom, zaznana skozi prah.
V ozadju tega vročega območja je velika neprozorna silhueta, ki spominja na razbeljen disk, viden skoraj ob robu, povezana z odsevno meglico v obliki stekla. Ta sistem se odlično ujema z novo nastajajočo zvezdo z visoko maso, ki jo obdaja ogromen disk za kopičenje in spremlja energijski bipolarni masni odtok.
Nova opazovanja potrjujejo nedavne teoretične izračune, ki trdijo, da lahko zvezde do 40-krat bolj masivno od Sonca tvorijo isti procesi, ki so aktivni med nastajanjem zvezd manjših mas.
Regija M 17
Medtem ko je veliko podrobnosti, povezanih s tvorbo in zgodnjo evolucijo zvezd z nizko maso, kot je Sonce, zdaj dobro razumljeno, osnovni scenarij, ki vodi k nastanku zvezd z veliko maso [2], še vedno ostaja skrivnost. Trenutno se preučujeta dva možna scenarija nastanka ogromnih zvezd. Prvič, takšne zvezde se tvorijo z izločanjem velikih količin obkrožnega materiala; priliv na nastalo zvezdo se spreminja s časom. Druga možnost je tvorba s trčenjem (koalescenca) protostarjev vmesnih mas, s čimer se poveča „zvezdna masa“ v skokih.
Skupina evropskih astronomov [1] je v svojih nenehnih prizadevanjih, da bi sestavljanki dodala več kosov in pomagala odgovoriti na to temeljno vprašanje, uporabila baterijo teleskopov, večinoma na dveh čilskih lokacijah Evropskega južnega observatorija La Silla in Paranal , preučevati neprekosljivo meglico Omega.
Meglica Omega, znana tudi kot 17. objekt na seznamu znanega francoskega astronoma Charlesa Messierja, tj. Messier 17 ali M 17, je ena najvidnejših zvezd, ki tvori zvezde v naši Galaksiji. Nahaja se na razdalji 7000 svetlobnih let.
M 17 je izredno mlad - v astronomskem smislu - o čemer priča prisotnost kopice zvezd z veliko maso, ki ionizirajo okoliški vodikov plin in ustvarjajo tako imenovano regijo H II. Skupna svetilnost teh zvezd presega svetlobo našega Sonca za skoraj deset milijonov.
Ob jugozahodnem robu območja H II se nahaja ogromen oblak molekularnega plina, ki naj bi bil kraj nastajanja zvezd. Da bi iskal novo nastajajoče zvezde z visoko maso, je Rolf Chini iz Ruhr-Universit? T Bochuma (Nemčija) in njegovi sodelavci pred kratkim raziskali vmesnik med regijo H II in molekularnim oblakom z zelo globokim optičnim in infrardečim slikanje med 0,4 in 2,2 µm.
To so storili z ISAAC (pri 1,25, 1,65 in 2,2 m) na ESO zelo velikem teleskopu (VLT) na Cerro Paranal septembra 2002 in z EMMI (pri 0,45, 0,55, 0,8? M) na ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, julija 2003. Kakovost slike je bila omejena z atmosfersko turbulenco in je znašala med 0,4 in 0,8 arcsec. Rezultat teh prizadevanj je prikazan v PR Photo 15a / 04.
Rolf Chini je zadovoljen: "Naše meritve so tako občutljive, da je jugozahodni molekularni oblak M 17 prodrl in skozi prah je bilo mogoče zaznati šibko nebularno emisijo območja H II, ki se delno nahaja za molekularnim oblakom. ”
V ozadju nebularnega ozadja regije H II je vidna velika neprozorna silhueta, povezana z odsevno meglico v obliki peščenega stekla.
Disk silhuete
Da bi dobili boljši pogled na strukturo, se je ekipa astronomov nato obrnila na slikanje Adaptive Optics s pomočjo instrumenta NAOS-CONICA na VLT.
Prilagodljiva optika je „čudežno orožje“ v zemeljski astronomiji, ki astronomom omogoča, da „nevtralizirajo“ turbulenco zemeljske atmosfere, ki se razmaže po sliki (ki jo s pomočjo očesa vidijo kot utripajoče zvezde), tako da je mogoče dobiti veliko ostrejše slike . Z NAOS-CONICA na VLT so astronomi lahko dobili slike z ločljivostjo, boljšo od ene desetine "videnja", torej kot tisto, kar bi lahko opazovali pri ISAAC-u.
PR Photo 15b / 04 prikazuje sliko z visoko ločljivostjo blizu infrardeče (2,2 mm), ki so jo dobili. Jasno kaže, da morfologija silhuete spominja na razbeljen disk, ki ga vidimo skoraj ob robu.
Disk ima premer približno 20.000 AU [3] - kar je 500-krat večja oddaljenost najbolj oddaljenega planeta v našem osončju - in je daleč največji obodni disk, ki je bil kdajkoli odkrit.
Za preučevanje strukture in lastnosti diskov so se astronomi nato obrnili na radioastronomijo in aprila 2003 na interferometru Plateau de Bure v bližini Grenobla (Francija) opravili molekularno linijsko spektroskopijo. Astronomi so opazovali regijo v rotacijskih prehodih 12CO , Molekul 13CO in C18O ter v sosednjem kontinuumu na 3 mm. Dosežene so bile ločljivosti hitrosti 0,1 oziroma 0,2 km / s.
Član ekipe Dieter N? Rnberger to vidi kot potrditev: "Naši podatki o 13CO, dobljeni z IRAM, kažejo, da se sistem diskov / ovojnic počasi vrti, tako da se njegov severozahodni del približuje opazovalcu." V obsegu 30.800 AU se dejansko izmeri premik hitrosti 1,7 km / s.
Iz teh opazovanj so s sprejemanjem standardnih vrednosti za količinsko razmerje med različnimi izotopskimi molekulami ogljikovega monoksida (12CO in 13CO) in za pretvorbeni faktor za izpiranje molekulskih gostot vodika iz zmešanih intenzivnosti CO astronomi lahko dobili tudi konzervativno spodnjo mejo za diskovno maso 110 sončnih mas.
To je daleč najbolj množičen in največji akumulacijski disk, ki so ga kdaj opazili neposredno okoli mlade množične zvezde. Največji disk silhuete doslej je v Orionu znan kot 114-426 in ima premer približno 1.000 AU; vendar je njegova osrednja zvezda verjetno objekt z majhno maso in ne ogromen protostar. Čeprav obstaja veliko število kandidatov za množične mlade zvezdne objekte (YSO), od katerih so nekateri povezani z odtoki, ima največji obodni disk, zaenkrat zaznan okoli teh predmetov, premer le 130 AU.
Bipolarna meglica
Druga morfološka zgradba, ki je vidna na vseh slikah v celotnem spektralnem območju od vidne do infrardeče (0,4 do 2,2 µm), je meglica v obliki peščice, pravokotna na ravnino diska.
Verjame se, da gre za energijski odtok, ki prihaja iz osrednjega masivnega predmeta. Da bi to potrdili, so se astronomi vrnili v teleskope ESO-ja, da bi opravili spektroskopska opazovanja. Optični spektri bipolarnega odtoka so bili izmerjeni aprila / junija 2003 z EFOSC2 na teleskopu 3,6 m ESO in z EMMI na ESO 3,5 m NTT, oba na La Silla, Čile.
V opazovanem spektru prevladujejo emisijske črte vodika (H?), Kalcija (triplet Ca II 849,8, 854,2 in 866,2 nm) in helija (He I 667,8 nm). Pri zvezdah z majhno maso te črte zagotavljajo posredne dokaze o stalnem kopičenju z notranjega diska na zvezdo.
Izkazalo se je, da je tudi trojka Ca II produkt nabiranja diskov za velik vzorec nizkih in srednje velikih mas, ki jih poznamo kot zvezde T Tauri in Herbig Ae / Be. Še več, H? Linija je izredno široka in prikazuje globoko absorpcijo modrega premika, ki je običajno povezana z izlivi, ki jih poganjajo diski.
V spektru smo opazili tudi številne železne (Fe II) črte, ki se hitro premikajo? 120 km / s. To je jasen dokaz za obstoj sunkov s hitrostjo večjo od 50 km / s, torej še ena potrditev hipoteze o odtoku.
Osrednji protostar
Zaradi velikega izumrtja je naravo priraščenega protozvezdnega predmeta, to je zvezde v procesu tvorbe, običajno težko sklepati. Dostopne so le tiste, ki se nahajajo v soseščini njihovih starejših bratov, npr. poleg kopice vročih zvezd (prim. ESO PR 15/03). Takšne že razvite ogromne zvezde so bogat vir energijskih fotonov in proizvajajo močne zvezdne vetrove protonov (kot je "sončni veter", vendar veliko močnejši), ki vplivajo na okoliške medzvezdne oblake plina in prahu. Ta postopek lahko privede do delnega izhlapevanja in razpršitve teh oblakov, kar "dvigne zaveso" in nam omogoči neposreden pogled na mlade zvezde v tej regiji.
Vendar pa za vse velike množice protozvezdnih kandidatov, lociranih zunaj tako sovražnega okolja, ni enega samega neposrednega dokaza za (proto) zvezdni osrednji objekt; tudi izvor svetilnosti - običajno približno deset tisoč sončnih svetilnosti - je nejasen in je lahko posledica več predmetov ali celo vgrajenih grozdov.
Novi disk v M 17 je edini sistem, ki ima osrednji objekt na pričakovanem položaju zvezde, ki se oblikuje. 2,2-metrski izpust je sorazmerno kompakten (240 AU x 450 AU) - premajhen, da bi gostil kopico zvezd.
Ob predpostavki, da je emisija posledica izključno zvezde, astronomi dobijo absolutno infrardečo svetlost približno K = -2,5, kar bi ustrezalo zvezdi glavnega zaporedja približno 20 sončnih mas. Glede na dejstvo, da je postopek akrekcije še vedno aktiven in da modeli napovedujejo, da se lahko na osrednji objekt nabere približno 30-50% materiala, ki se giblje okoli, se verjetno v tem primeru rodi ogromen protostar.
Teoretični izračuni kažejo, da se lahko začetni oblak plina od 60 do 120 sončnih mas razvije v zvezdo s približno 30-40 sončnih mas, preostala masa pa se zavrne v medzvezdni medij. Sedanja opažanja so morda prva, ki kažejo to dogajanje.
Izvirni vir: ESO News Release
