Кредитна слика: ЕСО
На основу великог посматрачког напора са различитим телескопима и инструментима, већином из Европског јужног опсерваторија (ЕСО), тим европских астронома [1] показао је да се у магли М 17 формира звезда високе масе [2] помоћу акрекције кроз циркуларни диск, тј. кроз исти канал као звезде ниске масе.
Да би дошли до овог закључка, астрономи су користили веома осетљиве инфрацрвене инструменте да би продрли у југозападни молекуларни облак М 17 тако да се слаба емисија из гаса загрејана гроздом масивних звезда, делом смештена иза молекуларног облака, могла детектовати кроз прашина.
Насупрот позадини овог врелог региона, велика непрозирна силуета, која подсећа на запаљени диск, виђен готово преко ивице, повезана је са маглом у облику чаше у облику стакла. Овај систем се савршено уклапа у новоформирану звезду велике масе која је окружена огромним диском израслина и праћен енергичним биполарним изливом масе.
Нова запажања потврђују недавна теоријска израчунавања која тврде да звезде до 40 пута веће од Сунца могу бити формиране истим процесима који су активни током стварања звезда мањих маса.
Регион М 17
Иако су многи детаљи везани за формирање и рану еволуцију звезда ниске масе попут Сунца сада добро разумети, основни сценарио који води до формирања звезда велике масе [2] и даље остаје мистерија. Тренутно се проучавају два могућа сценарија за формирање масивних звезда. У првом, такве звезде се формирају избацивањем великих количина ободног материјала; пад на урођену звезду варира са временом. Друга могућност је формирање сударом (коалесценцијом) протостара средњих маса, повећавајући звјездану масу у „скоковима“.
У својој непрекидној потрази да додају још комада слагалици и помогну да одговоре на ово темељно питање, тим европских астронома [1] користио је батерију телескопа, углавном на два чилеанска места Ла Силла и Паранал на чилеанским локацијама Европске јужне опсерваторије. , да проучи ненадмашно детаљно маглу Омега.
Маглица Омега, такође позната као 17. предмет на листи познатог француског астронома Цхарлеса Мессиера, тј. Мессиер 17 или М 17, једна је од најистакнутијих области формирања звезда у нашој Галаксији. Налази се на удаљености од 7000 светлосних година.
М 17 је изузетно млад - у астрономском погледу - о чему сведочи присуство грозде звезда велике масе које јонизују околни гас водоник и стварају такозвани Х ИИ регион. Укупна светлост ових звезда прелази светлост нашег Сунца за готово фактор од десет милиона.
Поред југозападне ивице региона Х ИИ, постоји огроман облак молекуларног гаса за који се верује да је место непрестаног формирања звезда. Да би претражили новоформиране звезде високих маса, Ролф Цхини са Рухр-Университ? Т Боцхума (Немачка) и његови сарадници недавно су истражили интерфејс између Х ИИ региона и молекуларног облака помоћу веома дубоког оптичког и инфрацрвеног светла снимање између 0,4 и 2,2 µм.
Ово је урађено ИСААЦ-ом (у 1,25, 1,65 и 2,2м) на ЕСО-овом веома великом телескопу (ВЛТ) на Церро Паранал-у у септембру 2002. године и ЕММИ-ом (у 0,45, 0,55, 0,8 м) на ЕСО-овом новом технолошком телескопу ( НТТ), Ла Силла, у јулу 2003. Квалитет слике био је ограничен атмосферском турбуленцијом и варирао је између 0,4 и 0,8 арцсец. Резултат тих напора приказан је у ПР Пхото 15а / 04.
Ролф Цхини је задовољан: „Наша мерења су толико осетљива да је југозападни молекуларни облак М 17 прожет и слаба небуларна емисија Х ИИ региона, која се делимично налази иза молекуларног облака, могла би се детектирати кроз прашину. “
Насупрот небуларној позадини региона Х ИИ види се велика непрозирна силуета повезана са маглом која се одражава на сату.
Диск са силуетом
Да би стекли бољи увид у структуру, тим астронома се затим окренуо сликама Адаптиве Оптицс помоћу НАОС-ЦОНИЦА инструмента на ВЛТ-у.
Адаптивна оптика је „оружје чуда“ у земаљској астрономији, која омогућава астрономима да „неутралишу“ турбуленцију земаљске атмосфере која размазује слику (које необуздано око види као треперење звезда) тако да се могу добити много оштрије слике . Помоћу НАОС-ЦОНИЦА на ВЛТ-у, астрономи су могли да добију слике резолуције веће од једне десетине „виђења“, односно као што су могли да примете код ИСААЦ-а.
ПР Пхото 15б / 04 приказује слику високе резолуције у близини инфрацрвене везе (2,2м) коју су добили. То јасно сугерира да морфологија силуете подсећа на запаљени диск, виђен готово преко ивице.
Диск има пречник од око 20 000 АУ [3] - што је 500 пута више од удаљености најудаљеније планете у нашем Сунчевом систему - и далеко је највећи ободни диск који је икада откривен.
Да би проучили структуру и својства диска, астрономи су се тада окренули радиоастрономији и извршили молекуларну линијску спектроскопију на интерферометру ИРАМ Платеау де Буре близу Греноблеа (Француска) у априлу 2003. године. Астрономи су приметили регион у ротацијским прелазима 12ЦО , Молекула 13ЦО и Ц18О, и у суседном континууму на 3 мм. Постигнута је разлучивост брзине од 0,1 и 0,2 км / с.
Диетер Нрнбергер, члан тима, ово види као потврду: "Наши подаци од 13ЦО, добијени ИРАМ-ом, показују да се систем диска / коверте полако окреће тако да се његов северозападни део приближава посматрачу." Преко 30.800 АУ заиста се мери брзина од 1,7 км / с.
Из ових опажања, прихватајући стандардне вредности за омјер обиља између различитих изотопских молекула угљен моноксида (12ЦО и 13ЦО) и за фактор конверзије за добивање молекуларних густина водоника из умрежених интензитета ЦО, астрономи су такође могли да добију конзервативну доњу границу за масу диска од 110 соларних маса.
Ово је далеко најмасовнији и највећи диск за акрецију икада посматран директно око младе масивне звезде. Највећи силуета диск до сада је познат под називом 114-426 у Ориону и има пречник од око 1.000 АУ; међутим, његова централна звезда вероватно је објект мале масе а не масиван протостар. Иако постоји мали број кандидата за масивне младе звездане објекте (ИСО) од којих су неки повезани са одливима, највећи круг диска откривен око ових објеката има пречник од само 130 АУ.
Биполарна маглина
Друга морфолошка структура која је видљива на свим сликама у целом спектралном опсегу од видљиве до инфрацрвене (0,4 до 2,2 µм) је маглица у облику пешчаног стакла, окомита на равнину диска.
Верује се да је то енергетски одлив који долази из централног масивног објекта. Да би ово потврдили, астрономи су се вратили ЕСО-овим телескопима да изврше спектроскопска опажања. Оптички спектри биполарног одлива мерени су у априлу / јуну 2003. године помоћу ЕФОСЦ2 на телескопу ЕСО 3,6 м и ЕММИ на ЕСО 3,5 м НТТ, оба смештена у Ла Силла, Чиле.
Проматраним спектром доминирају емисије водоника (Х?), Калцијума (Ца ИИ троплет 849,8, 854,2 и 866,2 нм) и хелијума (Хе И 667,8 нм). У случају звезда мале масе, ове линије пружају индиректне доказе о непрестаном накупљању са унутрашњег диска на звезду.
Такође је показало да је Ца ИИ троплет продукт накупљања диска и за велики узорак протостара ниске и средње масе, који су познати као звезде Т Таури и Хербиг Ае / Бе. Штавише, Х? линија је изузетно широка и показује апсорпцију дубоког плавог помака, обично повезану са одливима који се покрећу дискрецијом.
У спектру су такође примећене бројне линије гвожђа (Фе ИИ) које се померају брзином за? 120 км / с. Ово је јасан доказ постојања шокова брзином већом од 50 км / с, отуда још једна потврда хипотезе о одливу.
Централни протостар
Због тешког изумирања, природа растућег протозвезданог објекта, тј. Звезда у процесу формирања, обично је тешко закључити. Приступачни су само они који се налазе у близини њихове старије браће, нпр. поред гомиле врућих звезда (усп. ЕСО ПР 15/03). Такве већ еволуиране масивне звезде су богат извор енергетских фотона и производе снажне звјездане вјетрове протона (попут „соларног вјетра“, али много јачи) који утичу на околне међузвјездане облаке плина и прашине. Овај процес може довести до делимичног испаравања и ширења тих облака, на тај начин „подизањем завесе“ и омогућавајући нам директно гледање младих звезда у том региону.
Међутим, за све кандидате за велику звезду велике масе који се налазе изван тако непријатељског окружења не постоји нити један директан доказ за (прото) звјездани централни објект; такође, порекло светлости - обично око десет хиљада соларних светиљки - није јасно и може бити последица вишеструких објеката или чак уграђених кластера.
Нови диск у М 17 једини је систем који показује централни објекат на очекиваном положају звезде која се формира. Емисија од 2,2 мм релативно је компактна (240 АУ к 450 АУ) - премала да би могла угостити гомилу звезда.
Претпостављајући да је емисија последица искључиво звезде, астрономи добивају апсолутну инфрацрвену светлост од око К = -2,5, што би одговарало главној звезди секвенци од око 20 соларних маса. С обзиром на чињеницу да је процес акрекције још увек активан и да модели предвиђају да се око 30-50% материјала из окружења може нагомилати на централном објекту, вероватно је да се у овом случају рођује огроман протостар.
Теоријска израчунавања показују да почетни облак гаса од 60 до 120 соларних маса може еволуирати у звезду од око 30-40 соларних маса, док се преостала маса одбацује у међузвездни медијум. Садашња запажања могу бити прва која показују ово што се догађа.
Изворни извор: ЕСО Невс Релеасе
