Πιστωτική εικόνα: ESO
Με βάση μια μεγάλη προσπάθεια παρατήρησης με διαφορετικά τηλεσκόπια και όργανα, κυρίως από το Ευρωπαϊκό Νότιο Αστεροσκοπείο (ESO), μια ομάδα Ευρωπαίων αστρονόμων [1] έχει δείξει ότι στο νεφέλωμα M 17 ένα αστέρι υψηλής μάζας [2] σχηματίζεται μέσω αύξησης μέσω ενός περιστασιακός δίσκος, δηλαδή μέσω του ίδιου καναλιού με αστέρια χαμηλής μάζας.
Για να καταλήξουν σε αυτό το συμπέρασμα, οι αστρονόμοι χρησιμοποίησαν πολύ ευαίσθητα όργανα υπέρυθρης ακτινοβολίας για να διεισδύσουν στο νοτιοδυτικό μοριακό νέφος του M 17, έτσι ώστε η εξασθενημένη εκπομπή από αέριο που θερμαίνεται από ένα σύμπλεγμα τεράστιων αστεριών, εν μέρει πίσω από το μοριακό νέφος, να εντοπιστεί μέσω του σκόνη.
Στο πλαίσιο αυτής της καυτής περιοχής, μια μεγάλη αδιαφανής σιλουέτα, η οποία μοιάζει με έναν αναβοσβήσιμο δίσκο που φαίνεται σχεδόν άκρη, φαίνεται να σχετίζεται με ένα νεφέλωμα ανάκλασης σε σχήμα γυαλιού. Αυτό το σύστημα συμμορφώνεται απόλυτα με ένα νέο αστέρι υψηλής μάζας που περιβάλλεται από έναν τεράστιο δίσκο αύξησης και συνοδεύεται από μια ενεργητική διπολική εκροή μάζας.
Οι νέες παρατηρήσεις επιβεβαιώνουν τους πρόσφατους θεωρητικούς υπολογισμούς που ισχυρίζονται ότι τα αστέρια έως και 40 φορές πιο μαζικά από τον Ήλιο μπορούν να σχηματιστούν με τις ίδιες διαδικασίες που είναι ενεργές κατά τον σχηματισμό των αστεριών μικρότερων μαζών.
Η περιοχή M 17
Ενώ πολλές λεπτομέρειες που σχετίζονται με το σχηματισμό και την πρώιμη εξέλιξη των αστεριών χαμηλής μάζας όπως ο Ήλιος είναι τώρα καλά κατανοητές, το βασικό σενάριο που οδηγεί στο σχηματισμό των αστεριών υψηλής μάζας [2] παραμένει ένα μυστήριο. Μελετάται δύο πιθανά σενάρια για το σχηματισμό τεράστιων αστεριών. Στην πρώτη, τέτοια αστέρια σχηματίζονται με τη συγκέντρωση μεγάλων ποσοτήτων περιστασιακού υλικού. η εισπνοή στο νεογέννητο αστέρι ποικίλλει ανάλογα με το χρόνο. Μια άλλη πιθανότητα είναι ο σχηματισμός με σύγκρουση (συνύπαρξη) πρωτοστατών ενδιάμεσων μαζών, αυξάνοντας την αστρική μάζα σε «άλματα».
Στην συνεχιζόμενη προσπάθειά τους να προσθέσουν περισσότερα κομμάτια στο παζλ και να βοηθήσουν στην παροχή απάντησης σε αυτό το θεμελιώδες ερώτημα, μια ομάδα Ευρωπαίων αστρονόμων [1] χρησιμοποίησε μια μπαταρία τηλεσκοπίων, κυρίως σε δύο από τις περιοχές της Χιλής του Ευρωπαϊκού Νότιου Παρατηρητηρίου της Λα Σίλα και του Παρανάλ , να μελετήσει με απαράμιλλη λεπτομέρεια το νεφέλωμα Ωμέγα.
Το νεφέλωμα Omega, επίσης γνωστό ως το 17ο αντικείμενο στη λίστα του διάσημου Γάλλου αστρονόμου Charles Messier, δηλ. Messier 17 ή M 17, είναι μια από τις πιο διακεκριμένες περιοχές σχηματισμού αστεριών στον Γαλαξία μας. Βρίσκεται σε απόσταση 7.000 ετών φωτός.
Το M 17 είναι εξαιρετικά νεαρό - σε αστρονομικούς όρους - όπως μαρτυρείται από την παρουσία ενός σμήνους αστεριών υψηλής μάζας που ιονίζουν το περιβάλλον αέριο υδρογόνο και δημιουργούν τη λεγόμενη περιοχή H II. Η συνολική φωτεινότητα αυτών των αστεριών υπερβαίνει εκείνη του Ήλιου μας κατά σχεδόν δέκα εκατομμύρια.
Δίπλα στο νοτιοδυτικό άκρο της περιοχής Η II, υπάρχει ένα τεράστιο νέφος μοριακού αερίου που πιστεύεται ότι είναι ένας τόπος συνεχούς σχηματισμού αστεριών. Προκειμένου να αναζητήσουν αστέρια υψηλής μάζας που σχηματίζονται πρόσφατα, ο Rolf Chini του Ruhr-Universit? T Bochum (Γερμανία) και οι συνεργάτες του διερεύνησαν πρόσφατα τη διεπαφή μεταξύ της περιοχής H II και του μοριακού νέφους μέσω πολύ βαθιών οπτικών και υπερύθρων. απεικόνιση μεταξύ 0,4 και 2,2? m.
Αυτό έγινε με το ISAAC (στα 1,25, 1,65 και 2,2 m) στο ESO Very Large Telescope (VLT) στο Cerro Paranal τον Σεπτέμβριο του 2002 και με το EMMI (στα 0,45, 0,55, 0,8? M) στο Τηλεσκόπιο Νέας Τεχνολογίας του ESO ( NTT), La Silla, τον Ιούλιο του 2003. Η ποιότητα της εικόνας περιορίστηκε από την ατμοσφαιρική αναταραχή και κυμαινόταν μεταξύ 0,4 και 0,8 arcsec. Το αποτέλεσμα αυτών των προσπαθειών φαίνεται στη φωτογραφία PR 15a / 04.
Ο Rolf Chini είναι ευχαριστημένος: «Οι μετρήσεις μας είναι τόσο ευαίσθητες που διεισδύει το νοτιοδυτικό μοριακό νέφος του M 17 και η εξασθενημένη νεφελώδης εκπομπή της περιοχής Η II, η οποία βρίσκεται εν μέρει πίσω από το μοριακό νέφος, μπορεί να εντοπιστεί μέσω της σκόνης. "
Στο νεφελώδες φόντο της περιοχής Η II φαίνεται μια μεγάλη αδιαφανής σιλουέτα που σχετίζεται με ένα νεφέλωμα αντανάκλασης σε σχήμα κλεψύδρας.
Ο δίσκος σιλουέτας
Για να αποκτήσει μια καλύτερη εικόνα της δομής, η ομάδα των αστρονόμων στράφηκε στη συνέχεια στην απεικόνιση Adaptive Optics χρησιμοποιώντας το όργανο NAOS-CONICA στο VLT.
Η προσαρμοστική οπτική είναι ένα «θαυμάσιο όπλο» στην επίγεια αστρονομία, επιτρέποντας στους αστρονόμους να «εξουδετερώσουν» την αναταραχή της επίγειας ατμόσφαιρας που φαίνεται από το άβολο μάτι ως ριπή των αστεριών) έτσι ώστε να μπορούν να ληφθούν πολύ πιο ευκρινείς εικόνες . Με το NAOS-CONICA στο VLT, οι αστρονόμοι μπόρεσαν να αποκτήσουν εικόνες με ανάλυση καλύτερη από το ένα δέκατο του «βλέποντας», δηλαδή όπως θα μπορούσαν να παρατηρήσουν με το ISAAC.
Το PR Photo 15b / 04 δείχνει την εικόνα υψηλής ανάλυσης κοντά στο υπέρυθρο (2,2? M). Υποδηλώνει σαφώς ότι η μορφολογία της σιλουέτας μοιάζει με έναν αναβοσβήσιμο δίσκο, που φαίνεται σχεδόν άκρη.
Ο δίσκος έχει διάμετρο περίπου 20.000 AU [3] - που είναι 500 φορές την απόσταση του πιο απομακρυσμένου πλανήτη στο ηλιακό μας σύστημα - και είναι μακράν ο μεγαλύτερος περιστασιακός δίσκος που ανιχνεύτηκε ποτέ.
Για να μελετήσουν τη δομή και τις ιδιότητες του δίσκου, οι αστρονόμοι στη συνέχεια στράφηκαν στη ραδιοαστρονομία και πραγματοποίησαν φασματοσκοπία μοριακής γραμμής στο ιντερφερόμετρο IRAM Plateau de Bure κοντά στη Γκρενόμπλ (Γαλλία) τον Απρίλιο του 2003. Οι αστρονόμοι παρατήρησαν την περιοχή στις περιστροφικές μεταβάσεις του 12CO , 13CO και C18O μόρια, και στο παρακείμενο συνεχές στα 3 mm. Επιτεύχθηκαν αναλύσεις ταχύτητας 0,1 και 0,2 km / s αντίστοιχα.
Ο Dieter N? Rnberger, μέλος της ομάδας, το βλέπει αυτό ως επιβεβαίωση: "Τα δεδομένα 13CO που ελήφθησαν με το IRAM δείχνουν ότι το σύστημα δίσκου / φακέλου περιστρέφεται αργά με το βορειοδυτικό τμήμα του να πλησιάζει τον παρατηρητή." Πάνω από 30.800 AU μετράται πράγματι μια μετατόπιση ταχύτητας 1,7 km / s.
Από αυτές τις παρατηρήσεις, υιοθετώντας τυπικές τιμές για την αναλογία αφθονίας μεταξύ των διαφόρων ισοτόπων μορίων μονοξειδίου του άνθρακα (12CO και 13CO) και για τον συντελεστή μετατροπής για την απόκτηση πυκνότητας μοριακού υδρογόνου από τις εντάσεις CO για τη μάζα δίσκων 110 ηλιακών μαζών.
Αυτός είναι μακράν ο πιο τεράστιος και μεγαλύτερος δίσκος συσσώρευσης που έχει παρατηρηθεί ποτέ γύρω από ένα νεαρό τεράστιο αστέρι. Ο μεγαλύτερος δίσκος σιλουέτας είναι γνωστός ως 114-426 στο Orion και έχει διάμετρο περίπου 1.000 AU. Ωστόσο, το κεντρικό του αστέρι είναι πιθανότατα ένα αντικείμενο χαμηλής μάζας και όχι ένα τεράστιο πρωτόσταρ. Παρόλο που υπάρχει ένας μικρός αριθμός υποψηφίων για μαζικά νεαρά αστρικά αντικείμενα (YSOs), μερικά από τα οποία σχετίζονται με εκροές, ο μεγαλύτερος περιστασιακός δίσκος που ανιχνεύτηκε μέχρι σήμερα γύρω από αυτά τα αντικείμενα έχει διάμετρο μόνο 130 AU.
Το διπολικό νεφέλωμα
Η δεύτερη μορφολογική δομή που είναι ορατή σε όλες τις εικόνες σε όλο το φάσμα φάσματος από ορατό έως υπέρυθρο (0,4 έως 2,2 μm) είναι ένα νεφέλωμα σχήματος κλεψύδρας κάθετο στο επίπεδο του δίσκου.
Αυτό πιστεύεται ότι είναι μια ενεργητική εκροή που προέρχεται από το κεντρικό τεράστιο αντικείμενο. Για να το επιβεβαιώσουν αυτό, οι αστρονόμοι επέστρεψαν στα τηλεσκόπια του ESO για να πραγματοποιήσουν φασματοσκοπικές παρατηρήσεις. Τα οπτικά φάσματα της διπολικής εκροής μετρήθηκαν τον Απρίλιο / Ιούνιο 2003 με EFOSC2 στο τηλεσκόπιο 3,6 m ESO και με EMMI στο ESO 3,5 m NTT, και τα δύο βρίσκονται στη La Silla της Χιλής.
Το παρατηρούμενο φάσμα κυριαρχείται από τις γραμμές εκπομπής υδρογόνου (Ηβ), ασβεστίου (η τριάδα Ca II 849,8, 854,2 και 866,2 nm) και ηλίου (He I 667,8 nm). Στην περίπτωση των αστεριών χαμηλής μάζας, αυτές οι γραμμές παρέχουν έμμεσες ενδείξεις για συνεχιζόμενη αύξηση από τον εσωτερικό δίσκο στο αστέρι.
Το τρίδυμο Ca II αποδείχθηκε επίσης ότι είναι προϊόν αύξησης δίσκου τόσο για ένα μεγάλο δείγμα πρωτοστατών χαμηλής όσο και ενδιάμεσης μάζας, γνωστά ως αστέρια T Tauri και Herbig Ae / Be, αντίστοιχα. Επιπλέον, το H; Η γραμμή είναι εξαιρετικά ευρεία και δείχνει μια βαθιά μπλε μετατόπιση απορρόφησης που συνήθως σχετίζεται με εκροές που οδηγούνται από δίσκους.
Στο φάσμα, παρατηρήθηκαν επίσης πολλές γραμμές σιδήρου (Fe II), οι οποίες μετατοπίζονται από την ταχύτητα; 120 km / s. Αυτό είναι ξεκάθαρο στοιχείο για την ύπαρξη κραδασμών με ταχύτητες άνω των 50 km / s, εξ ου και μια άλλη επιβεβαίωση της υπόθεσης εκροής.
Το κεντρικό πρωτόσταρ
Λόγω της βαριάς εξαφάνισης, η φύση ενός συσσωρευμένου πρωτοστερνικού αντικειμένου, δηλαδή ένα αστέρι στη διαδικασία σχηματισμού, είναι συνήθως δύσκολο να συναχθεί. Πρόσβαση είναι μόνο εκείνα που βρίσκονται στη γειτονιά των ηλικιωμένων αδελφών τους, π.χ. δίπλα σε ένα σύμπλεγμα καυτών αστεριών (πρβλ. ESO PR 15/03). Τέτοια ήδη εξελιγμένα τεράστια αστέρια είναι μια πλούσια πηγή ενεργητικών φωτονίων και παράγουν ισχυρούς αστρικούς ανέμους πρωτονίων (όπως ο «ηλιακός άνεμος» αλλά πολύ ισχυρότερος) που επηρεάζουν τα περιβάλλοντα διαστρικά σύννεφα αερίου και σκόνης. Αυτή η διαδικασία μπορεί να οδηγήσει σε μερική εξάτμιση και διασπορά αυτών των σύννεφων, "σηκώνοντας έτσι την κουρτίνα" και επιτρέποντάς μας να κοιτάξουμε απευθείας σε νεαρά αστέρια σε αυτήν την περιοχή.
Ωστόσο, για όλους τους υποψηφίους υψηλής μάζας που βρίσκονται μακριά από ένα τόσο εχθρικό περιβάλλον, δεν υπάρχει ούτε μία άμεση απόδειξη για ένα (πρωτότυπο) αστρικό κεντρικό αντικείμενο. Ομοίως, η προέλευση της φωτεινότητας - συνήθως περίπου δέκα χιλιάδες ηλιακές φωτεινότητες - είναι ασαφής και μπορεί να οφείλεται σε πολλαπλά αντικείμενα ή ακόμη και σε ενσωματωμένα σμήνη.
Ο νέος δίσκος στο M 17 είναι το μόνο σύστημα που εμφανίζει ένα κεντρικό αντικείμενο στην αναμενόμενη θέση του σχηματισμένου άστρου. Οι εκπομπές 2,2? M είναι σχετικά μικρές (240 AU x 450 AU) - πολύ μικρές για να φιλοξενήσουν ένα σύμπλεγμα αστεριών.
Υποθέτοντας ότι η εκπομπή οφείλεται αποκλειστικά στο αστέρι, οι αστρονόμοι λαμβάνουν απόλυτη υπέρυθρη φωτεινότητα περίπου Κ = -2,5 μεγέθη που αντιστοιχεί σε ένα κύριο αστέρι ακολουθίας περίπου 20 ηλιακών μαζών. Δεδομένου του γεγονότος ότι η διαδικασία συσσώρευσης εξακολουθεί να είναι ενεργή και ότι τα μοντέλα προβλέπουν ότι περίπου το 30-50% του περιστατικού υλικού μπορεί να συσσωρευτεί στο κεντρικό αντικείμενο, είναι πιθανό ότι στην παρούσα περίπτωση γεννιέται ένα τεράστιο πρωτόστατο.
Οι θεωρητικοί υπολογισμοί δείχνουν ότι ένα αρχικό νέφος αερίου 60 έως 120 ηλιακών μαζών μπορεί να εξελιχθεί σε ένα αστέρι περίπου 30-40 ηλιακών μαζών ενώ η υπόλοιπη μάζα απορρίπτεται στο διαστρικό μέσο. Οι παρούσες παρατηρήσεις μπορεί να είναι οι πρώτες που δείχνουν ότι συμβαίνει αυτό.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
