Νέες εικόνες από το ιαπωνικό τηλεσκόπιο Subaru δείχνουν πώς ένα κοντινό νεαρό αστέρι τερμάτισε γρήγορα τα παιδικά του χρόνια. Το χάσμα βρίσκεται περίπου στην ίδια απόσταση από το αστέρι με την τροχιά του Κρόνου και παρέχει επιπλέον στοιχεία στις θεωρίες σχετικά με το πώς οι δίσκοι του υλικού εξελίσσονται γύρω από νεαρά αστέρια.
Μεγέθυνση σε ένα κοντινό νεαρό αστέρι που ονομάζεται HD 141569A, οι αστρονόμοι από το Εθνικό Αστρονομικό Παρατηρητήριο της Ιαπωνίας και το Ινστιτούτο Max Planck για την Αστρονομία χρησιμοποίησαν το τηλεσκόπιο Subaru στο Mauna Kea, Hawai'i, για να ανακαλύψουν μια τρύπα σε έναν δίσκο που περιβάλλει αέριο και σκόνη το αστέρι. Η ύπαρξη αυτού του μεγάλου κενού, που είναι περίπου το μέγεθος της τροχιάς του Κρόνου, υποστηρίζει τη θεωρία ότι αυτό το νεαρό αστέρι τερμάτισε απότομα την παιδική του ηλικία, ιονίζοντας και απομακρύνοντας το αέριο στο δίσκο από τον οποίο γεννήθηκε.
Η ομάδα, με επικεφαλής τον Dr. Miwa Goto και τον καθηγητή Tomonori Usuda εκμεταλλεύτηκε την εξαιρετική χωρική ανάλυση που επιτεύχθηκε από το προσαρμοστικό οπτικό σύστημα και την υπέρυθρη κάμερα και φασματογράφο (IRCS) στο Subaru, για να επιλύσει το εσωτερικό μέρος του δίσκου γύρω από το HD 141569A γραμμές εκπομπής μονοξειδίου του άνθρακα στο υπέρυθρο τμήμα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Ο δίσκος ήταν γνωστό ότι υπήρχε από προηγούμενες μελέτες της σκόνης γύρω από το αστέρι. Μελετώντας το αέριο, η νέα μελέτη καθόρισε με επιτυχία το μέγεθος της εσωτερικής εκκαθάρισης στο δίσκο.
Η εκπομπή από το μονοξείδιο του άνθρακα (CO) στο δίσκο που περιβάλλει το HD 141569A, που βρίσκεται περίπου 320 έτη φωτός μακριά από τη Γη, εκτείνεται σε απόσταση πενήντα φορές το μέγεθος της τροχιάς της Γης. (Η απόσταση μεταξύ της Γης και του Ήλιου ονομάζεται αστρονομική μονάδα. Στο ηλιακό μας σύστημα, η τροχιακή ακτίνα του Ποσειδώνα είναι περίπου 30 AU). Σταδιακά γίνεται ισχυρότερο προς το εσωτερικό μέρος που βρίσκεται πιο κοντά στο αστέρι. Οι εκπομπές κορυφώνουν περίπου στα 15 AU και μετά μειώνονται στο κεντρικό αστέρι. «Γνωρίζουμε τώρα ότι παραμένει λίγο αέριο στο εσωτερικό 11 AU του δίσκου», δήλωσε ο Usuda. "Με άλλα λόγια, το HD 141569A έχει αναπτύξει πλήρως μια τρύπα στο κέντρο του δίσκου μοριακού αερίου μεγαλύτερο από το μέγεθος της τροχιάς του Κρόνου."
«Το μέγεθος της τρύπας είναι πολύ σημαντικό», είπε ο Γκότο, «επειδή περιορίζει τις δυνατότητες για το πώς έγινε η τρύπα στην πρώτη θέση».
Θεωρητικά, ένας περιστασιακός δίσκος θα μπορούσε να έχει μια εσωτερική κοιλότητα που δημιουργήθηκε από το κλείσιμο γραμμών στη μαγνητόσφαιρα του αστεριού, η οποία θα έκοβε τον δίσκο. Αυτό ονομάζεται μαγνητοσφαιρική περικοπή και θα μπορούσε να εξηγήσει γιατί υπάρχει κενό στη σκόνη. Ωστόσο, το μέγεθος της περικοπής πρέπει να είναι πολύ μικρότερο, τόσο μικρό όσο το ένα εκατοστό μιας αστρονομικής μονάδας, ή περίπου το μέγεθος του ίδιου του αστεριού, οπότε αυτό δεν μπορεί να εξηγήσει την παρούσα παρατήρηση.
Η καταστροφή της σκόνης από την ακτινοβολία από το αστέρι σε μια διαδικασία που ονομάζεται εξάχνωση θα μπορούσε επίσης να παράγει μια εσωτερική τρύπα σε ένα δίσκο. Και πάλι, η αναμενόμενη ακτίνα από μια τέτοια δραστηριότητα είναι πολύ μικρή, περίπου το ένα δέκατο της τροχιακής ακτίνας της Γης, για να αντιστοιχεί στην κεντρική κοιλότητα του HD 141569A.
Η καλύτερη εξήγηση για το μέγεθος της κεντρικής κοιλότητας του HD 141569A προέρχεται από το γεγονός ότι αντιστοιχεί στη βαρυτική ακτίνα του αστεριού. Αυτή είναι η ακτίνα όπου η ταχύτητα του ήχου που ρέει με ιονισμένο αέριο είναι ίση με την ταχύτητα διαφυγής από το αστέρι. Με άλλα λόγια, το αέριο έξω από τη βαρυτική ακτίνα μπορεί ελεύθερα να διαφύγει από το σύστημα μόλις ιονιστεί. Το αέριο στο δίσκο είναι πυκνότερο στην βαρυτική ακτίνα και δέχεται περισσότερη ακτινοβολία από το κεντρικό αστέρι από το εξωτερικό μέρος. Η απώλεια μάζας του δίσκου μέσω της εξάτμισης φωτο είναι επομένως πιο αποτελεσματική στην ακτίνα βαρύτητας.
Η παρόμοια κλίμακα μεγέθους της εσωτερικής κοιλότητας του δίσκου HD 141569A και της βαρυτικής ακτίνας του, περίπου 18 αστρονομικές μονάδες, δείχνει ότι το άνοιγμα γίνεται με φωτο-εξάτμιση, το αέριο ιονίζεται και ωθείται μακριά. Δείχνει επίσης ότι, σε γενικές γραμμές, η φωτο-εξάτμιση είναι πράγματι αποτελεσματική στην απομάκρυνση ενός δίσκου από ένα νεαρό αστέρι, ακόμη και αν μπορεί να υπάρχουν και άλλες διεργασίες (όπως η συσσώρευση υλικού σε συστάδες που ονομάζεται ιξώδης αύξηση).
Αυτή η θεωρητική εικόνα δεν είναι καινούργια, αλλά η παρούσα παρατήρηση είναι η πρώτη που προσφέρει σαφή στοιχεία που υποστηρίζουν αυτήν τη θεωρία. Σε αυτήν την εικόνα, οι περιστασιακοί δίσκοι δεν εξατμίζονται αργά από περιοχές που βρίσκονται ακριβώς δίπλα στο κεντρικό αστέρι. Αντ 'αυτού, μια τρύπα τόσο μεγάλη όσο η ακτίνα βαρύτητας του αστεριού εμφανίζεται λίγο πολύ ξαφνικά και στη συνέχεια μεγαλώνει έως ότου εξαφανιστεί ο δίσκος και η δυνατότητα σχηματισμού πλανητών.
Ο ρόλος ενός κυκλικού δίσκου
Ένα αστέρι γεννιέται όταν το αέριο συλλέγεται μέσα σε ένα μοριακό νέφος. Το αέριο είναι κυρίως με τη μορφή μοριακού υδρογόνου. Επειδή το αέριο έχει γωνιακή ορμή, δεν μπορεί να προσγειωθεί απευθείας στην επιφάνεια ενός αστεριού. Αντ 'αυτού, σχηματίζει μια λεπτή δομή που μοιάζει με δίσκο γύρω από ένα αστέρι και χάνει σιγά-σιγά την ορμή της καθώς περιστρέφεται γύρω από το αστέρι και έτσι το αστέρι μπορεί τελικά να το τραβήξει. Χωρίς έναν τέτοιο «περιστασιακό δίσκο», ένα αστέρι δεν μπόρεσε να συλλέξει μάζα από το σύννεφο γέννησής του.
Πέρα από τη λειτουργία του ως παροχής αερίου για σχηματισμό αστεριών, ένας περιστασιακός δίσκος παρέχει επίσης πρώτη ύλη για πλανήτες. Το υλικό που έχει απομείνει από τον σχηματισμό αστεριών κολλάει σταδιακά, δημιουργώντας βότσαλα και βράχια. Αυτά συγκεντρώνονται μαζί για να σχηματίσουν ακόμη μεγαλύτερα σώματα, όπως πλανήτες πλάτους 100 μέτρων. Όλο αυτό το υλικό συνεχίζει να περιστρέφεται γύρω από το αστέρι ενώ μεγαλώνει σε όλο και μεγαλύτερα σώματα. Τελικά, εάν οι συνθήκες είναι σωστές, αυτή η διαδικασία αύξησης παράγει έναν βραχώδη πλανήτη παρόμοιο με τη Γη.
Πρόσφατες μελέτες παρατήρησης περιστασιακών δίσκων εκμεταλλεύτηκαν τη θερμική εκπομπή και διάσπαρτο φως από το στερεό υλικό στους δίσκους. Ωστόσο, στις πρώτες εποχές της ύπαρξης ενός δίσκου, αυτά τα στερεά αποτελούν μόνο το ένα τοις εκατό της συνολικής μάζας δίσκου. Τα υπόλοιπα βρίσκονται ακόμη σε αέρια φάση και κυρίως σε μοριακή μορφή (όπως το μονοξείδιο του άνθρακα). Κοιτάζοντας έναν δίσκο και μελετώντας το συστατικό του μονοξειδίου του άνθρακα και όχι τους κόκκους σκόνης, σημαίνει ότι εξετάζουμε τον δίσκο αερίου, ο οποίος είναι το κύριο συστατικό του δίσκου.
Ένας περιστασιακός δίσκος υπάρχει μόνο για μικρό χρονικό διάστημα, ενώ το κεντρικό αστέρι του συλλέγει αέριο από αυτόν. Για να καταλάβετε πώς εξελίσσεται ένας δίσκος, φανταστείτε ότι ολόκληρη η διάρκεια ζωής του αστεριού ήταν μόνο εκατό χρόνια. Ο περιστασιακός δίσκος θα υπήρχε μόνο από τρεις ημέρες έως ένα μήνα προτού εξαφανιστεί εντελώς. Ένα αστέρι έχει μόνο μία ευκαιρία να σχηματίσει ένα πλανητικό σύστημα κατά τη σχετικά σύντομη διάρκεια ζωής του περιστασιακού δίσκου του. Εάν η ιονίζουσα ακτινοβολία από το αστέρι αποτρέψει τη συγκέντρωση του δίσκου σκόνης σε πλανήτες πριν διαλυθεί, τότε η πιθανότητα του αστεριού να γίνει το κέντρο ενός ηλιακού συστήματος χάνεται για πάντα. Το πότε και πώς ένας δίσκος διαλύεται, έχει συνεπώς άμεσες συνέπειες για την πιθανότητα σχηματισμού πλανητών.
Αυτά τα αποτελέσματα θα δημοσιευθούν στο Astrophysical Journal στα τέλη του 2006 ή στις αρχές του 2007.
Τίτλος ερευνητικού εγγράφου: Εσωτερικό χείλος ενός μοριακού δίσκου που χωρίζεται χωρικά στις υπέρυθρες γραμμές εκπομπών CO, M. Goto, T. Usuda, C. P. Dullemond, Th. Henning, H. Linz, B. Stecklum και H. Suto
Η ερευνητική ομάδα: Miwa Goto (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Germany) Tomonori Usuda (Subaru Telescope, NAOJ) C. P Dullemong (MPIA) Th. Henning (MPIA) H. Linz (MPIA) B. Stecklum (MPIA) Hiroshi Suto (NAOJ)
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων Subaru
