Bildekreditt: ESO
Basert på en stor observasjonsinnsats med forskjellige teleskoper og instrumenter, for det meste fra European Southern Observatory (ESO), har et team av europeiske astronomer [1] vist at i M 17-tåken dannes en høymassestjerne [2] via akkresjon gjennom en circumstellar plate, dvs. gjennom samme kanal som lavmasse stjerner.
For å nå denne konklusjonen, brukte astronomene veldig følsomme infrarøde instrumenter for å trenge gjennom den sør-vestlige molekylære skyen av M 17, slik at svak utslipp fra gass oppvarmet av en klynge av massive stjerner, delvis plassert bak molekylær sky, kunne oppdages gjennom støv.
På bakgrunn av denne hete regionen, er det funnet at en stor ugjennomsiktig silhuett, som ligner en blussskive som er nærmest kant-på, er assosiert med en times glassformet refleksjonsnebula. Dette systemet samsvarer perfekt med en nylig dannende høymassestjerne omgitt av en enorm akkresjonsskive og ledsaget av en energisk bipolar masseutstrømning.
De nye observasjonene bekrefter nyere teoretiske beregninger som hevder at stjerner opptil 40 ganger mer massive enn solen kan dannes av de samme prosessene som er aktive under dannelsen av stjerner av mindre masser.
M 17-regionen
Selv om mange detaljer relatert til dannelsen og den tidlige utviklingen av stjerner med lav masse som Sola nå er godt forstått, forblir det grunnleggende scenariet som fører til dannelsen av stjerner med høy masse [2] fortsatt et mysterium. To mulige scenarier for dannelse av massive stjerner studeres for tiden. I den første dannes slike stjerner ved akkresjon av store mengder omskjærende materiale; innfallet på den begynnende stjernen varierer med tiden. En annen mulighet er dannelse ved kollisjon (koalesens) av protostarer av mellomliggende masser, og øker den stjernemassen i "hopp".
I et fortsatt forsøk på å legge til flere brikker i puslespillet og bidra til å gi et svar på dette grunnleggende spørsmålet, brukte et team av europeiske astronomer [1] et batteri med teleskoper, mest på to av European Southern Observatory's chilenske steder i La Silla og Paranal , for å studere i uovertruffen detalj Omega-tåken.
Omega-tåken, også kjent som den 17. gjenstanden på listen over den berømte franske astronomen Charles Messier, dvs. Messier 17 eller M 17, er en av de mest fremtredende stjernedannende regionene i vår Galaxy. Det ligger i en avstand på 7000 lysår.
M 17 er ekstremt ung - i astronomiske vendinger - som er vitne til tilstedeværelsen av en klynge av høymassestjerner som ioniserer den omliggende hydrogengassen og skaper et såkalt H II-område. Den totale lysstyrken til disse stjernene overstiger solen vår med nesten en faktor på ti millioner.
I tilknytning til den sør-vestlige kanten av H II-regionen, er det en enorm sky av molekylær gass som antas å være et sted for pågående stjernedannelse. For å søke etter nylig dannende høymassestjerner, har Rolf Chini fra Ruhr-Universit? T Bochum (Tyskland) og hans samarbeidspartnere nylig undersøkt grensesnittet mellom H II-regionen og molekylær skyen ved hjelp av veldig dyp optisk og infrarød avbildning mellom 0,4 og 2,2? m.
Dette ble gjort med ISAAC (ved 1,25, 1,65 og 2,2 m) ved ESO Very Large Telescope (VLT) på Cerro Paranal i september 2002 og med EMMI (på 0,45, 0,55, 0,8? M) ved ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, i juli 2003. Bildekvaliteten ble begrenset av atmosfærisk turbulens og varierte mellom 0,4 og 0,8 buer. Resultatet av denne innsatsen er vist i PR Foto 15a / 04.
Rolf Chini er fornøyd: ”Målingene våre er så følsomme at den sør-vestlige molekylære skyen av M 17 blir penetrert og den svake nebulære utslipp fra H II-regionen, som delvis befinner seg bak molekylær sky, kunne oppdages gjennom støvet. ”
Mot nebularbakgrunnen til H II-regionen sees en stor ugjennomsiktig silhuett assosiert med en timeglassformet refleksjonsnebula.
Silhuettskiven
For å få en bedre oversikt over strukturen, vendte teamet av astronomer seg deretter til Adaptive Optics avbildning ved hjelp av NAOS-CONICA-instrumentet på VLT.
Adaptiv optikk er et "vidundervåpen" i bakkebasert astronomi, slik at astronomer kan "nøytralisere" den utslettende turbulensen i den jordiske atmosfæren (sett av det uoppnådde øyet som glimt av stjerner), slik at mye skarpere bilder kan oppnås . Med NAOS-CONICA på VLT var astronomene i stand til å skaffe bilder med en oppløsning som var bedre enn en tidel av "å se", det vil si det de kunne observere med ISAAC.
PR Photo 15b / 04 viser det høyoppløselige nærinfrarøde (2,2? M) bildet de fikk. Det tyder tydelig på at morfologien til silhuetten ligner en utskjelt skive, sett nesten kant på.
Platen har en diameter på omtrent 20 000 AU [3] - som er 500 ganger avstanden til den fjerneste planeten i solsystemet vårt - og er den desidert største omfartskive som noen gang er oppdaget.
For å studere skivestrukturen og egenskapene, vendte astronomene seg deretter til radioastronomi og utførte molekylær linjespektroskopi ved IRAM Plateau de Bure interferometer nær Grenoble (Frankrike) i april 2003. Astronomene har observert regionen i rotasjonsovergangene til 12CO , 13CO og C18O molekyler, og i det tilstøtende kontinuum ved 3 mm. Hastighetsoppløsninger på henholdsvis 0,1 og 0,2 km / s ble oppnådd.
Dieter N? Rnberger, medlem av teamet, ser dette som en bekreftelse: "Våre 13CO-data innhentet med IRAM indikerer at skive- / konvoluttsystemet sakte roterer med sin nord-vestlige del som nærmer seg observatøren." I løpet av 30.800 AU måles en hastighetsforskyvning på 1,7 km / s.
Fra disse observasjonene, ved bruk av standardverdier for overflodforholdet mellom de forskjellige isotopiske karbonmonoksydmolekylene (12CO og 13CO) og for konverteringsfaktoren for å utlede molekylære hydrogentettheter fra de mesurerte CO-intensitetene, var astronomene også i stand til å utlede en konservativ nedre grense for skivemassen på 110 solmasser.
Dette er den desidert mest massive og største akkresjonsskiven som noen gang er observert direkte rundt en ung massiv stjerne. Den største silhuettskiven så langt er kjent som 114-426 i Orion og har en diameter på omtrent 1000 AU; Imidlertid er den sentrale stjernen sannsynligvis et objekt med lav masse i stedet for en massiv protostar. Selv om det er et lite antall kandidater for massive unge stjernestykkeobjekter (YSO-er), hvorav noen er assosiert med utstrømninger, har den største omfartsskiven som hittil er oppdaget rundt disse objektene, en diameter på bare 130 AU.
Den bipolare tåken
Den andre morfologiske strukturen som er synlig på alle bilder i hele spektralområdet fra synlig til infrarød (0,4 til 2,2 m), er en timeglassformet tåke vinkelrett på platen på platen.
Dette antas å være en energisk utstrømning som kommer fra den sentrale massive gjenstanden. For å bekrefte dette gikk astronomene tilbake til ESOs teleskoper for å utføre spektroskopiske observasjoner. De optiske spektra for den bipolare utstrømningen ble målt i april / juni 2003 med EFOSC2 ved ESO 3,6 m-teleskopet og med EMMI ved ESO 3,5 m NTT, begge lokalisert på La Silla, Chile.
Det observerte spekteret domineres av utslippslinjene hydrogen (H?), Kalsium (Ca II-tripletten 849,8, 854,2 og 866,2 nm) og helium (He I 667,8 nm). Når det gjelder stjerner med lav masse, gir disse linjene indirekte bevis for kontinuerlig akkresjon fra den indre platen til stjernen.
Ca II-tripletten ble også vist å være et produkt av skilting av skiver for både en stor prøve av lave og mellommasse protostarer, kjent som henholdsvis T Tauri og Herbig Ae / Be-stjerner. Dessuten H? linjen er ekstremt bred og viser en dyp blåskiftet absorpsjon som vanligvis er assosiert med akkresjonsskive-drevet utstrømning.
I spekteret ble det også observert mange jern (Fe II) linjer, som blir forskjøvet hastighet av? 120 km / s. Dette er et klart bevis for eksistensen av støt med hastigheter på mer enn 50 km / s, og dermed en annen bekreftelse på utstrømningshypotesen.
Den sentrale protostaren
På grunn av kraftig utryddelse er det vanligvis vanskelig å utlede naturen til en akkrediterende protostellar gjenstand, dvs. en stjerne i formingsprosessen. Tilgjengelige er bare de som ligger i nabolaget til sine eldste brødre, f.eks. ved siden av en klynge av varme stjerner (jf. ESO PR 15/03). Slike allerede utviklede massive stjerner er en rik kilde til energiske fotoner og produserer kraftige stjernevind av protoner (som "solvind", men mye sterkere) som påvirker de omkringliggende interstellare gass- og støvskyene. Denne prosessen kan føre til delvis fordampning og spredning av skyene, og dermed "løfte gardinen" og la oss se direkte på unge stjerner i regionen.
For alle protostellare kandidater med stor masse lokalisert borte fra et så fiendtlig miljø er det imidlertid ikke et eneste direkte bevis for et (proto-) stjernesentralt objekt; likeledes er opprinnelsen til lysstyrken - typisk rundt ti tusen sollys - uklarheter og kan skyldes flere objekter eller til og med innebygde klynger.
Den nye platen i M 17 er det eneste systemet som viser et sentralt objekt i den forventede posisjonen til den dannende stjernen. Utslippet på 2,2 m er relativt kompakt (240 AU x 450 AU) - for lite til å være vert for en klynge av stjerner.
Forutsatt at utslippet kun skyldes stjernen, oppnår astronomene en absolutt infrarød lysstyrke på omtrent K = -2,5 størrelser som tilsvarer en hovedsekvensstjerne på omtrent 20 solmasser. Gitt det faktum at aksessjonsprosessen fremdeles er aktiv, og at modeller forutsier at omtrent 30-50% av det omfartsbestemte materialet kan akkumuleres på den sentrale gjenstanden, er det sannsynlig at det i det aktuelle tilfellet blir født en massiv protostar.
Teoretiske beregninger viser at en innledende gasssky på 60 til 120 solmasser kan utvikle seg til en stjerne på omtrent 30-40 solmasser mens den gjenværende massen blir avvist til det interstellare mediet. De nåværende observasjonene kan være de første som viser dette.
Originalkilde: ESO News Release
