Attēla kredīts: ESO
Balstoties uz ievērojamiem novērošanas centieniem ar dažādiem teleskopiem un instrumentiem, galvenokārt no Eiropas Dienvidu observatorijas (ESO), Eiropas astronomu komanda [1] parādīja, ka M 17 miglājā liela masas zvaigzne [2] veidojas, izmantojot akreciju, izmantojot riņķveida disks, tas ir, caur to pašu kanālu, kurā zema masas zvaigznes.
Lai izdarītu šo secinājumu, astronomi izmantoja ļoti jutīgus infrasarkanos instrumentus, lai iekļūtu M 17 dienvidrietumu molekulārajā mākonī, lai caur zibspuldzi varētu noteikt vāju emisiju no gāzēm, kuras uzkarsē masīvas zvaigznes, kas daļēji atrodas aiz molekulārā mākoņa. putekļi.
Uz šī karstā reģiona fona ir redzams, ka liels necaurspīdīgs siluets, kas atgādina uzliesmotu disku, kas redzams gandrīz uz malu, ir saistīts ar stundu stikla formas atstarošanas miglāju. Šī sistēma lieliski atbilst jaunizveidotajai lielas masas zvaigznei, kuru ieskauj milzīgs uzpūtības disks un ko pavada enerģētiska bipolāra masas aizplūšana.
Jaunie novērojumi apstiprina jaunākos teorētiskos aprēķinus, kas apgalvo, ka zvaigznes, kas ir 40 reizes masīvākas nekā Saule, var veidot tie paši procesi, kas ir aktīvi, veidojoties mazāku masu zvaigznēm.
M 17 reģions
Kaut arī daudzas detaļas, kas saistītas ar tādas mazas masas zvaigžņu kā Saule, veidošanos un agrīnu evolūciju, tagad ir labi saprotamas, pamata scenārijs, kas noved pie lielas masas zvaigžņu veidošanās [2], joprojām ir noslēpums. Pašlaik tiek pētīti divi iespējamie masīvu zvaigžņu veidošanās scenāriji. Pirmajā šādas zvaigznes veidojas, piesaistot lielu daudzumu apļveida materiālu; Piepūle uz topošās zvaigznes mainās laika gaitā. Vēl viena iespēja ir starpposma masu priekšstatu veidošanās, sabrūkot (sakritot), palielinot zvaigžņu masu “lēcienos”.
Turpinot centienus papildināt mīklu un palīdzēt rast atbildi uz šo pamatjautājumu, Eiropas astronomu komanda [1] izmantoja daudz teleskopu, galvenokārt divās no Eiropas Dienvidu observatorijas Čīles vietām La Silla un Paranal. , nepārspējami detalizēti izpētīt Omega miglāju.
Omega miglājs, kas pazīstams arī kā 17. objekts slavenā franču astronoma Čārlza Mesjē sarakstā, t.i., Mesjērs 17 vai M 17, ir viens no redzamākajiem zvaigžņu veidošanās reģioniem mūsu Galaktikā. Tas atrodas 7000 gaismas gadu attālumā.
M 17 ir ārkārtīgi jauns - astronomiskā izteiksmē - par to liecina lielas masas zvaigžņu kopas klātbūtne, kas jonizē apkārtējo ūdeņraža gāzi un veido tā saukto H II reģionu. Šo zvaigžņu kopējais spožums gandrīz par desmit miljoniem pārsniedz mūsu saules gaismu.
Blakus H II reģiona dienvidrietumu malai ir milzīgs molekulārās gāzes mākonis, kas, domājams, ir zvaigžņu veidošanās vieta. Lai meklētu jaunveidojamas lielas masas zvaigznes, Rolfs Chini no Rūras Universitātes Bohuma (Vācija) un viņa līdzstrādnieki nesen ir ļoti izpētījuši H II reģiona un molekulārā mākoņa saskarni, izmantojot ļoti dziļu optisko un infrasarkano staru attēlveidošana no 0,4 līdz 2,2 μm.
Tas tika veikts ar ISAAC (pie 1,25, 1,65 un 2,2 μm) ESO ļoti lielajā teleskopā (VLT) uz Cerro Paranal 2002. gada septembrī un ar EMMI (pie 0.45, 0.55, 0.8 um) ESO jauno tehnoloģiju teleskopā ( NTT), La Silla, 2003. gada jūlijā. Attēla kvalitāti ierobežoja atmosfēras turbulence un svārstījās starp 0,4 un 0,8 loka. Šo centienu rezultāts ir parādīts PR fotoattēlā 15a / 04.
Rolfs Čīni ir gandarīts: “Mūsu mērījumi ir tik jutīgi, ka tiek iespiests M 17 dienvidrietumu molekulārais mākonis un caur putekļiem varētu atklāt H II reģiona, kas daļēji atrodas aiz molekulārā mākoņa, miglojošo miglāju emisiju. ”
Uz H II reģiona miglāja fona redzams liels necaurspīdīgs siluets, kas saistīts ar smilšu pulksteņa formas atstarošanas miglāju.
Silueta disks
Lai iegūtu labāku struktūras pārskatu, astronomu komanda pēc tam pievērsās adaptīvajai optikas attēlveidošanai, izmantojot VLT instrumentu NAOS-CONICA.
Adaptīvā optika ir “brīnuma ierocis” uz zemes bāzētā astronomijā, ļaujot astronomiem “neitralizēt” zemes atmosfēras attēlu smērējošo turbulenci (ko ar neapbruņotu aci uztver kā zvaigžņu mirdzēšanu), lai iegūtu daudz asākus attēlus. . Izmantojot NAOS-CONICA VLT, astronomi varēja iegūt attēlus ar izšķirtspēju, kas ir labāka par desmito daļu “redzamības”, tas ir, to, ko viņi varēja novērot, izmantojot ISAAC.
PR fotoattēlā 15b / 04 ir parādīts iegūtais augstas izšķirtspējas tuvu infrasarkano staru (2,2? M) attēls. Tas skaidri norāda, ka silueta morfoloģija atgādina uzliesmotu disku, kas redzams gandrīz uz malu.
Diska diametrs ir aptuveni 20 000 AU [3] - tas 500 reizes pārsniedz attālumu no vistālākās planētas mūsu Saules sistēmā - un tas ir līdz šim lielākais apļveida disks, kāds jebkad atklāts.
Lai izpētītu diska struktūru un īpašības, astronomi pēc tam pievērsās radioastronomijai un veica molekulāro līniju spektroskopiju IRAM Plateau de Bure interferometrā netālu no Grenobles (Francija) 2003. gada aprīlī. Astronomi ir novērojuši reģionu 12CO rotācijas pārejās. , 13CO un C18O molekulas, un blakus esošajā kontinuumā 3 mm attālumā. Tika panākta ātruma izšķirtspēja attiecīgi 0,1 un 0,2 km / s.
Komandas loceklis Dīters Nrenbergers to uzskata par apstiprinājumu: "Mūsu iegūtie 13CO dati, kas iegūti ar IRAM, norāda, ka diska / aploksnes sistēma lēnām griežas, ziemeļrietumu daļai tuvojoties novērotājam." Vairāk nekā 30 800 AU patiešām mēra ātruma maiņu 1,7 km / s.
Pēc šiem novērojumiem, pieņemot standartvērtības dažādu izotopu oglekļa monoksīda molekulu (12CO un 13CO) daudzuma attiecībai un konversijas koeficientam, lai iegūtu molekulāro ūdeņraža blīvumu no noteiktās CO intensitātes, astronomi spēja arī iegūt konservatīvu zemāko robežu. 110 disku masai.
Šis ir līdz šim masīvākais un lielākais uzpūtības disks, kāds jebkad novērots tieši ap jauno masīvo zvaigzni. Līdz šim lielākais silueta disks Orionā ir pazīstams ar numuru 114-426, un tā diametrs ir aptuveni 1000 AU; tomēr tās centrālā zvaigzne, visticamāk, ir maza masas objekts, nevis masīvs protostārs. Lai arī ir maz kandidātu uz masīviem jauniem zvaigžņu objektiem (YSO), no kuriem daži ir saistīti ar aizplūšanu, līdz šim ap šiem objektiem atklātā lielākā apļveida diska diametrs ir tikai 130 AU.
Bipolārais miglājs
Otrā morfoloģiskā struktūra, kas ir redzama uz visiem attēliem visā spektrālajā diapazonā no redzamā līdz infrasarkanajam (0,4 līdz 2,2 um), ir smilšu pulksteņa formas miglājs, kas ir perpendikulārs diska plaknei.
Tiek uzskatīts, ka tā ir enerģētiska aizplūšana, kas nāk no centrālā masīvā objekta. Lai to apstiprinātu, astronomi devās atpakaļ uz ESO teleskopiem, lai veiktu spektroskopiskus novērojumus. Bipolārā izplūdes optiskie spektri tika izmērīti 2003. gada aprīlī / jūnijā ar EFOSC2 pie ESO 3,6 m teleskopa un ar EMMI pie ESO 3,5 m NTT, kas abi atradās La Silla, Čīlē.
Novērotajā spektrā dominē ūdeņraža (H?), Kalcija (Ca II triplets 849,8, 854,2 un 866,2 nm) un hēlija (He I 667,8 nm) emisijas līnijas. Zema masas zvaigznīšu gadījumā šīs līnijas sniedz netiešus pierādījumus par nepārtrauktu ieskrējienu no iekšējā diska uz zvaigzni.
Ca II trijnieks tika parādīts arī kā diska uzliesmojuma produkts gan lielam zemas, gan vidējas masas priekšnesumu paraugam, kas attiecīgi pazīstams kā T Tauri un Herbig Ae / Be zvaigznes. Turklāt H? līnija ir ārkārtīgi plaša un parāda dziļu, zilā krāsā mainītu absorbciju, kas parasti ir saistīta ar akrecijas diska virzītu aizplūšanu.
Spektrā tika novērotas arī daudzas dzelzs (Fe II) līnijas, kuru ātrumu maina? 120 km / s. Tas ir skaidrs pierādījums tam, ka pastāv satricinājumi ar ātrumu, kas lielāks par 50 km / s, un tas ir vēl viens apstiprinājums aizplūšanas hipotēzei.
Centrālais protostārs
Sakarā ar smagu izmiršanu parasti ir grūti secināt par uzrunājošā pirmstūra objekta, tas ir, zvaigznes veidošanās procesā, raksturu. Pieejami ir tikai tie, kas atrodas viņu vecāko brāļu apkārtnē, piem. blakus karstu zvaigžņu kopai (sal. ESO PR 15/03). Šādas jau attīstītas masīvas zvaigznes ir bagātīgs enerģētisko fotonu avots un rada spēcīgu protonu zvaigžņu vēju (piemēram, “saules vēju”, bet daudz spēcīgāku), kas ietekmē apkārtējos starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņus. Šis process var izraisīt šo mākoņu daļēju iztvaikošanu un izkliedi, tādējādi “paceļot aizkaru” un ļaujot mums tieši skatīties uz jaunām zvaigznēm šajā reģionā.
Tomēr visiem lielās masas protozvaigžņu kandidātiem, kas atrodas tālu no tik naidīgas vides, nav vienotu tiešu pierādījumu par (proto) zvaigžņu centrālo objektu; tāpat arī gaismības izcelsme - parasti apmēram desmit tūkstoši saules gaismas - nav skaidra, un to var izraisīt vairāki objekti vai pat iegultas kopas.
Jaunais disks M 17 ir vienīgā sistēma, kuras centrālais objekts ir redzamajā veidojošās zvaigznes vietā. 2,2 μm izstarojums ir salīdzinoši kompakts (240 AU x 450 AU) - pārāk mazs, lai tajā varētu ievietot zvaigžņu kopu.
Pieņemot, ka emisiju rada tikai zvaigzne, astronomi iegūst absolūto infrasarkano starojuma spilgtumu aptuveni K = -2,5 amplitūdās, kas atbilstu galvenajai secības zvaigznei aptuveni 20 saules masās. Ņemot vērā faktu, ka akrēcijas process joprojām ir aktīvs, un ka modeļi paredz, ka apmēram 30-50% no apļveida materiāla var tikt uzkrāts uz centrālā objekta, iespējams, ka šajā gadījumā pašlaik piedzimst masīvs protostarijs.
Teorētiskie aprēķini rāda, ka sākotnējais gāzes mākonis no 60 līdz 120 saules masām var pārtapt par zvaigznīti ar aptuveni 30–40 saules masām, bet atlikušo masu izlaiž starpzvaigžņu vidē. Šie novērojumi var būt pirmie, kas parāda šo notikumu.
Oriģinālais avots: ESO ziņu izlaidums
