Izpratne par to, kā veidojas zvaigznes, astronomiem ir kritiska. Diemžēl tuvākie zvaigžņu veidošanās reģioni atrodas aptuveni 500 gaismas gadu attālumā, kas nozīmē, ka astronomi nevar vienkārši izmantot tradicionālos optiskos teleskopus, lai iesaistītos zvaigznītes veidojošos gāzes un putekļu diskos. Tātad pētnieki, kas sadarbojas ar Eiropas Dienvidu observatoriju (ESO), apvieno augstas izšķirtspējas spektroskopiskos un interferometrijas novērojumus, lai sniegtu visprecīzāko priekšstatu par to, kā zvaigznes, kas zīda zīdaiņus, apēd pie sava proto-planētas diska un spridzina vardarbīgus zvaigžņu vējus, to darot…
Izklausās, ka mazuļu zvaigznes ļoti līdzinās viņu kolēģiem. Viņiem ir vajadzīga pārtikas konveijera lente, kas piegādā to attīstību, un viņi gāzes veidā izplūst daudz atkritumu. Šie atklājumi nāk no pētniekiem, kuri izmanto ESO ļoti lielo teleskopu interferometru (VLTI), dodot mums mililu loka sekundes izšķirtspēju, fokusējoties uz šiem zvaigznes veidojošajiem reģioniem. Sīkāka informācija, ko tā sniedz, ir līdzvērtīga perioda izpētei (“pilnīga apstāšanās”, kā es labāk to saucu) šā teikuma beigās 50 km (31 jūdzes) attālumā.
Šī augstā izšķirtspēja tiek panākta, apvienojot apgaismojumu no diviem vai vairākiem teleskopiem, kurus atdala noteikts attālums. Šis attālums ir pazīstams kā “bāzes līnija”, un tādiem interferometriem kā VLTI ir liela bāzes līnija (līdz 200 metriem), kas imitē teleskopa diametru, kas līdzvērtīgs šim attālumam. Tomēr VLTI tagad ir vēl viens triks, kas liek piedurkni. AMBER spektrometru var izmantot kopā ar interferometra novērojumiem, lai iegūtu pilnīgāku priekšstatu par šīm barojošajām zvaigznēm, dziļi zondējot no reģiona izstarotās gaismas spektrā.
“Līdz šim interferometriju galvenokārt izmantoja, lai pārbaudītu putekļus, kas cieši apņem jaunas zvaigznes. Bet putekļi ir tikai viens procents no kopējās disku masas. To galvenā sastāvdaļa ir gāze, un tās sadalījums var noteikt topošo planētu sistēmu galīgo arhitektūru, kas vēl veidojas. ” - Ēriks Tatulli, VLTI starptautiskās sadarbības vadītājs no Grenobles, Francijā.
Izmantojot VLTI un AMBER instrumenta kopējo jaudu, astronomi ir spējuši kartēt šo gāzi ap sešām zvaigznēm, kas pieder Herbig Ae / Be ģimenei. Šīs konkrētās zvaigznes parasti ir mazāk nekā 10 miljoni gadu vecas un dažas reizes pārsniedz mūsu Saules masu. Tās ir ļoti aktīvas zvaigznes veidošanās procesā, velkot milzīgu daudzumu materiālu no apkārtējā putekļu diska.
Līdz šim astronomi nav spējuši noteikt gāzu emisiju no jaunām zvaigznēm, kas barojas ar viņu zvaigžņu diskiem, tādējādi fizikālos procesus, kas darbojas zvaigznes tuvumā, saglabāja noslēpumā.
“Astronomiem bija ļoti dažādas idejas par gāzu izsekotiem fizikālajiem procesiem. Apvienojot spektroskopiju un interferometriju, VLTI ir devusi mums iespēju atšķirt fiziskos mehānismus, kas ir atbildīgi par novēroto gāzes izmešu daudzumu, ”Saka līdzvadītājs Stefans Krauss no Bonnas Vācijā. Divās no Herbig Ae / Be zvaigznēm ir pierādījumi, ka tajās iekrīt liels daudzums putekļu, tādējādi palielinot to masu. Četros gadījumos ir pierādījumi par spēcīgu zvaigžņu vēju, kas veido pagarinātu zvaigžņu gāzes izplūdi.
Arī VLTI novērojumi atklāj, ka putekļi no apkārtējā diska ir daudz tuvāk, nekā varētu gaidīt. Parasti putekļu atrašanās vietai ir noteikts attālums, jo zvaigžņu karstums to iztvaiko. Tomēr vienā gadījumā varētu šķist, ka gāze starp zvaigzni un putekļaino disku pasargā putekļus no iztvaikošanas; gāze darbojas kā starojuma bloks, ļaujot putekļiem izplesties tuvāk zvaigznei.
“Turpmākie novērojumi, izmantojot VLTI spektrinterferometriju, ļaus mums noteikt gan gāzes telpisko sadalījumu, gan kustību, kā arī varētu atklāt, vai novēroto līnijas emisiju izraisa no diska iedarbināta strūkla vai zvaigžņu vējš”, Piebilda Kraus.
Šie fenomenālie zvaigžņu veidojošo putekļu disku un gāzes izmešu novērojumi 500 gaismas gadu attālumā paver jauna veida augstas izšķirtspējas astronomiju. Tas mums palīdzēs saprast, kā mūsu Saule barojas ar apkārtējo putekļu disku, galu galā veidojot planētas un, galu galā, kā bija iespējama dzīvība uz Zemes…
Avots: ESO
