Jauni japāņu Subaru teleskopa attēli parāda, kā tuvumā esoša jauna zvaigzne strauji beidza zīdaiņa laiku. Plaisa atrodas apmēram tādā pašā attālumā no zvaigznes kā Saturna orbītā, un tā teorijām sniedz papildu pierādījumus par to, kā materiāla diski attīstās ap jaunām zvaigznēm.
Tuvinot tuvējo jauno zvaigzni ar nosaukumu HD 141569A, Japānas Nacionālās astronomiskās observatorijas un Maksa Planka astronomijas institūta astronomi izmantoja Subaru teleskopu Mauna Kea (Havaju), lai atklātu caurumu gāzes un putekļu diskā. zvaigzne. Šīs lielās plaisas esamība, kas ir aptuveni par Saturna orbītas lielumu, atbalsta teoriju, ka šī jaunā zvaigzne pēkšņi beidza savu sākumstadiju, jonizējot un izspiežot gāzi diskā, no kura tā dzimusi.
Komanda Dr Miwa Goto un profesora Tomonori Usuda vadībā izmantoja lieliskās telpiskās izšķirtspējas priekšrocības, ko panākusi adaptīvā optikas sistēma un Subaru infrasarkanā kamera un spektrogrāfs (IRCS), lai diska iekšējo daļu ap HD 141569A atrisinātu oglekļa monoksīda emisijas līnijas elektromagnētiskā spektra infrasarkanajā daļā. Bija zināms, ka disks pastāv no iepriekšējiem pētījumiem par putekļiem ap zvaigzni. Pētot gāzi, jaunais pētījums veiksmīgi noteica diska iekšējās tīrīšanas lielumu.
Oglekļa monoksīda (CO) emisija diskā, kas ieskauj HD 141569A, kas atrodas aptuveni 320 gaismas gadu attālumā no Zemes, sniedzas līdz apmēram piecdesmit reizēm virs Zemes orbītas. (Attālums starp Zemi un Sauli tiek saukts par astronomisku vienību. Mūsu Saules sistēmā Neptūna orbītas rādiuss ir aptuveni 30 AU). Tas pakāpeniski kļūst stiprāks pret zvaigznei vistuvāko iekšējo daļu. Emisijas maksimums ir ap 15 AU, pēc tam samazinās līdz centrālajai zvaigznei. "Mēs tagad zinām, ka diska iekšējā 11 AU paliek maz gāzes," sacīja Usuda. "Citiem vārdiem sakot, HD 141569A ir pilnībā izveidojis caurumu molekulārā gāzes diska centrā, kas ir lielāks par Saturna orbītas lielumu."
"Cauruma lielums ir ļoti ievērojams," sacīja Goto, "jo tas ierobežo iespējas, kā caurumam bija jābūt pirmajā vietā."
Teorētiski apļveida diskā varētu būt iekšējs dobums, kas izveidots, aizverot līnijas zvaigznes magnetosfērā, un tas nogrieztu disku. To sauc par magnetosfēras saīsināšanu un varētu izskaidrot, kāpēc putekļos ir sprauga. Tomēr saīsināšanas lielumam jābūt daudz mazākam, tik mazam kā astronomiskās vienības simtdaļai vai apmēram pašas zvaigznes lielumam, tāpēc tas nevar izskaidrot pašreizējo novērojumu.
Putekļu iznīcināšana, starojot zvaigzni, procesā, ko sauc par sublimāciju, varētu radīt arī iekšēju caurumu diskā. Atkal gaidāmais rādiuss no šādas aktivitātes ir pārāk mazs, apmēram desmitā daļa no Zemes orbītas rādiusa, lai ņemtu vērā HD 141569A centrālo dobumu.
Labākais HD 141569A centrālā dobuma lieluma izskaidrojums ir saistīts ar faktu, ka tas atbilst zvaigznes gravitācijas rādiusam. Tas ir rādiuss, kurā no zvaigznes plūstošās jonizētās gāzes skaņas ātrums ir vienāds ar izbēgšanas ātrumu no zvaigznes. Citiem vārdiem sakot, gāze ārpus gravitācijas rādiusa var brīvi izkļūt no sistēmas, tiklīdz tā ir jonizēta. Gāze diskā ir blīvāka pie gravitācijas rādiusa un saņem vairāk starojuma no centrālās zvaigznes nekā no ārējās daļas. Tāpēc diska masas zudumi, izmantojot foto-iztvaikošanu, ir visefektīvākie gravitācijas rādiusā.
HD 141569A diska iekšējā dobuma un tā gravitācijas rādiusa līdzīgā izmēra skala, aptuveni 18 astronomiskās vienības, norāda, ka atvērums tiek veikts foto iztvaikošanas laikā, gāze tiek jonizēta un izstumta. Tas arī parāda, ka kopumā foto iztvaikošana patiešām ir efektīva, lai noņemtu disku no jaunas zvaigznes, pat ja var būt arī citi procesi (piemēram, materiāla uzkrāšana pākumos, ko sauc par viskozu izdalīšanos).
Šis teorētiskais attēls nav jauns, taču pašreizējais novērojums ir pirmais, kas piedāvā skaidrus pierādījumus šīs teorijas atbalstam. Šajā attēlā apļveida diski lēnām neiztvaiko no reģioniem, kas atrodas tieši blakus centrālajai zvaigznei. Tā vietā vairāk vai mazāk pēkšņi parādās caurums, kas ir tik liels kā zvaigznes gravitācijas rādiuss, un pēc tam palielinās līdz disks un planētu veidošanās potenciāls vairs nav.
Apkārtējā diska loma
Zvaigzne dzimst, kad gāze sakrājas molekulārā mākonī. Gāze galvenokārt ir molekulārā ūdeņraža formā. Tā kā gāzei ir leņķiskais impulss, tā nevar nolaisties tieši uz zvaigznes virsmas. Tā vietā tā veido plānu, diskam līdzīgu struktūru ap zvaigzni un lēnām zaudē impulsu, riņķojot pa zvaigzni, un tā, lai zvaigzne galu galā varētu to ievilkt. Bez šāda “apļveida diska” zvaigzne nevarētu savākt masu no tā dzimšanas mākonis.
Papildus tam, ka tā darbojas kā zvaigžņu veidošanās gāzes padeve, riņķveida disks nodrošina izejmateriālu planētām. Materiāls, kas palicis no zvaigžņu veidošanās, pakāpeniski salipst, veidojot oļus un ieži. Tie uzkrājas, veidojot vēl lielākus ķermeņus, piemēram, 100 metru platus plaknes simbolu. Viss šis materiāls turpina griezties ap zvaigzni, kamēr tas aug arvien lielākos ķermeņos. Galu galā, ja apstākļi ir piemēroti, šis akrecijas process iegūst akmeņainu planētu, kas līdzīga Zemei.
Nesenie novērojumu pētījumi par apļveida diskiem ir izmantojuši disku cietās vielas siltuma izstarojumu un izkliedēto gaismu. Tomēr agrīnajos diska pastāvēšanas laikos šīs cietās vielas veido tikai apmēram vienu procentu no kopējās diska masas. Pārējais joprojām ir gāzes fāzē un galvenokārt molekulārā formā (piemēram, oglekļa monoksīds). Aplūkojot disku un pētot tā oglekļa monoksīda komponentu, nevis putekļu graudus, tas nozīmē, ka mēs skatāmies uz gāzes disku, kas ir galvenā diska sastāvdaļa.
Apļveida disks pastāv tikai īsu laiku, kamēr tā centrālā zvaigzne savāc gāzi no tā. Lai saprastu, kā disks attīstās, iedomājieties, ka viss zvaigznes mūžs bija tikai simts gadi. Apļveida disks pastāvētu tikai no trim dienām līdz mēnesim, pirms tas pilnībā izkliedētos. Zvaigznei ir tikai viena iespēja veidot planētu sistēmu samērā īsā tās apļveida diska dzīves laikā. Ja zvaigznes jonizējošais starojums novērš putekļu diska uzkrāšanos planētās, pirms tas izklīst, tad zvaigznes iespēja kļūt par Saules sistēmas centru tiek zaudēta uz visiem laikiem. Tāpēc, kad un kā disks izkliedējas, tas tieši ietekmē planētas veidošanās iespēju.
Šie rezultāti tiks publicēti Astrofizikas žurnālā 2006. gada beigās vai 2007. gada sākumā.
Pētniecības darba nosaukums: Infrasarkano staru CO emisijas līnijās telpiski izšķirtā molekulārā diska iekšējais loks, M. Goto, T. Usuda, C. P. Dullemond, Th. Henning, H. Linz, B. Stecklum un H. Suto
Pētniecības grupa: Miwa Goto (Maksa Planka Astronomijas institūts, Heidelberga, Vācija) Tomonori Usuda (Subaru teleskops, NAOJ) C. P Dullemong (MPIA) Th. Henning (MPIA) H. Linz (MPIA) B. Stecklum (MPIA) Hiroshi Suto (NAOJ)
Oriģinālais avots: Subaru ziņu izlaidums
