Obrazový kredit: ESO
Na základě velkého pozorovacího úsilí s různými dalekohledy a nástroji, převážně z Evropské jižní observatoře (ESO), tým evropských astronomů [1] ukázal, že v mlhovině M 17 se prostřednictvím hromadění prostřednictvím hvězdy vytvoří hvězdice s vysokou hmotností [2] kruhový disk, tj. stejným kanálem jako hvězdy s nízkou hmotností.
K dosažení tohoto závěru astronomové používali velmi citlivé infračervené přístroje k proniknutí do jihozápadního molekulárního oblaku M 17, takže slabé emise z plynu zahřátého shlukem hmotných hvězd, částečně umístěných za molekulárním mrakem, mohly být detekovány skrz prach.
Na pozadí této horké oblasti se zjistilo, že velká neprůhledná silueta, která se podobá rozšířenému disku, který je vidět téměř na okraji, je spojena s reflexní mlhovinou ve tvaru hodinového skla. Tento systém dokonale vyhovuje nově se tvořící vysoce hmotné hvězdě obklopené obrovským akrečním diskem a doprovázené energetickým bipolárním odtokem hmoty.
Nová pozorování potvrzují nedávné teoretické výpočty, které tvrdí, že hvězdy až 40krát hmotnější než Slunce mohou být tvořeny stejnými procesy, které jsou aktivní při tvorbě hvězd menších hmot.
Region M 17
Zatímco mnoho detailů souvisejících s tvorbou a časným vývojem hvězd s nízkou hmotností, jako je Slunce, je nyní dobře známo, základní scénář, který vede k tvorbě hvězd s vysokou hmotností [2], stále zůstává záhadou. V současné době se studují dva možné scénáře pro vytvoření hmotných hvězd. V první z nich se takové hvězdy vytvářejí narůstáním velkého množství obvodového materiálu; infall na rodící se hvězdu se mění s časem. Další možností je vytvoření kolize (koalescence) protostarů středních hmot, zvýšení hvězdné hmoty v „skokech“.
Ve svém pokračujícím úsilí přidat další kousky do puzzle a pomoci poskytnout odpověď na tuto základní otázku použil tým evropských astronomů [1] baterii dalekohledů, většinou ve dvou chilských lokalitách Evropské jižní observatoře v La Silla a Paranalu. , studovat v nepřekonatelných detailech mlhovinu Omega.
Mlhovina Omega, známá také jako 17. objekt v seznamu slavného francouzského astronoma Charlese Messiera, tj. Messier 17 nebo M 17, je jednou z nejvýznamnějších oblastí vytvářejících hvězdy v naší Galaxii. Nachází se ve vzdálenosti 7 000 světelných let.
M 17 je z astronomického hlediska velmi mladý - o čemž svědčí přítomnost shluku hvězd s vysokou hmotností, které ionizují okolní vodíkový plyn a vytvářejí takzvanou oblast H II. Celková jasnost těchto hvězd překračuje svítivost našeho Slunce téměř desetkrát.
Vedle jihozápadního okraje oblasti H II je obrovský mrak molekulárního plynu, který je považován za místo pokračující tvorby hvězd. Rolf Chini z Ruhr-Universit? Bochum (Německo) a jeho spolupracovníci nedávno zkoumali rozhraní mezi oblastí H II a molekulárním cloudem pomocí velmi hlubokých optických a infračervených paprsků, aby mohli hledat nově vznikající vysoce hmotné hvězdy. zobrazování mezi 0,4 a 2,2 um.
To bylo provedeno pomocí ISAAC (1,25, 1,65 a 2,2? M) na ESO Very Large Telescope (VLT) na Cerro Paranal v září 2002 a EMMI (na 0,45, 0,55, 0,8? M) na ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, v červenci 2003. Kvalita obrazu byla omezena atmosférickými turbulencemi a pohybovala se mezi 0,4 a 0,8 arcsec. Výsledek tohoto úsilí je uveden v PR Photo 15a / 04.
Rolf Chini je potěšen: „Naše měření jsou tak citlivá, že proniká jihozápadní molekulární oblak M 17 a prach může detekovat slabou mlhovou emisi oblasti H II, která je částečně umístěna za molekulárním mrakem. “
Na pozadí mlhovin v oblasti H II je vidět velká neprůhledná silueta spojená s reflexní mlhovinou ve tvaru přesýpacích hodin.
Silueta disk
K získání lepšího pohledu na strukturu se tým astronomů obrátil na zobrazování Adaptive Optics pomocí nástroje NAOS-CONICA na VLT.
Adaptivní optika je „zázračná zbraň“ v pozemní astronomii, která umožňuje astronomům „neutralizovat“ turbulenci suchozemské atmosféry, která je vnímána jako obraz (viděná pouhým okem jako záblesky hvězd), takže lze získat mnohem ostřejší obrazy . S NAOS-CONICA na VLT mohli astronomové získat snímky s rozlišením lepším než jedna desetina „vidění“, to je to, co mohli pozorovat u ISAAC.
PR Photo 15b / 04 ukazuje téměř infračervený (2,2? M) snímek s vysokým rozlišením, který získali. To jasně naznačuje, že morfologie siluety připomíná rozšířený disk, viděný téměř na okraji.
Disk má průměr asi 20 000 AU [3] - což je 500krát větší vzdálenost od nejvzdálenější planety v naší sluneční soustavě - a je zdaleka největším obvodovým diskem, který byl kdy detekován.
Ke studiu struktury a vlastností disků se astronomové v dubnu 2003 obrátili na radioastronomii a provedli spektroskopii molekulární linie na interferometru IRAM Plateau de Bure blízko Grenoble (Francie). , 13CO a C18O molekuly, a v sousedním kontinuu ve 3 mm. Bylo dosaženo rozlišení rychlosti 0,1, respektive 0,2 km / s.
Dieter N? Rnberger, člen týmu, to vidí jako potvrzení: "Naše data 13CO získaná pomocí IRAM naznačují, že systém disků / obálek se pomalu otáčí a jeho severozápadní část se přibližuje k pozorovateli." V rozsahu 30 800 AU se skutečně měří rychlostní posun 1,7 km / s.
Z těchto pozorování, při přijetí standardních hodnot pro poměr hojnosti mezi různými molekulami izotopového oxidu uhelnatého (12CO a 13CO) a pro konverzní faktor k odvození hustot molekulárního vodíku z měřených intenzit CO, mohli astronomové také odvodit konzervativní dolní hranici pro diskovou hmotnost 110 solárních hmot.
Toto je zdaleka nejmasivnější a největší akreční disk, jaký byl kdy pozorován přímo kolem mladé masivní hvězdy. Největší dosavadní silueta disku je známá jako 114-426 v Orionu a má průměr asi 1 000 AU; nicméně, jeho centrální hvězda je pravděpodobně spíše nízkohmotný objekt než masivní protostar. Přestože existuje malý počet kandidátů na masivní mladé hvězdné objekty (YSO), z nichž některé jsou spojeny s odtoky, největší obvodový disk dosud detekovaný kolem těchto objektů má průměr pouze 130 AU.
Bipolární mlhovina
Druhou morfologickou strukturou, která je viditelná na všech obrazech v celém spektrálním rozsahu od viditelného po infračervený (0,4 až 2,2? M), je mlhovina ve tvaru přesýpacích hodin kolmá k rovině disku.
Toto je věřil být energetický výtok přicházející z centrálního masivního objektu. Aby to potvrdili, astronomové se vrátili k dalekohledům ESO, aby provedli spektroskopická pozorování. Optická spektra bipolárního výtoku byla měřena v dubnu / červnu 2003 pomocí EFOSC2 na dalekohledu ESO 3,6 m a EMMI na ESO 3,5 m NTT, oba umístěné na La Silla v Chile.
Pozorovanému spektru dominují emisní linie vodíku (H2), vápníku (triplet Ca II 849,8, 854,2 a 866,2 nm) a helia (He I 667,8 nm). V případě hvězd s nízkou hmotností tyto čáry poskytují nepřímý důkaz pro pokračující narůstání z vnitřního disku na hvězdu.
Ukázalo se také, že triplet Ca II je produktem diskrece pro velký vzorek protostarů s nízkou a střední hmotou, známých jako hvězdy T Tauri a Herbig Ae / Be. Navíc H? čára je extrémně široká a vykazuje hlubokou modře posunutou absorpci obvykle spojenou s odtoky řízenými diskrétními disky.
Ve spektru byly také pozorovány četné železné (Fe II) linie, které jsou posunuty rychlostí? 120 km / s. To je jasný důkaz o existenci šoků s rychlostmi vyššími než 50 km / s, což je další potvrzení hypotézy výtoku.
Centrální protostar
Vzhledem k těžkému vymření je obvykle obtížné odvodit povahu narůstajícího protostelárního předmětu, tj. Hvězdy v procesu formování. Přístupné jsou pouze ty, které se nacházejí v sousedství jejich starších bratří, např. vedle shluku horkých hvězd (srov. ESO PR 15/03). Takové již vyvinuté masivní hvězdy jsou bohatým zdrojem energetických fotonů a produkují silné hvězdné větry protonů (jako „sluneční vítr“, ale mnohem silnější), které mají dopad na okolní mezihvězdné mraky plynu a prachu. Tento proces může vést k částečnému odpařování a rozptylování těchto mraků, čímž „zvedne oponu“ a umožní nám podívat se přímo na mladé hvězdy v této oblasti.
Avšak pro všechny vysoce masové protostelární kandidáty umístěné mimo takové nepřátelské prostředí neexistuje jediný přímý důkaz o (proto-) hvězdném centrálním objektu; podobně původ jasnosti - obvykle asi deset tisíc solárních svítivostí - je nejasný a může být způsoben více objekty nebo dokonce zabudovanými shluky.
Nový disk v M 17 je jediný systém, který vykazuje centrální objekt v očekávané poloze tvarovací hvězdy. Emise 2,2 um je relativně kompaktní (240 AU x 450 AU) - příliš malá na to, aby hostovala shluk hvězd.
Za předpokladu, že emise je způsobena pouze hvězdou, získají astronomové absolutní infračervený jas přibližně K = -2,5 magnitud, což by odpovídalo hlavní sekvenci hvězd asi 20 solárních hmot. Vzhledem k tomu, že akreční proces je stále aktivní a že modely předpovídají, že asi 30-50% cirkulárního materiálu může být nashromážděno na centrální objekt, je pravděpodobné, že v tomto případě se v současnosti rodí masivní protostar.
Teoretické výpočty ukazují, že počáteční oblak plynu 60 až 120 solárních hmot se může vyvinout na hvězdu přibližně 30-40 solárních hmot, zatímco zbývající hmota je odmítnuta do mezihvězdného média. Současná pozorování mohou být první, kdo to uvidí.
Původní zdroj: ESO News Release
