Nové obrázky z japonského dalekohledu Subaru ukazují, jak blízká mladá hvězda rychle ukončila své dětství. Mezera se nachází přibližně ve stejné vzdálenosti od hvězdy jako Saturnova orbita a poskytuje teoriím další důkazy o vývoji disků materiálu kolem mladých hvězd.
Astronomové z Národní astronomické observatoře Japonska a Institutu Maxe Plancka pro astronomii přiblížili nedalekou mladou hvězdu s názvem HD 141569A a použili dalekohled Subaru na Mauna Kea, Hawai'i, aby objevili díru v disku obklopující plyn a prach. hvězda. Existence této velké mezery, která je o velikosti orbity Saturn, podporuje teorii, že tato mladá hvězda náhle ukončila své dětství, ionizací a vytlačením plynu v disku, ze kterého se narodila.
Tým vedený Dr. Miwa Goto a profesorem Tomonori Usudou využil vynikajícího prostorového rozlišení dosaženého adaptivním optickým systémem a infračervenou kamerou a spektrografem (IRCS) na Subaru k vyřešení nejvnitřnější části disku kolem HD 141569A v emisní linie oxidu uhelnatého v infračervené části elektromagnetického spektra. O disku bylo známo, že existuje z předchozích studií prachu kolem hvězdy. Studiem plynu nová studie úspěšně určila velikost vnitřního čištění na disku.
Emise z oxidu uhelnatého (CO) v disku obklopujícím HD 141569A, který leží asi 320 světelných let od Země, se rozprostírá na vzdálenost padesátinásobek velikosti orbity Země. (Vzdálenost mezi Zemí a Sluncem se nazývá astronomická jednotka. V naší sluneční soustavě je orbitální poloměr Neptunu asi 30 AU). Postupně zesiluje směrem k vnitřní části nejblíže ke hvězdě. Emisní vrcholy kolem 15 AU pak klesají na centrální hvězdu. "Nyní víme, že ve vnitřních 11 AU disku zůstává málo plynu," řekl Usuda. "Jinými slovy, HD 141569A plně vyvinula díru ve středu svého molekulárního plynového disku větší, než je velikost orbity Saturn."
"Velikost díry je velmi významná," řekl Goto, "protože to omezuje možnosti toho, jak se díra stala na prvním místě."
Teoreticky by mohl mít kruhový disk vnitřní dutinu vytvořenou uzavřením čar v magnetosféře hvězdy, která by disk ořízla. Tomu se říká magnetosférické zkrácení a mohlo by to vysvětlit, proč je v prachu mezera. Velikost zkrácení však musí být mnohem menší, tak malá jako stotina astronomické jednotky, nebo asi velikost hvězdy samotné, takže to nemůže vysvětlit současné pozorování.
Zničení prachu paprskem z hvězdy v procesu zvaném sublimace by také mohlo vést k vytvoření vnitřní díry na disku. Očekávaný poloměr z takové činnosti je opět příliš malý, asi desetina zemského orbitálního poloměru, aby odpovídal centrální dutině HD 141569A.
Nejlepší vysvětlení pro velikost centrální dutiny HD 141569A vychází ze skutečnosti, že odpovídá gravitačnímu poloměru hvězdy. Toto je poloměr, kde je rychlost zvuku proudu ionizovaného plynu z hvězdy stejná jako rychlost úniku z hvězdy. Jinými slovy, plyn mimo gravitační poloměr může ze systému volně unikat, jakmile je ionizován. Plyn v disku je nejhustší v gravitačním poloměru a přijímá více záření od centrální hvězdy než vnější část. Ztráta hmotnosti disku odpařováním fotografií je proto nejúčinnější v gravitačním poloměru.
Podobná stupnice velikosti vnitřní dutiny disku HD 141569A a jeho gravitační poloměr, asi 18 astronomických jednotek, ukazuje, že otvor je vytvořen pomocí fotonapařování, plyn je ionizován a vytlačen pryč. To také ukazuje, že obecně je fotoodpařování skutečně účinné při odstraňování disku z okolí mladé hvězdy, i když mohou být přítomny i jiné procesy (jako je hromadění materiálu do shluků zvaných viskózní narůstání).
Tento teoretický obraz není nový, ale současné pozorování je první, které poskytuje jakýkoli jasný důkaz na podporu této teorie. Na tomto obrázku se kruhové disky pomalu neodpařují z oblastí bezprostředně sousedících s centrální hvězdou. Místo toho se více či méně náhle objeví díra tak velká, jako je gravitační poloměr hvězdy, a pak se zvětšuje, dokud disk a potenciál pro vytváření planet nezmizí.
Role cirkulačního disku
Hvězda se rodí, když se plyn shromažďuje v molekulárním oblaku. Plyn je hlavně ve formě molekulárního vodíku. Protože plyn má moment hybnosti, nemůže přistát přímo na povrch hvězdy. Místo toho vytváří kolem hvězdy tenkou strukturu podobnou disku a pomalu ztrácí hybnost, když obíhá kolem hvězdy, takže ji může hvězdu nakonec vtáhnout dovnitř. Bez takového „kruhového disku“ by hvězda nemohla sbírat hmotu z jeho rodný mrak.
Kromě své funkce jako přívodu plynu pro tvorbu hvězd poskytuje kruhový disk také surovinu pro planety. Materiál zbylý z hvězdné formace se postupně držel pohromadě a vytvářel kamínky a kameny. Spojují se dohromady a vytvářejí ještě větší těla, například 100 metrů široké planetesimály. Celý tento materiál se stále otáčí kolem hvězdy, zatímco roste v stále větší těla. Nakonec, pokud jsou podmínky správné, vytvoří tento proces narůstání skalní planetu podobnou Zemi.
Nedávné observační studie obvodových disků využívají tepelné emise a rozptýlené světlo z pevného materiálu v discích. Avšak v raných epochách existence disku tvoří tyto pevné látky pouze asi jedno procento z celkové hmotnosti disku. Zbytek je stále v plynné fázi a hlavně v molekulární formě (jako oxid uhelnatý). Pohled na disk a studium jeho složky oxidu uhelnatého spíše než jeho prachových zrn znamená, že se díváme na plynový disk, který je hlavní součástí disku.
Obdélníkový disk existuje pouze na krátkou dobu, zatímco jeho centrální hvězda z něj shromažďuje plyn. Abychom pochopili, jak se disk vyvíjí, představte si, že celý život hvězdy byl jen sto let. Obvodový disk by existoval pouze od tří dnů do měsíce, než by se úplně rozptýlil. Hvězda má pouze jednu šanci utvořit planetární systém během relativně krátké životnosti svého kruhového disku. Pokud ionizující záření z hvězdy zabrání hromadění prachového disku na planetách dříve, než se rozptýlí, je šance hvězdy stát se středem sluneční soustavy navždy ztracena. Kdy a jak disk disipuje, má tedy přímé důsledky pro možnost planetární formace.
Tyto výsledky budou zveřejněny v Astrophysical Journal na konci roku 2006 nebo začátkem roku 2007.
Název výzkumné práce: Vnitřní okraj molekulárního disku prostorově vyřešený v infračervených emisních linkách CO, M. Goto, T. Usuda, C. P. Dullemond, Th. Henning, H. Linz, B. Stecklum a H. Suto
Výzkumná skupina: Miwa Goto (Max Planckův ústav pro astronomii, Heidelberg, Německo) Tomonori Usuda (Subaru Telescope, NAOJ) C. P Dullemong (MPIA) Th. Henning (MPIA) H. Linz (MPIA) B. Stecklum (MPIA) Hiroshi Suto (NAOJ)
Původní zdroj: Subaru News Release
