Billedkredit: ESO
Baseret på en stor observationsindsats med forskellige teleskoper og instrumenter, for det meste fra European Southern Observatory (ESO), har et team af europæiske astronomer [1] vist, at der i M 17-tågen dannes en højmassestjerne [2] via akkretion gennem en circumstellar-disk, dvs. gennem den samme kanal som stjerner med lav masse.
For at nå denne konklusion brugte astronomerne meget følsomme infrarøde instrumenter til at trænge igennem den sydvestlige molekylære sky af M 17, således at svage emissioner fra gas opvarmet af en klynge af massive stjerner, delvis placeret bag den molekylære sky, kunne detekteres gennem støv.
På baggrund af denne varme region viser det sig, at en stor uigennemsigtig silhuet, der ligner en blusset disk set næsten kant-på, er forbundet med en timeglasformet reflektionsnebula. Dette system er perfekt i overensstemmelse med en nyligt dannende højmassestjerne omgivet af en enorm akkretionsskive og ledsaget af en energisk bipolær masseudstrømning.
De nye observationer bekræfter nyere teoretiske beregninger, der hævder, at stjerner op til 40 gange mere massive end Solen kan dannes ved de samme processer, der er aktive under dannelsen af stjerner med mindre masser.
M 17-regionen
Mens mange detaljer, der er relateret til dannelsen og den tidlige udvikling af stjerner med lav masse som Solen nu forstås, forbliver det grundlæggende scenarie, der fører til dannelsen af stjerner med høj masse [2], stadig et mysterium. To mulige scenarier for dannelse af massive stjerner undersøges i øjeblikket. I den første dannes sådanne stjerner ved akkretion af store mængder af omkringliggende stjernemateriale; infall på den begynnende stjerne varierer med tiden. En anden mulighed er dannelse ved kollision (koalescens) af protostarer af mellemliggende masser, hvilket øger den stjernemasse i "hoppe".
I deres fortsatte søgen efter at tilføje flere brikker til puslespillet og hjælpe med at give et svar på dette grundlæggende spørgsmål, brugte et team af europæiske astronomer [1] et batteri af teleskoper, mest på to af Det Europæiske Sydlige Observatoriums chilenske steder i La Silla og Paranal , for at undersøge uovertruffen detaljer omega-tågen.
Omega-tågen, også kendt som det 17. objekt på listen over den berømte franske astronom Charles Messier, dvs. Messier 17 eller M 17, er en af de mest fremtrædende stjernedannende regioner i vores Galaxy. Det er placeret i en afstand af 7.000 lysår.
M 17 er ekstremt ung - astronomisk set - som vidne tilstedeværelsen af en klynge af højmasse-stjerner, der ioniserer den omgivende brintgas og skaber en såkaldt H II-region. Den samlede lysstyrke for disse stjerner overstiger vores sols næsten en faktor på ti millioner.
Ved siden af den syd-vestlige kant af H II-regionen er der en enorm sky af molekylær gas, som menes at være et sted for løbende stjernedannelse. For at søge efter nyligt dannede højmassestjerner har Rolf Chini fra Ruhr-Universit? T Bochum (Tyskland) og hans samarbejdspartnere for nylig undersøgt grænsefladen mellem H II-regionen og den molekylære sky ved hjælp af meget dyb optisk og infrarød billeddannelse mellem 0,4 og 2,2? m.
Dette blev gjort med ISAAC (ved 1,25, 1,65 og 2,2 m) ved ESO Very Large Telescope (VLT) på Cerro Paranal i september 2002 og med EMMI (ved 0,45, 0,55, 0,8? M) ved ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, i juli 2003. Billedkvaliteten blev begrænset af atmosfærisk turbulens og varierede mellem 0,4 og 0,8 buer. Resultatet af disse anstrengelser er vist i PR Foto 15a / 04.
Rolf Chini er tilfreds: ”Vores målinger er så følsomme, at den sydvestlige molekylære sky af M 17 trænger igennem, og den svage nebulære emission fra H II-regionen, der delvist er placeret bag molekylær skyen, kunne detekteres gennem støvet. ”
På baggrund af den Nebular baggrund af H II-regionen ses en stor uigennemsigtig silhuet forbundet med en timeglasformet reflektionsnebula.
Silhuetskiven
For at få et bedre overblik over strukturen henvendte teamet af astronomer sig derefter til Adaptive Optics imaging ved hjælp af NAOS-CONICA-instrumentet på VLT.
Adaptiv optik er et "vidundervåben" i jordbaseret astronomi, der gør det muligt for astronomer at "neutralisere" den billedsmuggende turbulens i den jordiske atmosfære (ses af det uforsøgte øje som stjernetimling), så der kan opnås meget skarpere billeder . Med NAOS-CONICA på VLT var astronomerne i stand til at opnå billeder med en opløsning, der var bedre end en tiendedel af ”ser”, det vil sige, hvad de kunne se med ISAAC.
PR-foto 15b / 04 viser det højopløsningsbillede, næsten infrarødt (2,2? M), de fik. Det tyder tydeligt på, at morfologien i silhuetten ligner en udbrændt disk, set næsten kant-on.
Disken har en diameter på cirka 20.000 AU [3] - hvilket er 500 gange afstanden fra den fjerneste planet i vores solsystem - og er den klart største omskifter, der nogensinde er blevet opdaget.
For at studere diskstrukturen og egenskaberne vendte astronomerne sig derefter til radioastronomi og udførte molekylær linjespektroskopi ved IRAM Plateau de Bure interferometer nær Grenoble (Frankrig) i april 2003. Astronomerne har observeret regionen i de roterende overgange af 12CO , 13CO og C18O molekyler og i det tilstødende kontinuum ved 3 mm. Hastighedsopløsninger på henholdsvis 0,1 og 0,2 km / s blev opnået.
Dieter N? Rnberger, medlem af teamet, ser dette som en bekræftelse: "Vores 13CO-data, der er opnået med IRAM, indikerer, at skive- / kuvertsystemet langsomt roterer med sin nord-vestlige del nærmer sig observatøren." Over et omfang på 30.800 AU måles faktisk en hastighedsskift på 1,7 km / s.
Fra disse observationer ved at vedtage standardværdier for overfladeforholdet mellem de forskellige isotopiske kuliltemolekyler (12CO og 13CO) og for omdannelsesfaktoren til at udlede molekylære brintdensiteter fra de mesurerede CO-intensiteter var astronomerne også i stand til at udlede en konservativ nedre grænse for skivemassen på 110 solmasser.
Dette er langt den mest massive og største akkretionsskive nogensinde observeret direkte omkring en ung massiv stjerne. Den hidtil største silhuetskive er kendt som 114-426 i Orion og har en diameter på ca. 1.000 AU; dog er dens centrale stjerne sandsynligvis et objekt med lav masse snarere end en massiv protostar. Selvom der er et lille antal kandidater til massive unge stjernestabler (YSO'er), hvoraf nogle er forbundet med udstrømninger, har den største cirkumstellære skive, der hidtil er detekteret omkring disse objekter, en diameter på kun 130 AU.
Den bipolære tåge
Den anden morfologiske struktur, der er synlig på alle billeder i hele det spektrale interval fra synlig til infrarød (0,4 til 2,2 m), er en timeglasformet tåge vinkelret på skiveplanet.
Det antages at være en energisk udstrømning, der kommer fra det centrale massive objekt. For at bekræfte dette gik astronomerne tilbage til ESOs teleskoper for at udføre spektroskopiske observationer. De optiske spektre for den bipolære udstrømning blev målt i april / juni 2003 med EFOSC2 ved ESO 3,6 m-teleskopet og med EMMI ved ESO 3,5 m NTT, begge placeret på La Silla, Chile.
Det observerede spektrum domineres af emissionslinjerne for hydrogen (H?), Calcium (Ca II-tripletten 849,8, 854,2 og 866,2 nm) og helium (He I 667,8 nm). I tilfælde af stjerner med lav masse leverer disse linjer indirekte bevis for vedvarende optagelse fra den indre skive til stjernen.
Ca II-tripletten blev også vist at være et produkt af diskretion for både en stor prøve af protostarer med lav og mellemmasse, kendt som henholdsvis T Tauri og Herbig Ae / Be-stjerner. Desuden H? linjen er ekstremt bred og viser en dyb blåskiftet absorption, der typisk er forbundet med akkretionsskive-drevet udstrømning.
I spektret blev der også observeret adskillige jern (Fe II) linjer, som skifter hastighed med? 120 km / s. Dette er et klart bevis for eksistensen af chok med hastigheder på mere end 50 km / s, og dermed en anden bekræftelse af udstrømningshypotesen.
Den centrale protostar
På grund af kraftig udryddelse er arten af et hævende protostellært objekt, dvs. en stjerne i dannelsesprocessen, normalt vanskeligt at udlede. Tilgængelige er kun dem, der er placeret i nærheden af deres ældre brødre, f.eks. ved siden af en klynge af varme stjerner (jf. ESO PR 15/03). Sådanne allerede udviklede massive stjerner er en rig kilde til energiske fotoner og producerer kraftige stjernevinder af protoner (som "solvinden", men meget stærkere), der påvirker den omgivende interstellare gas- og støvskyer. Denne proces kan føre til delvis fordampning og spredning af disse skyer og derved "løfte gardinet" og lade os se direkte på unge stjerner i det område.
For alle højmasse-protostellare kandidater, der er placeret væk fra et sådant fjendtligt miljø, er der imidlertid ikke et eneste direkte bevis for et (proto-) stjernemæssigt centralt objekt; ligeledes er lysets oprindelse - typisk cirka ti tusind sollys - uklar og kan skyldes flere objekter eller endda indlejrede klynger.
Den nye disk i M 17 er det eneste system, der udviser et centralt objekt i den forventede position af den dannende stjerne. Emissionen på 2,2 m er relativt kompakt (240 AU x 450 AU) - for lille til at være vært for en klynge af stjerner.
Hvis man antager, at emissionen kun skyldes stjernen, opnår astronomerne en absolut infrarød lysstyrke på ca. K = -2,5 størrelser, hvilket ville svare til en stjerne i hovedsekvens på ca. 20 solmasser. I betragtning af det faktum, at akkretionsprocessen stadig er aktiv, og at modeller forudsiger, at omkring 30-50% af det cirkumstellære materiale kan akkumuleres på det centrale objekt, er det sandsynligt, at der i det aktuelle tilfælde i øjeblikket fødes en massiv protostar.
Teoretiske beregninger viser, at en initial gassky på 60 til 120 solmasser kan udvikle sig til en stjerne på cirka 30-40 solmasser, mens den resterende masse afvises til det interstellare medium. De nuværende observationer kan være de første, der viser dette.
Original kilde: ESO News Release
