Kép jóváírása: ESO
Az eltérő távcsövekkel és műszerekkel, különös tekintettel az Európai Déli Megfigyelő Intézetre (ESO), egy nagy megfigyelési erőfeszítés alapján az európai csillagászok [1] egy csoportjának megmutatták, hogy az M 17 ködben nagy tömegű csillag [2] akkreditációval alakul ki egy körkörös lemez, azaz ugyanazon a csatornán keresztül, mint az alacsony tömegű csillagok.
Ebből a következtetésből a csillagászok nagyon érzékeny infravörös műszereket használtak az M 17 délnyugati molekuláris felhőjének áthatolására, hogy a masszív csillagcsoport által felmelegített, részben a molekuláris felhő mögött felmelegített gáz halvány kibocsátását a por.
Ennek a forró régiónak a hátterében egy nagy, átlátszatlan sziluett, amely csaknem a széle felé nézve lángolt lemezre hasonlít, egy órás üveg alakú reflexiós ködtel társult. Ez a rendszer tökéletesen megfelel az újonnan kialakuló nagy tömegű csillagnak, amelyet hatalmas akkumulációs tárcsa vesz körül, és energiájú bipoláris tömegkiáramlás kíséri.
Az új megfigyelések megerősítik a közelmúltbeli elméleti számításokat, amelyek szerint a Napnál akár 40-szer tömegebb csillagokat ugyanazok a folyamatok képezhetik, amelyek a kisebb tömegű csillagok kialakulásakor aktívak.
Az M 17 régió
Noha az olyan kis tömegű csillagok kialakulásához és korai fejlődéséhez kapcsolódó sok részlet, mint a Nap, jól érthető, a nagy tömegű csillagok kialakulásához vezető alapvető forgatókönyv [2] továbbra is rejtély. Jelenleg a hatalmas csillagok kialakulásának két lehetséges forgatókönyvét vizsgálják. Az elsőben az ilyen csillagok nagy mennyiségű körkörös anyag felhalmozódásával alakulnak ki; az újonnan megjelenő csillagra történő beáramlás idővel változik. Egy másik lehetőség a közbenső tömegű protosztárok ütközése (összekapcsolása), a csillagtömeg növekedése az „ugrásokban”.
Az európai csillagászok [1] egy csoportja távcsöveket használták fel, még több darabot a puzzle-hoz, és ennek az alapvető kérdésnek a megválaszolásához, egy csoport teleszkópot használtak, főleg az Európai Déli Megfigyelő Intézet két chilei La Silla és Paranal helyén. , hogy felülmúlhatatlan részletességgel tanulmányozzák az Omega ködöt.
Az Omega köd, amelyet a híres francia csillagász Charles Messier, azaz a Messier 17 vagy az M 17 listáján 17. tárgyként is ismert, a galaxisunk egyik legjelentősebb csillagképző régiója. 7000 fényév távolságban található.
Az M 17 rendkívül fiatal - csillagászati szempontból -, amit egy nagy tömegű csillagcsoport jelenléte tanúsít, amely ionizálja a környező hidrogéngázt és létrehoz egy úgynevezett H II régiót. Ezeknek a csillagoknak a teljes fényereje csaknem tízmillióval meghaladja a Napfény fényét.
A H II régió délnyugati peremén található egy hatalmas molekulagáz-felhő, amelyről feltételezik, hogy a folyamatban lévő csillagképződés helye. Az újonnan kialakuló nagy tömegű csillagok keresése érdekében Rolf Chini, a Ruhr-Universit? T Bochum (Németország) és munkatársai nemrégiben nagyon mély optikai és infravörös eszközökkel vizsgálták a H II régió és a molekuláris felhő kapcsolatát. képalkotás 0,4 és 2,2 um között.
Ezt az ISAAC-szal (1,25, 1,65 és 2,2 m-nél) végezték az ESO Nagyon Nagy Teleszkópban (VLT) a Cerro Paranalon 2002. szeptemberben és az EMMI-vel (0,45, 0,55, 0,8 um) az ESO Új Technológiai Teleszkópján ( NTT), La Silla, 2003. július. A képminőséget a légköri turbulencia korlátozta, és 0,4 és 0,8 ívsebesség között változott. Ezen erőfeszítések eredményét a 15a / 04. PR fénykép mutatja.
Rolf Chini örül: „Méréseink annyira érzékenyek, hogy az M 17 délnyugati molekuláris felhője áthatol, és a poron keresztül kimutatható a H II régió halvány ködkibocsátása, amely részben a molekuláris felhő mögött helyezkedik el. ”
A H II régió ködös hátterén egy nagy átlátszatlan sziluett látható, amelyhez homokóra alakú reflexiós köd kapcsolódik.
A sziluett lemez
A szerkezet jobb megismerése érdekében az csillagászok csapata az Adaptív Optika képalkotáshoz fordult a VLT NAOS-CONICA műszerével.
Az adaptív optika egy „csodafegyver” a földi csillagászatban, lehetővé téve a csillagászoknak, hogy „semlegesítsék” a földi légkör kép-kenet turbulenciáját (amelyet szabad szemmel látnak a csillagok pislogásaként), így sokkal élesebb képeket lehet elérni. . A VOS NAOS-CONICA-val a csillagászok képeket tudtak elérni, amelyek nagyobb felbontásúak voltak, mint a „látás” egytizedének, azaz olyanok, amelyeket megfigyeltek az ISAAC segítségével.
A 15b / 04 PR fotó a kapott nagyfelbontású közeli infravörös (2,2 um) képet mutatja. Ez egyértelműen azt sugallja, hogy a sziluett morfológiája egy szétmaradt korongra hasonlít, amelyet szélénél látunk.
A lemez átmérője körülbelül 20 000 AU [3] - ez 500-szor nagyobb a Naprendszerünk legtávolabbi bolygójának távolságától -, és messze a legnagyobb körkörös korong, amelyet valaha észleltek.
A lemez szerkezetének és tulajdonságainak tanulmányozására az csillagászok rádiócsillagászathoz fordultak és molekuláris vonal-spektroszkópiát végeztek az IRAM Plateau de Bure interferométerén Grenoble közelében (Franciaország) 2003. áprilisában. A csillagászok megfigyelték a régiót a 12CO rotációs átmeneteiben. , 13CO és C18O molekulák, és a szomszédos kontinuumban 3 mm-nél. A sebességfelbontás 0,1, illetve 0,2 km / s volt.
Dieter N? Rnberger, a csapat tagja ezt megerősítésnek látja: "Az IRAM-nal kapott 13CO-adataink azt mutatják, hogy a lemez / boríték rendszer lassan forog, északnyugati részével a megfigyelõ felé közeledve." 30 800 AU-nál valóban 1,7 km / s sebességeltolódást mérnek.
Ezen megfigyelések alapján, elfogadva a különféle izotópos szén-monoxid-molekulák (12CO és 13CO) közötti bőség-arány és a konverziós tényező kiszámításához az átalakítási tényezőt a molekuláris hidrogén sűrűségének kiszámított CO intenzitásából, a csillagászok konzervatív alsó határértéket vezettek le. 110 tárcsatömeg számára.
Ez messze a legtömegebb és legnagyobb akkreditációs korong, amelyet valaha megfigyelt egy fiatal hatalmas csillag körül. Az eddig legnagyobb sziluett tárcsát 114–426 néven ismerték Orionban, átmérője körülbelül 1000 AU; a központi csillag valószínűleg kisebb tömegű tárgy, nem pedig egy hatalmas protostár. Bár kevés a jelölés a hatalmas fiatal csillagtárgyakhoz (YSO), amelyek közül néhányat kiáramlással társítanak, a tárgyak körül eddig felismert legnagyobb körkörös korong átmérője mindössze 130 AU.
A bipoláris köd
A második morfológiai szerkezet, amely az összes képen látható a teljes spektrumtartományban a látótól az infravörösig (0,4–2,2 um), egy homokóra alakú köd, amely merőleges a korong síkjára.
Úgy gondolják, hogy ez egy energetikai kiáramlás, mely a központi masszív tárgyból származik. Ennek megerősítésére a csillagászok visszamentek az ESO távcsöveire, hogy spektroszkópos megfigyeléseket végezzenek. A bipoláris kiáramlás optikai spektrumát 2003. áprilisban / júniusban mértük az EFOSC2-vel az ESO 3,6 m-es távcsövön és az EMMI-vel az ESO 3,5 m-es NTT-jén, mindkettő a chilei La Silla-ban található.
A megfigyelt spektrumban a hidrogén (H?), A kalcium (a Ca II hármas 849,8, 854,2 és 866,2 nm) és a hélium (He I 667,8 nm) emissziós vonalai dominálnak. Kis tömegű csillagok esetében ezek a vonalak közvetett bizonyítékokat szolgáltatnak a belső tárcsáról a csillag felé történő folyamatos akkumulációra.
Azt is kimutatták, hogy a Ca II hármas diszkréció eredménye mind az alacsony, mind a közepes tömegű protosztárok nagy mintáján, nevezetesen T Tauri és Herbig Ae / Be csillagok. Sőt, a H? A vonal rendkívül széles és mélyen kék irányban eltolódott abszorpciót mutat, amely általában az akkumulációs tárcsák által vezérelt kiáramlásokhoz kapcsolódik.
A spektrumban számos vas (Fe II) vonalat is megfigyeltünk, amelyek sebességét eltolják a? 120 km / s. Ez egyértelmű bizonyíték az 50 km / s-nál nagyobb sebességű sokkok fennállására, ebből következően a kiáramlási hipotézis újabb megerősítése van.
A központi protostár
A súlyos kipusztulás miatt az akkreditáló, csillagképes tárgy jellegét, azaz egy csillagot a kialakulási folyamatban, általában nehéz megállapítani. Csak azok érhetők el, amelyek az idősebb testvéreik szomszédságában találhatók, pl. egy forró csillagcsoport mellett (vö. ESO PR 15/03). Az ilyen már kialakult hatalmas csillagok gazdag forrása az energetikai fotonoknak, és erős protoncsillagokat hoznak létre (mint például a „szélszél”, de sokkal erősebbek), amelyek hatással vannak a környező csillagközi csillagközi gáz- és porfelhőkre. Ez a folyamat ezen felhők részleges elpárologtatásához és szétszóródásához vezethet, ezáltal „felemelve a függönyt”, és lehetővé téve számunkra, hogy közvetlenül a régió fiatal csillagaira nézzünk.
Azonban az ilyen ellenséges környezettől távol elhelyezkedő, nagy tömegű protosteláris jelöltek esetében nincs egyetlen közvetlen bizonyíték a (proto) csillagközi központi tárgyról; Hasonlóképpen, a világosság eredete - általában körülbelül tízezer napenergiás fény - nem egyértelmű, és több objektum, vagy akár beágyazott csoportok oka lehet.
Az M 17 új tárcsa az egyetlen rendszer, amely központi tárgyat mutat a formáló csillag várható helyzetében. A 2,2 μm-es emisszió viszonylag kompakt (240 AU x 450 AU) - túl kicsi ahhoz, hogy a csillagcsoportot befogadja.
Feltételezve, hogy az emisszió kizárólag a csillag okozta, az csillagászok K = -2,5 nagyságrendű abszolút infravörös fényerőt eredményeznek, amely körülbelül 20 napelemes tömegű főszekvenciának felel meg. Tekintettel arra a tényre, hogy az akrilizációs folyamat továbbra is aktív, és hogy a modellek előrejelzik, hogy a körkörös anyag kb. 30-50% -a felhalmozódhat a központi tárgyra, valószínű, hogy jelen esetben egy hatalmas protostár születik.
Az elméleti számítások azt mutatják, hogy egy 60–120 napenergiás kezdeti gázfelhő körülbelül 30–40 napelemes tömegű csillaggá alakulhat, miközben a fennmaradó tömeget elutasítják a csillagközi közegbe. A jelen megfigyelések talán az első mutatják ezt.
Eredeti forrás: az ESO sajtóközleménye
