Credit imagine: ESO
Pe baza unui efort de observație mare cu diferite telescoape și instrumente, în mare parte din Observatorul European Sud (ESO), o echipă de astronomi europeni [1] a arătat că în nebuloasa M 17, o stea cu masă înaltă [2] se formează prin acreție printr-o disc circumstanțial, adică prin același canal ca stelele cu masă scăzută.
Pentru a ajunge la această concluzie, astronomii au folosit instrumente infraroșii foarte sensibile pentru a pătrunde în norul molecular sud-vestic al M 17, astfel încât emisia slabă din gaz încălzită de un grup de stele masive, parțial amplasată în spatele norului molecular, putea fi detectată prin intermediul praf.
Pe fundalul acestei regiuni fierbinți, o siluetă largă opacă, care seamănă cu un disc evazat văzut aproape marginal, se asociază cu o nebuloasă de reflexie în formă de sticlă. Acest sistem se conformează perfect cu o stea de masă înaltă nou formată, înconjurată de un disc de acreție uriaș și însoțită de o ieșire energică de masă bipolară.
Noile observații coroborează calcule teoretice recente care susțin că stelele de până la 40 de ori mai masive decât Soarele pot fi formate prin aceleași procese care sunt active în timpul formării stelelor de mase mai mici.
Regiunea M 17
Deși multe detalii legate de formarea și evoluția timpurie a stelelor cu masă joasă precum Soarele sunt acum bine înțelese, scenariul de bază care duce la formarea stelelor cu masă înaltă [2] rămâne în continuare un mister. În prezent sunt studiate două scenarii posibile pentru formarea stelelor masive. În prima, astfel de stele se formează prin acreția de cantități mari de material circumstanțial; infall pe stea naștere variază în timp. O altă posibilitate este formarea prin coliziune (coalescență) a protostarilor de mase intermediare, creșterea masei stelare în „salturi”.
În căutarea lor continuă de a adăuga mai multe piese puzzle-ului și de a ajuta la oferirea unui răspuns la această întrebare fundamentală, o echipă de astronomi europeni [1] a folosit o baterie de telescoape, în mare parte la două dintre siturile chiliene ale Observatorului European din La Silla și Paranal. , pentru a studia în detaliu neegalat nebuloasa Omega.
Nebula Omega, cunoscută și sub numele de al 17-lea obiect din lista celebrului astronom francez Charles Messier, adică Messier 17 sau M 17, este una dintre cele mai proeminente regiuni formatoare de stele din Galaxia noastră. Este situat la o distanță de 7.000 de ani-lumină.
M 17 este extrem de tânăr - în termeni astronomici - așa cum este atestată prezența unui grup de stele cu masă înaltă care ionizează gazul de hidrogen înconjurător și creează o regiune H II. Luminozitatea totală a acestor stele o depășește pe cea a Soarelui nostru cu aproape un factor de zece milioane.
Alături de marginea sud-vestică a regiunii H II, există un nor imens de gaze moleculare care se crede că este un sit al formării stelelor în curs. Pentru a căuta stele de masă înaltă nou formate, Rolf Chini de la Ruhr-Universit? Bochum (Germania) și colaboratorii săi au investigat recent interfața dintre regiunea H II și norul molecular cu ajutorul unei optice și infraroșii foarte adânci imagistică între 0,4 și 2,2? m.
Acest lucru a fost realizat cu ISAAC (la 1,25, 1,65 și 2,2? M) la telescopul foarte mare ESO (VLT) de la Cerro Paranal în septembrie 2002 și cu EMMI (la 0,45, 0,55, 0,8? M) la telescopul de nouă tehnologie ESO ( NTT), La Silla, în iulie 2003. Calitatea imaginii a fost limitată de turbulențele atmosferice și a variat între 0,4 și 0,8 arcsec. Rezultatul acestor eforturi este prezentat în PR fotografie 15a / 04.
Rolf Chini este mulțumit: „Măsurătorile noastre sunt atât de sensibile încât norul molecular din sud-vestul M 17 este pătruns, iar emisia nebulară slabă a regiunii H II, care este parțial situată în spatele norului molecular, ar putea fi detectată prin praf. “
Pe fundalul nebular al regiunii H II se vede o siluetă mare opacă asociată cu o nebulă de reflexie în formă de clepsidră.
Discul siluetei
Pentru a obține o vedere mai bună a structurii, echipa de astronomi a apelat apoi la imagini de Optică Adaptivă folosind instrumentul NAOS-CONICA de pe VLT.
Optica adaptivă este o „armă-minune” în astronomia bazată pe sol, permițând astronomilor să „neutralizeze” turbulența de imagine a atmosferei terestre (văzută de ochiul neajuns ca sclipirea stelelor), astfel încât să poată fi obținute imagini mult mai clare . Cu NAOS-CONICA pe VLT, astronomii au fost capabili să obțină imagini cu o rezoluție mai bună decât o zecime din „a vedea”, adică așa cum au putut observa cu ISAAC.
PR Fotografia 15b / 04 arată imaginea pe care au obținut-o cu o infraroșu aproape de înaltă rezoluție (2,2 m). El sugerează clar că morfologia siluetei seamănă cu un disc evazat, văzut aproape de margine.
Discul are un diametru de aproximativ 20.000 AU [3] - care este de 500 de ori distanța de cea mai îndepărtată planetă din sistemul nostru solar - și este de departe cel mai mare disc circumstanțier detectat vreodată.
Pentru a studia structura și proprietățile discului, astronomii au apelat apoi la radioastronomie și au efectuat spectroscopie liniară moleculară la interferometrul IRAM Plateau de Bure, lângă Grenoble (Franța), în aprilie 2003. Astronomii au observat regiunea în tranzițiile de rotație ale 12CO , Molecule 13CO și C18O, iar în continuul adiacent la 3 mm. S-au obținut rezoluții de viteză de 0,1 și, respectiv, 0,2 km / s.
Dieter N? Rnberger, membru al echipei, consideră acest lucru ca o confirmare: „Datele noastre de 13CO obținute cu IRAM indică faptul că sistemul disc / plic se rotește lent, cu partea sa nord-vestică care se apropie de observator.” Într-o măsură de 30,800 AU este măsurată într-adevăr o deplasare a vitezei de 1,7 km / s.
Din aceste observații, adoptând valori standard pentru raportul de abundență între diferitele molecule izotopice de monoxid de carbon (12CO și 13CO) și pentru ca factorul de conversie să obțină densitățile moleculare de hidrogen din intensitățile de CO mesurate, astronomii au putut, de asemenea, să obțină o limită inferioară conservatoare. pentru masa discului de 110 mase solare.
Acesta este de departe cel mai masiv și cel mai mare disc de acreție observat vreodată direct în jurul unei tinere stele masive. Cel mai mare disc de siluetă de până acum este cunoscut ca 114-426 în Orion și are un diametru de aproximativ 1.000 UA; cu toate acestea, steaua sa centrală este probabil un obiect cu masă scăzută, mai degrabă decât un protostar masiv. Deși există un număr mic de candidați pentru obiecte stelare tinere masive (YSO), unele dintre ele fiind asociate cu fluxuri, cel mai mare disc circumstanțial detectat până acum în jurul acestor obiecte are un diametru de doar 130 UA.
Nebuloasa bipolară
A doua structură morfologică care este vizibilă pe toate imaginile pe întregul interval spectral, de la vizibil până la infraroșu (0,4 până la 2,2 m) este o nebuloasă în formă de clepsidră perpendiculară pe planul discului.
Se crede că este un flux energetic provenit din obiectul masiv central. Pentru a confirma acest lucru, astronomii s-au întors pe telescoapele ESO pentru a efectua observații spectroscopice. Spectrele optice ale fluxului bipolar au fost măsurate în aprilie / iunie 2003 cu EFOSC2 la telescopul 3,6 m ESO și cu EMMI la 3,5 m NTT ESO, ambele situate în La Silla, Chile.
Spectrul observat este dominat de liniile de emisie de hidrogen (H?), Calciu (tripleta de Ca II 849,8, 854,2 și 866,2 nm) și heliu (He I 667,8 nm). În cazul stelelor cu masă scăzută, aceste linii furnizează dovezi indirecte pentru acreția continuă de pe discul interior pe stea.
De asemenea, s-a dovedit că triplul de Ca II este un produs al acumulării de discuri atât pentru un eșantion mare de protostare cu masă mică, cât și pentru masa intermediară, cunoscute sub denumirea de stele T Tauri și respectiv Herbig Ae / Be Mai mult, H? linia este extrem de largă și prezintă o absorbție deplasată de un albastru profund, de obicei asociată cu ieșirile generate de discuri.
În spectru au fost observate, de asemenea, numeroase linii de fier (Fe II), care sunt deplasate cu viteză? 120 km / s. Aceasta este o dovadă clară a existenței șocurilor cu viteze mai mari de 50 km / s, de unde și o altă confirmare a ipotezei de ieșire.
Protostarul central
Datorită extincției grele, natura unui obiect protostelar accentuant, adică o stea în procesul de formare, este de obicei greu de dedus. Accesibile sunt doar cele care sunt situate în vecinătatea fraților lor mai mari, de ex. lângă un grup de stele fierbinți (a se vedea ESO PR 15/03). Astfel de stele masive deja evoluate sunt o sursă bogată de fotoni energici și produc vânturi stelare puternice de protoni (precum „vântul solar”, dar mult mai puternic), care au impact asupra gazelor interstelare și a norilor de praf din jur. Acest proces poate duce la evaporarea parțială și la dispersia acelor nori, astfel „ridicând perdeaua” și permițându-ne să privim direct stelele tinere din acea regiune.
Cu toate acestea, pentru toți candidații protostellari de masă mare, aflați departe de un mediu atât de ostil, nu există o singură dovadă directă pentru un obiect central (proto) stelar; de asemenea, originea luminozității - de obicei aproximativ zece mii de luminozități solare - nu este neclară și se poate datora mai multor obiecte sau chiar a grupurilor încorporate.
Noul disc din M 17 este singurul sistem care prezintă un obiect central în poziția scontată a stelei care formează. Emisia de 2,2 m este relativ compactă (240 AU x 450 AU) - prea mică pentru a găzdui un grup de stele.
Presupunând că emisia se datorează exclusiv stelei, astronomii obțin o luminozitate infraroșie absolută de aproximativ K = -2,5 mărimi care ar corespunde unei stele principale de aproximativ 20 de mase solare. Având în vedere faptul că procesul de acumulare este încă activ și că modelele prezic că aproximativ 30-50% din materialul circumstanțiar poate fi acumulat pe obiectul central, este probabil ca în cazul de față să se nască un protostar masiv.
Calculele teoretice arată că un nor inițial de gaz de 60 până la 120 de mase solare poate evolua într-o stea de aproximativ 30-40 de mase solare, în timp ce masa rămasă este respinsă în mediul interstelar. Observațiile prezente pot fi primele care arată această întâmplare.
Sursa originală: Comunicat de știri ESO
