Kujutise krediit: ESO
Tuginedes suurele vaatlusele erinevate teleskoopide ja instrumentidega, peamiselt Euroopa Lõunavaatluskeskusest (ESO), näitas Euroopa astronoomide meeskond [1], et M 17 udus moodustub suure massiga täht [2] ümmargune ketas, st sama kanali kaudu kui väikese massiga tähed.
Selle järelduse tegemiseks kasutasid astronoomid väga tundlikke infrapunainstrumente, et tungida läbi M 17 edelaosa molekulaarpilve, nii et massiivsete tähtede klastri poolt soojendatud gaasi nõrga emissiooni, mis osaliselt paikneb molekulaarpilve taga, oleks võimalik tuvastada tolm.
Selle kuuma piirkonna taustal leitakse, et suur läbipaistmatu siluett, mis sarnaneb peaaegu serva pealt näha põletatud kettaga, on tunniklaasikujulise peegelduse udukoguga. See süsteem vastab suurepäraselt uue moodustava suure massiga tähekesele, mida ümbritseb tohutu akretsioonkettaga ja millega kaasneb energiline bipolaarne massivool.
Uued tähelepanekud kinnitavad hiljutisi teoreetilisi arvutusi, mis väidavad, et Päikesest kuni 40 korda massiivsemad tähed võivad moodustuda samade protsesside kaudu, mis on aktiivsed väiksemate massidega tähtede moodustamisel.
M 17 piirkond
Ehkki paljud väikese massiga tähtede moodustumise ja varajase evolutsiooniga seotud üksikasjad nagu Päike on nüüd hästi mõistetavad, jääb põhimastsenaarium, mis viib suurema massiga tähtede moodustumiseni, [2] endiselt saladuseks. Praegu uuritakse massiivsete tähtede moodustamise kahte võimalikku stsenaariumi. Esimeses moodustuvad sellised tähed suurte koguste ümmarguse materjali akretsioonil; langev tärkav täht varieerub ajas. Teine võimalus on moodustada vahemasside protostaaride kokkupõrge (ühinemine), suurendades tähemassi hüpetes.
Euroopa astronoomide meeskond [1] jätkas oma püüdlustes mõistatusele uusi detaile lisada ja sellele põhiküsimusele vastust leida. Kasutas Euroopa astronoomide meeskond [1] akut teleskoope, enamasti kahes Euroopa lõunavaatluse keskuse Tšiili saidis La Silla ja Paranal. , et uurida ületamatult detailselt Omega udukogu.
Omega udukogu, mida tuntakse ka kuulsa prantsuse astronoomi Charles Messieri nimekirjas 17. objektina, st Messier 17 või M 17, on meie galaktika üks silmapaistvamaid tähte moodustavaid piirkondi. See asub 7000 valgusaasta kaugusel.
M 17 on astronoomilises mõttes erakordselt noor - seda näitab suure massiga tähtede klastri olemasolu, mis ioniseerib ümbritsevat vesiniku gaasi ja loob nn H II piirkonna. Nende tähtede kogu heledus ületab meie Päikese valgust peaaegu kümme korda.
H II piirkonna edelaserva küljes on tohutu molekulaarse gaasi pilv, mis arvatakse olevat pideva tähekujunduse koht. Äsja moodustuvate suure massiga tähtede otsimiseks uurisid Ruhr-Universiti Bochumi (Saksamaa) esindaja Rolf Chini ja tema kaastöötajad hiljuti väga sügava optilise ja infrapuna abil H II piirkonna ja molekulaarpilve vahelist liidest. pildistamine vahemikus 0,4 kuni 2,2 um.
Seda tehti ISAAC-iga (1,25, 1,65 ja 2,2 um) ESO väga suure teleskoobiga (VLT) Cerro Paranalil septembris 2002 ja EMMI-ga (0,45, 0,55, 0,8 um) ESO uue tehnoloogia teleskoobis ( NTT), La Silla, juulis 2003. Kujutise kvaliteeti piiras atmosfääri turbulents ja see varieerus vahemikus 0,4 kuni 0,8 kaaresekundit. Nende jõupingutuste tulemus on esitatud PR-fotol 15a / 04.
Rolf Chini on rahul: „Meie mõõtmised on nii tundlikud, et M 17 edelaosa molekulaarpilv on läbi imbunud ja tolmu kaudu on võimalik tuvastada osaliselt molekulaarpilve taga paikneva H II piirkonna nõrka nebulaarheidet. ”
H II piirkonna nebulaarse fooni taustal on näha suur läbipaistmatu siluett, mis on seotud liivakellakujulise peegeldusega udukoguga.
Siluettketas
Struktuurist parema ülevaate saamiseks pöördus astronoomide meeskond Adaptive Optics pildinduse poole, kasutades VLT-l NAOS-CONICA instrumenti.
Adaptiivne optika on maapealses astronoomias nn imerelv, mis võimaldab astronoomidel maapealse atmosfääri kujutist hävitavat turbulentsi (neutraliseerimata piltidena tähtede tõmbamisena) "neutraliseerida", nii et saadakse palju teravamaid pilte. . NAOS-CONICA abil VLT-l suutsid astronoomid saada pilte, mille eraldusvõime oli parem kui kümnendik "nägemisest", st ISAAC-i abil.
PR-foto 15b / 04 näitab nende eraldatud kõrge eraldusvõimega infrapuna (2,2 um) pilti. See viitab selgelt sellele, et silueti morfoloogia sarnaneb põletatud kettaga, mida on näha peaaegu äärest.
Ketta läbimõõt on umbes 20 000 AU [3] - mis on 500-kordne kaugus meie päikesesüsteemi kaugeimast planeedist - ja on vaieldamatult suurim ringidevaheline ketas, mida eales tuvastatud.
Ketta struktuuri ja omaduste uurimiseks pöördusid astronoomid seejärel raadioastronoomia poole ja viisid 2003. aasta aprillis Grenoble'i lähedal (Prantsusmaal) asuvas IRAM Plateau de Bure'i interferomeetris läbi molekulaarsüsteemi spektroskoopia. Astronoomid on 12CO pöörlemissiirdetes täheldanud seda piirkonda. , 13CO ja C18O molekulid ning külgnevas kontinuumis 3 mm kaugusel. Kiiruse eraldusvõime saavutati vastavalt 0,1 ja 0,2 km / s.
Meeskonna liige Dieter N? Rnberger peab seda kinnituseks: "Meie IRCO-ga saadud 13CO andmed näitavad, et ketas / ümbrikusüsteem pöörleb aeglaselt, kui selle loodeosa läheneb vaatlejale." 30 800 AU ulatuses mõõdetakse tõepoolest kiiruse nihet 1,7 km / s.
Nendest vaatlustest, astronoomid, tuletades erinevate isotoopse süsinikmonooksiidi molekulide (12CO ja 13CO) arvukuse suhte standardväärtused ja teisendusteguri, et tuletada molekulaarsed vesiniku tihedused mõõdetud CO intensiivsusest, suutsid astronoomid ka tuletada konservatiivse alumise piiri 110 päikesemassi kettamassi jaoks.
See on vaieldamatult kõige massiivsem ja suurim akordiketas, mida kunagi noore massiivse tähe ümber on nähtud. Siiani suurim siluettketas on Orionis tuntud kui 114-426 ja selle läbimõõt on umbes 1000 AU; selle keskne täht on tõenäoliselt pigem väikese massiga objekt kui massiivne protostar. Ehkki massiivsete noorte täheobjektide (YSO) jaoks on vähe kandidaate, mõned neist on seotud väljavooluga, on nende objektide ümber seni tuvastatud suurim ringikujuline ketas läbimõõduga vaid 130 AU.
Bipolaarne udukogu
Teine morfoloogiline struktuur, mis on nähtav kõigil piltidel kogu spektri vahemikus alates nähtavast kuni infrapunakiirguseni (0,4 kuni 2,2 um), on liivakellakujuline udukogu, mis on risti ketta tasapinnaga.
Arvatakse, et see on energeetiline väljavool, mis tuleb massiivsest kesksest objektist. Selle kinnitamiseks läksid astronoomid tagasi ESO teleskoopide juurde spektroskoopilisi vaatlusi tegema. Bipolaarse väljavoolu optilisi spektreid mõõdeti 2003. aasta aprillis / juunis EFOSC2 abil ESO 3,6 m teleskoobis ja EMMI abil ESO 3,5 m NTT juures, mõlemad asuvad Tšiilis La Silla.
Vaadeldatud spektris domineerivad vesiniku (H2), kaltsiumi (Ca II triplett 849,8, 854,2 ja 866,2 nm) ja heeliumi (HeI 667,8 nm) emissioonijooned. Madala massiga tähtede puhul annavad need jooned kaudseid tõendeid pideva akumuleerumise kohta sisekettalt tähe külge.
Samuti näidati, et Ca II kolmik on nii väikese kui ka keskmise massiga protostaaride suure proovi, vastavalt T Tauri ja Herbig Ae / Be tähtede diskreetsuse tulemus. Pealegi, H? joon on äärmiselt lai ja näitab sügavalt sinise nihkega neeldumist, mida tavaliselt seostatakse akretsiooni kettapõhise väljavooluga.
Spektris täheldati ka arvukalt raua (Fe II) jooni, mida kiirus nihutab? 120 km / s. See on selge tõend löökide kohta kiirusega üle 50 km / s, seega veel üks kinnitus väljavoolu hüpoteesile.
Keskne protostar
Tugeva väljasuremise tõttu on korduva protostellaarobjekti, st moodustamisel oleva tähe olemus tavaliselt keeruline järeldada. Ligipääsetavad on ainult need, mis asuvad nende vanemate vendade läheduses, nt kuumade tähtede klastri kõrval (vrd ESO PR 15/03). Sellised juba arenenud massiivsed tähed on rikas energeetiliste footonite allikas ja tekitavad prootonite võimsa tähetuule (nagu “päikesetuul”, kuid palju tugevam), mis mõjutavad ümbritsevaid tähtedevahelisi gaasi- ja tolmupilvi. See protsess võib viia nende pilvede osalise aurustumiseni ja hajutamiseni, tõstes sellega kardina ja võimaldades meil vaadata otse selle piirkonna noori tähti.
Kõigist sellisest vaenulikust keskkonnast eemal asuvate suuremahuliste protostaarkandidaatide kohta pole (proto) tähekeskse objekti kohta siiski ühtegi otsest tõendit; samuti on heleduse päritolu - tavaliselt umbes kümme tuhat päikesevalgust - ebaselge ja selle põhjuseks võivad olla mitmed objektid või isegi manustatud kobarad.
Uus ketas M 17-s on ainus süsteem, millel on keskne objekt moodustava tähe eeldatavas asendis. 2,2 mm emissioon on suhteliselt kompaktne (240 AU x 450 AU) - liiga väike, et tähtede rühmitust majutada.
Eeldades, et emissioon on tingitud ainult tähest, saadavad astronoomid absoluutse infrapuna heleduse umbes K = -2,5 magnituudil, mis vastaks umbes 20 Päikese massi põhijadaga tähele. Arvestades asjaolu, et akretsiooniprotsess on endiselt aktiivne ja et mudelid ennustavad, et keskmisele objektile võib koguneda umbes 30-50% ümmargusest materjalist, on tõenäoline, et käesoleval juhul on sündimas massiivne protostar.
Teoreetilised arvutused näitavad, et esialgne gaasipilv 60–120 päikese massi võib muutuda täheks, mille mass on umbes 30–40, samas kui ülejäänud mass lükatakse tähtedevahelisse keskkonda. Need tähelepanekud võivad olla esimesed, mis seda näitavad.
Algne allikas: ESO pressiteade
