Kunstniku illustratsioon ümmarguse ketta ümber massiivse tähe ümber. Pildikrediit: NAOJ Pilt suuremalt
Rahvusvaheline astronoomide rühm on kasutanud Hawaii Subaru teleskoobil Coronagraphic Imager for Adaptive Optics (CIAO), et saada väga teravad lähi-infrapuna polariseeritud valguse kujutised Becklin-Neugebaueri nime kandva massiivse proto-tähe sünnikohast (BN) objekt Päikesest 1500 valgusaasta kaugusel. Grupi kujutised viisid selle äsja moodustavat tähte ümbritseva ketta avastamiseni. See leid, mida on üksikasjalikult kirjeldatud looduse 1. septembri numbris, süvendab meie arusaamist massiivsete tähtede moodustumisest.
Uurimisrühm, kuhu kuuluvad Hiina Purple Mountaini observatooriumi, Jaapani riiklike astronoomiliste observatooriumide ja Suurbritannia Hertfordshire'i ülikooli astronoomid, uuris Becklin-Neugebaueri objekti lähedal asuvat piirkonda ja analüüsis, kuidas tolm mõjutab infrapunavalgust. Selleks tegid nad objektist polariseeritud valguse pildi lainepikkusel 1,6 mikromeetrit (infrapunavalguse H riba). Objekti heleduse kujutised näitavad lihtsalt valguse ringjaotust. Valguse polarisatsiooni kujutisel on aga liblikas kuju, mis paljastab üksikasjad, mida ei saa ainult heleduse jaotust vaadates tuvastada. Tähe ümbritseva keskkonna ja liblika kuju mõistmiseks lõid astronoomid võrdluseks arvutimudeli koos tähe moodustamise skeemiga. Need mudelid näitavad, et liblika kuju on ketta ja väljavoolu struktuuri allkiri vastsündinud tähe lähedal.
See avastus on kõige konkreetsemaks tõendiks massiivse noore tähe ümber oleva ketta kohta ja näitab, et sellised massiivsed tähed nagu BN-objekt (mis on umbes seitse korda suurem kui Päikese mass) moodustavad sama moodi nagu madalama massiga tähed nagu Päike.
Massiivsete tähtede moodustumise selgitamiseks on kaks peamist teooriat. Esimene nendib, et massiivsed tähed on mitme väikese massiga tähe ühinemise tulemused. Teine ütleb, et need moodustuvad ringikujuliste ketaste gravitatsioonilise kokkuvarisemise ja massieralduse kaudu. Madalama massiga tähed nagu Päike on tõenäoliselt moodustunud teise meetodi abil. Kokkuvarisemise-lisamise teooria eeldab, et süsteemil on täht, mis on seotud bipolaarse väljavooluga, ümmarguse ketta ja ümbrisega, samas kui ühinemisteoorial seda pole. Selliste struktuuride olemasolu või puudumine võib eristada kahte moodustumisstsenaariumi.
Kuni viimase ajani on kummagi massilise tähe moodustumise teooria toetuseks olnud vähe otseseid vaatluslikke tõendeid. Selle põhjuseks on asjaolu, et erinevalt väiksema massiga tähtedest on äsja moodustuvad massiivsed tähed nii haruldased ja meist nii kaugel, et neid on olnud keeruline jälgida. Suured teleskoobid ja adaptiivne optika, mis parandavad oluliselt pildi teravust, võimaldavad nüüd neid objekte enneolematu selgusega jälgida. Kõrglahutusega infrapuna polarimeetria on eriti võimas tööriist massiivse tähe ereda sära taha peidetud keskkonna uurimiseks.
Polarisatsioon - suund, millesse valguslained võnkuvad, kui nad objektist voolavad - on kiirguse oluline omadus. Päikesevalgusel ei ole eelistatud võnkesuunda, kuid see võib muutuda polariseerituks, kui seda hajutatakse Maa atmosfääris või pärast vee pinna peegeldumist. Sarnane tegevus toimub ümmarguses pilves vastsündinud tähe ümber. Täht süttib selle ümbrust - ringikujuline ketas, ümbrik ja õõnsuste seinad, mille moodustavad väljavoolu voolud. Valgus võib õõnsuses vabalt liikuda ja seejärel seintest tagasi peegelduda. See peegelduv valgus muutub tugevalt polariseeritud. Seevastu ketas ja ümbrik on valguse suhtes suhteliselt läbipaistmatud. See vähendab nendest piirkondadest tuleva valguse polarisatsiooni.
Grupi edu ketta ja BN-objekti ümbervoolu tuvastamisel kõrge eraldusvõimega infrapuna polarimeetria abil näitab, et sama tehnikat saab kasutada ka teiste moodustavate tähtede jaoks. See võimaldaks astronoomidel saada ulatusliku vaatlusliku kirjelduse massiivsete tähtede moodustumisest, mille mass ületab Päikese massi kümme korda.
Algne allikas: NAOJ pressiteade
