Jaapani Subaru teleskoobi uued pildid näitavad, kuidas lähedal olev noor täht lõpetas kiiresti lapsekingade. Vahe asub tähest umbes sama kaugel kui Saturni orbiidil ja see annab teooriatele täiendavaid tõendeid selle kohta, kuidas materjali kettad arenevad noorte tähtede ümber.
Lähedal asuva noore tähe HD 141569A suumimisel kasutasid Jaapani riikliku astronoomilise observatooriumi ja Max Plancki astronoomiainstituudi astronoomid Subaru teleskoopi Havai provintsis Mauna Keas, et avastada auk gaasi ja tolmu ümbritsevas ketas. täht. Selle Saturni orbiidi suuruse järgi umbes suure lõhe olemasolu toetab teooriat, mille kohaselt see noor täht lõpetas oma lapsekingade järsult, ioniseerides ja surudes ära ketta, millest ta sündis, gaasi.
Dr Miwa Goto ja professor Tomonori Usuda juhitav meeskond kasutas ära Subarul asuva adaptiivse optikasüsteemi ning infrapunakaamera ja spektrograafi (IRCS) saavutatud suurepärase ruumilise eraldusvõime, et eraldada HD 141569A ümbritseva ketta sisemine osa süsinikmonooksiidi emissiooniliinid elektromagnetilise spektri infrapunaosas. Ketas eksisteeris teadaolevalt varasemate tähe ümbruse tolmu uuringute kohta. Gaasi uurides määrati uue uuringuga edukalt ketta sisemise tühjenduse suurus.
Süsinikoksiidi (CO) heide HD 141569A ümbritsevale kettale, mis asub Maast umbes 320 valgusaasta kaugusel, ulatub viiekümne korra Maa orbiidi suurusest kaugemale. (Maa ja Päikese vahelist kaugust nimetatakse astronoomiliseks ühikuks. Meie päikesesüsteemis on Neptuuni orbiidi raadius umbes 30 AU). Järk-järgult tugevneb see tähele kõige lähemal asuva siseosa poole. Emissiooni tipud on umbes 15 AU, seejärel väheneb kesktäheks. "Nüüd teame, et ketta sisemisse 11 AU-sse jääb vähe gaasi," ütles Usuda. "Teisisõnu, HD 141569A on oma molekulaarse gaasiketta keskosas täielikult välja arendanud augu, mis on suurem kui Saturni orbiidi suurus."
"Auku suurus on väga märkimisväärne," ütles Goto, "kuna see piirab võimalusi, kuidas auk esiteks tekkis."
Teoreetiliselt võiks ümmarguse tähtketta korral olla täht magnetosfääris ridade sulgemisel tekkinud sisemine õõnsus, mis katkestab ketta. Seda nimetatakse magnetosfääri kärbimiseks ja see võib selgitada, miks tolmus on tühimik. Kärbimise suurus peab siiski olema palju väiksem, nii väike kui sajandik astronoomilisest ühikust või umbes tähe enda suurus, seega ei saa see praegust tähelepanekut seletada.
Tolmu hävitamine tähe kiirgusest sublimatsiooniks nimetatava protsessi käigus võib tekitada ka sisemise augu kettal. Taas on sellise tegevuse eeldatav raadius liiga väike, umbes kümnendik Maa orbitaalraadiusest, et võtta arvesse HD 141569A keskõõnsust.
Parim selgitus HD 141569A keskõõnsuse suuruse kohta on asjaolu, et see vastab tähe gravitatsiooniraadusele. See on raadius, kus tähelt voolav ioniseeritud gaasi heli kiirus on võrdne tähest väljuva kiirusega. Teisisõnu, väljaspool gravitatsiooniraadiust väljuv gaas pääseb süsteemist vabalt välja, kui see on ioniseeritud. Kettagaas on gravitatsiooniraadiusel kõige tihedam ja see saab kesktähest rohkem kiirgust kui välimine osa. Seetõttu on ketta massikadu fotoaurustamise tagajärjel kõige tõhusam gravitatsiooniraadiuses.
HD 141569A ketta sisemise õõnsuse ja selle gravitatsiooniraadiuse sarnane suurusjärk, umbes 18 astronoomilist ühikut, näitab, et ava tehakse fotoaurustamisel, gaas ioniseeritakse ja surutakse eemale. See näitab ka seda, et üldiselt on fotoaurustamine ketta eemaldamiseks noore tähe ümber tõepoolest efektiivne, isegi kui esineda võivad ka muud protsessid (näiteks materjali kuhjamine klompidesse, mida nimetatakse viskoosseks aktsiisiks).
See teoreetiline pilt pole uus, kuid käesolev tähelepanek on esimene, mis pakub selle teooria toetuseks selgeid tõendeid. Sellel pildil ei aurustu ümmargused kettad aeglaselt kesktähega vahetult piirnevatest piirkondadest. Selle asemel ilmub tähe gravitatsiooniraadiusega sama suur auk enam-vähem järsult ja kasvab siis suuremaks, kuni ketas ja potentsiaal planeetide moodustamiseks on kadunud.
Ümberringi ketta roll
Täht sünnib, kui gaas koguneb molekulaarpilve sisse. Gaas on peamiselt molekulaarse vesiniku vormis. Kuna gaasil on nurkne impulss, ei saa see maanduda otse tähe pinnale. Selle asemel moodustab ta tähe ümber õhukese, kettakujulise struktuuri ja kaotab tähe tiirlemisel aeglaselt, nii et täht saab selle lõpuks sisse tõmmata. Ilma sellise “ringikujulise ketta” ei saaks täht massi koguda selle sünnipilv.
Lisaks tähe moodustamise gaasivarustusele pakub ümmargune ketas ka planeetide toorainet. Tähekujundusest järelejäänud materjal kleepub järk-järgult kokku, moodustades veerisid ja kive. Need kogunevad kokku, moodustades veelgi suuremad kehad, näiteks 100 meetri laiused tasapinnalised kujutised. Kogu see materjal pöörleb jätkuvalt tähe ümber, samal ajal kui see kasvab üha suuremateks kehadeks. Lõpuks, kui tingimused on sobivad, tekitab see akretsiooniprotsess Maaga sarnase kivise planeedi.
Hiljutistes vaatlusuuringutes ümmarguste ketaste puhul on ära kasutatud ketaste tahke materjali soojusemissiooni ja hajutatud valgust. Kuid ketta olemasolu varastel ajastutel moodustavad need kuivained ainult umbes ühe protsendi ketta kogumassist. Ülejäänud osa on endiselt gaasifaasis ja peamiselt molekulaarses vormis (nagu vingugaas). Ketta vaatamine ja selle süsinikmonooksiidi komponendi, mitte tolmuosakeste uurimine tähendab, et vaatame gaasiketast, mis on ketta põhikomponent.
Ümmargune ketas eksisteerib ainult lühikest aega, kuni selle keskne täht kogub temalt gaasi. Ketta arenduse mõistmiseks kujutlege, et tähe kogu eluaeg oli vaid sada aastat. Ümmargune ketas eksisteeriks vaid kolmest päevast kuuni, enne kui see täielikult hajub. Tärnil on ainult üks võimalus moodustada planetaarsüsteem tema ringtähe ketta suhteliselt lühikese eluea jooksul. Kui tähe ioniseeriv kiirgus takistab tolmuketta kogunemist planeetidesse enne selle hajumist, siis kaotab täht võimaluse saada Päikesesüsteemi keskpunkt igaveseks. Millal ja kuidas ketas hajub, on seega otsesed tagajärjed planeedi moodustumise võimalusele.
Need tulemused avaldatakse ajakirjas Astrophysical 2006. aasta lõpus või 2007. aasta alguses.
Uurimistöö pealkiri: Infrapuna-CO-emissiooniliinides ruumiliselt eraldatud molekulaarse ketta sisemine velg, M. Goto, T. Usuda, C. P. Dullemond, Th. Henning, H. Linz, B. Stecklum ja H. Suto
Uurimisrühm: Miwa Goto (Max Plancki Astronoomiainstituut, Heidelberg, Saksamaa) Tomonori Usuda (Subaru teleskoop, NAOJ) C. P Dullemong (MPIA) Th. Henning (MPIA) H. Linz (MPIA) B. Stecklum (MPIA) Hiroshi Suto (NAOJ)
Algne allikas: Subaru uudisteade
