Кредитний імідж: ESO
На основі великих спостережливих зусиль за допомогою різних телескопів та приладів, переважно з Європейської південної обсерваторії (ESO), команда європейських астрономів [1] показала, що в туманності M 17 утворюється зірка високої маси [2] за допомогою аккреції через циркулярний диск, тобто через той же канал, що і зірки низької маси.
Для досягнення цього висновку астрономи використовували дуже чутливі інфрачервоні прилади для проникнення в південно-західну молекулярну хмару M 17, щоб слабке випромінювання від газу, нагрітого скупченням масивних зірок, частково розташованих позаду молекулярної хмари, можна було виявити через пил.
На тлі цього спекотного регіону великий непрозорий силует, який нагадує розкльошений диск, що видно майже на краю, асоціюється з відображеною туманністю у формі скляної години. Ця система чудово відповідає новосформованій зірці високої маси, оточеній величезним накопичувальним диском і супроводжується енергійним біполярним відтоком маси.
Нові спостереження підтверджують останні теоретичні розрахунки, які стверджують, що зірки до 40 разів масивніші за Сонце можуть утворюватися тими ж процесами, які активні під час утворення зірок менших мас.
Область М 17
Хоча багато деталей, пов’язаних із утворенням та ранньою еволюцією зірок низької маси, як Сонце, зараз добре зрозумілі, основний сценарій, що призводить до утворення високомасових зірок [2], досі залишається загадкою. Зараз вивчаються два можливі сценарії утворення масивних зірок. По-перше, такі зірки утворюються шляхом нагромадження великої кількості циркулярного матеріалу; приплив до народної зірки змінюється з часом. Інша можливість - це утворення шляхом зіткнення (злиття) протостарів проміжних мас, збільшення зоряної маси в «стрибках».
У своїх продовженнях пошуків, щоб додати більше фрагментів до головоломки та допомогти надати відповідь на це фундаментальне питання, команда європейських астрономів [1] використовувала батарею телескопів, здебільшого на двох чилійських місцях Чилі в Ла-Сіллі та Параналі Європейської південної обсерваторії. , вивчити неперевершено детально туманність Омега.
Туманність Омега, також відомий як 17-й об'єкт у списку відомого французького астронома Чарльза Мессьє, тобто Мессьє 17 або М 17, є одним із найвизначніших зіркових регіонів нашої Галактики. Він розташований на відстані 7000 світлових років.
M 17 надзвичайно молодий - в астрономічному відношенні - про що свідчить наявність скупчення високомасових зірок, які іонізують навколишній водень і створюють так званий H II область. Загальна світність цих зірок майже в десятки мільйонів перевищує світло нашого Сонця.
Поруч із південно-західним краєм регіону H II існує величезна хмара молекулярного газу, який, як вважають, є місцем постійного утворення зірок. З метою пошуку новоутворюючих зірок високої маси Рольф Чині з Рур-Університету Бохума (Німеччина) та його співробітники нещодавно дослідили інтерфейс між регіоном H II та молекулярною хмарою за допомогою дуже глибокого оптичного та інфрачервоного зображення від 0,4 до 2,2 м.
Це було зроблено з ISAAC (у 1,25, 1,65 та 2,2 м) на дуже великому телескопі ESO (VLT) на Серро Паранал у вересні 2002 року та з EMMI (0,45, 0,55, 0,8 м) на телескопі ESO New Technology ( NTT), La Silla, в липні 2003 р. Якість зображення була обмежена атмосферною турбулентністю і коливалася в межах 0,4 - 0,8 дуги. Результат цих зусиль показаний на PR Photo 15a / 04.
Рольф Чіні задоволений: "Наші вимірювання настільки чутливі, що в південно-західну молекулярну хмару M 17 проникає і слабкий туманний викид області H II, який частково розташований позаду молекулярної хмари, може бути виявлений через пил. "
На тлі туманного фону H II області видно великий непрозорий силует, пов’язаний з відображенням туманності у формі пісочного годинника.
Силуетний диск
Для кращого уявлення про структуру команда астрономів звернулася потім до зображень Адаптивна Оптика за допомогою інструменту NAOS-CONICA на VLT.
Адаптивна оптика - це «зброя дива» в наземній астрономії, що дозволяє астрономам «нейтралізувати» турбулентність земної атмосфери, що розмивається зображенням (сприймається неозброєним оком як мерехтіння зірок), так що можна отримати набагато гостріші зображення . Завдяки NAOS-CONICA на VLT астрономам вдалося отримати зображення з роздільною здатністю, що перевищує одну десяту частину "бачення", тобто як те, що вони могли спостерігати за ISAAC.
PR Photo 15b / 04 показує отримане ними зображення високої роздільної здатності біля інфрачервоного (2,2 м). Це чітко говорить про те, що морфологія силуету нагадує розкльошений диск, видно майже краєм.
Діаметр має діаметр близько 20 000 АС [3] - що в 500 разів перевищує відстань найдальшої планети нашої Сонячної системи - і на сьогоднішній день є найбільшим кругозірковим диском, який коли-небудь виявлявся.
Щоб вивчити структуру та властивості диска, астрономи потім звернулися до радіоастрономії та провели молекулярно-лінійну спектроскопію на інтерферометрі Плато де Буре поблизу Гренобля (Франція) у квітні 2003 року. Астрономи спостерігали регіон у ротаційних переходах 12CO , Молекули 13CO і C18O, а в сусідньому континуумі на 3 мм. Досягнуто швидкостей відповідно 0,1 та 0,2 км / с.
Дітер Нернбергер, член команди, вважає це підтвердженням: «Наші дані 13CO, отримані за допомогою IRAM, свідчать про те, що система дисків / конвертів повільно обертається з північно-західною частиною, що наближається до спостерігача». На протязі 30 800 АС дійсно вимірюється зсув швидкості 1,7 км / с.
З цих спостережень, приймаючи стандартні значення співвідношення достатку між різними ізотопними молекулами оксиду вуглецю (12CO і 13CO) і для коефіцієнта перетворення для отримання молекулярної щільності водню з зафіксованих інтенсивностей CO, астрономи також змогли отримати консервативну нижню межу для дискової маси 110 сонячних мас.
Це, безумовно, наймасовіший і найбільший аккреційний диск, який коли-небудь спостерігався безпосередньо навколо молодої масивної зірки. Найбільший диск силуету досі відомий як 114-426 в Оріоні і має діаметр близько 1000 АС; однак його центральна зірка, швидше за все, є об'єктом низької маси, а не масивним протозіркою. Хоча є невелика кількість кандидатів для масових молодих зоряних об'єктів (деякі YSO), деякі з яких пов'язані з відтоками, найбільший до цих пір циркулярний диск, виявлений навколо цих об'єктів, має діаметр лише 130 АС.
Біполярна туманність
Друга морфологічна структура, яка помітна на всіх зображеннях у всьому спектральному діапазоні від видимого до інфрачервоного (0,4 до 2,2 м), являє собою туманність у формі пісочного годинника, перпендикулярну площині диска.
Вважається, що це енергетичний відтік, що йде від центрального масивного об'єкта. Щоб підтвердити це, астрономи повернулися до телескопів ESO для проведення спектроскопічних спостережень. Оптичні спектри біполярного відтоку вимірювали в квітні / червні 2003 року за допомогою EFOSC2 на телескопі ESO 3,6 м і EMMI на ESO 3,5 м NTT, обидва розташовані на Ла-Сіллі, Чилі.
У спостережуваному спектрі переважають лінії викидів водню (H?), Кальцію (триплети Ca II 849,8, 854,2 та 866,2 нм) та гелію (He I 667,8 нм). Що стосується зірок низької маси, ці лінії дають непрямі свідчення про постійне нарощення від внутрішнього диска до зірки.
Також було показано, що триплет Са II є продуктом накопичення дисків як для великого зразка низькопроменевих, так і середньомасових протостарів, відомих відповідно як зірки T Tauri та Herbig Ae / Be. Більше того, Н? Лінія надзвичайно широка і демонструє глибоке синє зміщення поглинання, як правило, пов'язане з відтоком дискових відтоків.
У спектрі також спостерігалися численні лінії заліза (Fe II), які швидкості зміщені на? 120 км / с. Це явне підтвердження існування поштовхів зі швидкістю понад 50 км / с, отже, ще одне підтвердження гіпотези про відтік.
Центральний протостар
Через сильне вимирання характер наростаючого протозоряного об'єкта, тобто зірки в процесі утворення, як правило, складно викласти. Доступними є лише ті, які розташовані поблизу своїх старших братів, напр. поруч із скупченням гарячих зірок (пор. ESO PR 15/03). Такі вже розвинуті масивні зірки є багатим джерелом енергетичних фотонів і виробляють потужні зоряні вітри протонів (як "сонячний вітер", але набагато сильніше), які впливають на навколишні міжзоряні газові та пилові хмари. Цей процес може призвести до часткового випаровування та розсіювання цих хмар, тим самим "піднявши завісу" і дозволяючи нам дивитися безпосередньо на молодих зірок у цьому регіоні.
Однак для всіх кандидатів у велику масу протозоря, розташованих подалі від такого ворожого середовища, немає жодного прямого доказу для (прото-) зоряного центрального об'єкта; аналогічно, походження світимості - як правило, близько десяти тисяч світильників сонячної енергії - незрозуміле і може бути наслідком декількох об'єктів або навіть вбудованих скупчень.
Новий диск у M 17 - єдина система, яка демонструє центральний об’єкт у очікуваному положенні зірки, що формується. Викиди 2,2 м м порівняно компактні (240 АС х 450 АС) - занадто малі, щоб розмістити скупчення зірок.
Припускаючи, що випромінювання обумовлено виключно зіркою, астрономи отримують абсолютну інфрачервону яскравість приблизно з величиною K = -2,5, яка б відповідала зорі головної послідовності близько 20 мас сонячного світла. Зважаючи на той факт, що процес нарощування все ще активний, і що моделі передбачають, що близько 30-50% циркулярного матеріалу може накопичуватися на центральному об'єкті, цілком ймовірно, що в цьому випадку народжується масовий протостар.
Теоретичні розрахунки показують, що початкова хмара газу від 60 до 120 сонячних мас може перетворитись у зірку приблизно 30-40 сонячних мас, тоді як решта маси відкидається в міжзоряне середовище. Нинішні спостереження, можливо, першими показали, що це відбувається.
Оригінальне джерело: Новини ESO
