Кредит за изображение: ESO
Въз основа на големи усилия за наблюдение с различни телескопи и инструменти, най-вече от Европейската южна обсерватория (ESO), екип от европейски астрономи [1] показа, че в мъглявината М 17 се формира звезда с висока маса [2] чрез аккреция през циркулярния диск, т.е. през същия канал като звездите с ниска маса.
За да достигнат до това заключение, астрономите са използвали много чувствителни инфрачервени инструменти, за да проникнат в югозападния молекулен облак на М 17, така че слабото излъчване от газ, нагрято от куп масивни звезди, частично разположено зад молекулния облак, да бъде открито чрез прах.
На фона на този горещ регион голям непрозрачен силует, който прилича на разгарящ се диск, който се вижда почти на ръба, е свързан с часовникова отразена мъглявина в часово стъкло. Тази система се съчетава перфектно с новообразуваща се високомасова звезда, заобиколена от огромен диск за нарастване и придружена от енергиен биполярен отток на маса.
Новите наблюдения потвърждават скорошните теоретични изчисления, които твърдят, че звездите до 40 пъти по-масивни от Слънцето могат да бъдат образувани от същите процеси, които са активни по време на образуването на звезди с по-малки маси.
Регионът M 17
Докато много подробности, свързани с образуването и ранната еволюция на звезди с ниска маса като Слънцето, сега са добре разбрани, основният сценарий, който води до образуването на високомасови звезди [2], все още остава загадка. В момента се изучават два възможни сценария за образуване на масивни звезди. В първия случай, такива звезди се образуват чрез натрупване на големи количества циркулярно вещество; притокът върху зараждащата се звезда варира с времето. Друга възможност е формирането чрез сблъсък (коалесценция) на протостари на междинни маси, увеличаване на звездната маса при „скокове“.
В непрекъснатия си стремеж да добавят още парчета към пъзела и да помогнат да отговорят на този основен въпрос, екип от европейски астрономи [1] използва акумулатор от телескопи, предимно в два от чилийските обекти на Ла Сила и Паранал на Европейската южна обсерватория. , да изучава с ненадминат детайл мъглявината Омега.
Мъглявината Омега, известна още като 17-и обект в списъка на известния френски астроном Чарлс Месиер, т.е. Месие 17 или М 17, е един от най-известните райони за формиране на звезди в нашата Галактика. Той се намира на разстояние 7000 светлинни години.
M 17 е изключително млад - в астрономически план - за което свидетелства наличието на куп звезди с висока маса, които йонизират околния водороден газ и създават така наречения H II регион. Общата светимост на тези звезди надвишава тази на нашето Слънце с почти десет милиона фактора.
В непосредствена близост до югозападния ръб на района на H II има огромен облак молекулен газ, който се смята, че е място на продължаващо образуване на звезди. За да търси новообразуващи се високомасови звезди, Ролф Чини от Рур-Университет Бохум (Германия) и неговите сътрудници наскоро проучиха интерфейса между H II региона и молекулния облак с помощта на много дълбоко оптично и инфрачервено изображения между 0,4 и 2,2 µm.
Това беше направено с ISAAC (при 1,25, 1,65 и 2,2 µm) на ESO много голям телескоп (VLT) на Cerro Paranal през септември 2002 г. и с EMMI (при 0,45, 0,55, 0,8? M) на новия телескоп ESO ( NTT), La Silla, през юли 2003 г. Качеството на изображението беше ограничено от атмосферни турбуленции и варираше между 0,4 и 0,8 арсек. Резултатът от тези усилия е показан в PR Photo 15a / 04.
Ролф Чини е доволен: „Нашите измервания са толкова чувствителни, че югозападният молекулен облак на M 17 е проникнат и слабата мъглява емисия на H II регион, който частично се намира зад молекулния облак, може да бъде открит чрез праха. "
На фона на мъглявия фон на H II регион се вижда голям непрозрачен силует, свързан с отражателна мъглявина във форма на часовници.
Силуетният диск
За да получат по-добър поглед върху структурата, екипът от астрономи се насочи след това към образната адаптивна оптика с помощта на инструмента NAOS-CONICA на VLT.
Адаптивната оптика е „оръжие за чудо“ в наземната астрономия, което позволява на астрономите да „неутрализират“ смущаващата в образа турбулентност на земната атмосфера (гледана от неотлъчно око като мигащи звезди), така че да се получат много по-остри изображения , С NAOS-CONICA на VLT астрономите успяха да получат изображения с разделителна способност, по-добра от една десета от „виждането“, тоест като това, което биха могли да наблюдават с ISAAC.
PR Photo 15b / 04 показва изображението с висока разделителна способност в близост до инфрачервено (2.2 m) изображение, което са получили. Това ясно подсказва, че морфологията на силуета прилича на разпръснат диск, гледан почти на ръба.
Дискът е с диаметър около 20 000 AU [3] - което е 500 пъти повече от разстоянието на най-отдалечената планета в нашата Слънчева система - и е най-големият обиколен циркулярно диск, открит някога.
За да изучат структурата и свойствата на дисковете, астрономите след това се насочиха към радиоастрономията и извършиха молекулярно-линейна спектроскопия в интерферометъра IRAM Plateau de Bure близо до Гренобъл (Франция) през април 2003 г. Астрономите наблюдаваха региона в ротационните преходи на 12CO , 13CO и C18O молекули и в съседния континуум на 3 mm. Постигнати са резолюции на скоростта съответно 0,1 и 0,2 km / s.
Dieter N? Rnberger, член на екипа, вижда това като потвърждение: „Нашите 13CO данни, получени с IRAM, показват, че системата диск / плик бавно се върти, като северозападната му част се приближава до наблюдателя.“ В рамките на 30 800 AU действително се измерва изместване на скоростта от 1,7 km / s.
От тези наблюдения, възприемайки стандартни стойности за съотношението на изобилие между различните молекули на изотопния въглероден оксид (12CO и 13CO) и за коефициента на преобразуване за получаване на молекулна плътност на водорода от смесените интензитети на СО, астрономите също успяха да получат консервативна долна граница за дисковата маса от 110 слънчеви маси.
Това е най-масивният и най-голям акредиращ диск, наблюдаван директно около млада масивна звезда. Най-големият силует диск досега е известен като 114-426 в Орион и е с диаметър около 1000 AU; централната му звезда обаче е вероятно обект с ниска маса, а не масивна протостар. Въпреки че има малък брой кандидати за масивни млади звездни обекти (YSOs), някои от които са свързани с оттоци, най-големият циркулационен диск, засечен около тези обекти, е с диаметър само 130 AU.
Биполярната мъглявина
Втората морфологична структура, която е видима на всички изображения в целия спектрален диапазон от видима до инфрачервена (0,4 до 2,2 м), е мъглявина с форма на часовници, перпендикулярна на равнината на диска.
Смята се, че това е енергиен отток, идващ от централния масивен обект. За да потвърдят това, астрономите се върнаха към телескопите на ESO, за да извършат спектроскопични наблюдения. Оптичните спектри на биполярния отлив бяха измерени през април / юни 2003 г. с EFOSC2 на телескопа ESO 3.6 m и с EMMI на ESO 3.5 m NTT, и двете разположени на Ла Сила, Чили.
Наблюдаваният спектър е доминиран от емисионните линии на водород (H?), Калций (Са II триплет 849.8, 854.2 и 866.2 nm) и хелий (He I 667.8 nm). В случай на звезди с ниска маса тези линии дават косвени доказателства за продължаващо натрупване от вътрешния диск върху звездата.
Показано е, че Ca II триплетът е продукт на натрупване на дискове както за голяма проба с ниска и средномасова протостари, известни съответно като звезди T Tauri и Herbig Ae / Be. Освен това Н? линията е изключително широка и показва дълбока синьо-изместена абсорбция, обикновено свързана с изхвърлянето на дискове с нарастване.
В спектъра бяха наблюдавани и многобройни железни (Fe II) линии, които са изместени със скорост от? 120 км / с. Това е ясно доказателство за съществуването на сътресения със скорост над 50 km / s, оттук следващо потвърждение на хипотезата за отлива.
Централният протостар
Поради тежкото изчезване, естеството на нарастващ протозвезден обект, т.е. звезда в процеса на образуване, обикновено е трудно да се изведе. Достъпни са само онези, които се намират в съседство на техните по-големи братя, напр. до струпване на горещи звезди (вж. ESO PR 15/03). Такива вече еволюирали масивни звезди са богат източник на енергийни фотони и произвеждат мощни звездни ветрове на протони (като „слънчевия вятър“, но много по-силни), които влияят върху околните междузвездни газови и прашни облаци. Този процес може да доведе до частично изпаряване и разпръскване на тези облаци, като по този начин „повдигне завесата“ и ни позволи да гледаме директно млади звезди в този регион.
Въпреки това, за всички кандидати за звездни звезди с висока маса, разположени далеч от такава враждебна среда, няма нито едно пряко доказателство за (прото-) звезден централен обект; също така, произходът на светимостта - обикновено около десет хиляди слънчеви светимости - е неясен и може да се дължи на множество обекти или дори вградени клъстери.
Новият диск в M 17 е единствената система, която показва централен обект в очакваното положение на формиращата се звезда. Емисиите от 2,2 µm са сравнително компактни (240 AU x 450 AU) - твърде малки, за да приютяват струпване от звезди.
Ако приемем, че излъчването се дължи единствено на звездата, астрономите получават абсолютна инфрачервена яркост с магнитуди около K = -2,5, което би съответствало на звезда от главна последователност от около 20 слънчеви маси. Като се има предвид фактът, че процесът на натрупване все още е активен и че моделите предвиждат, че около 30-50% от циркулярния материал може да се натрупа върху централния обект, вероятно в настоящия случай се ражда масивен протостар.
Теоретичните изчисления показват, че първоначален газов облак от 60 до 120 слънчеви маси може да се превърне в звезда с приблизително 30-40 слънчеви маси, докато останалата маса се отхвърля в междузвездната среда. Настоящите наблюдения може да са първите, които показват това да се случва.
Оригинален източник: ESO News Release
