Kuvaluotto: ESO
Eurooppalaisten tähtitieteilijöiden ryhmä [1] on laajaan havainnointiyritykseen perustuen erilaisilla teleskoopeilla ja instrumenteilla, lähinnä European Southern Observatory (ESO), joka on osoittanut, että M 17 -sumuun muodostuu korkea massa tähti [2], joka muodostuu akryylin kautta ympyrälaatta, eli saman kanavan kautta kuin pienmassatähteet.
Tämän johtopäätöksen tekemiseksi tähtitieteilijät käyttivät erittäin herkkiä infrapunainstrumentteja tunkeutuakseen M 17: n lounaaseen molekyylipilveen, jotta massiivisten tähtiryhmien lämmittämän kaasun heikko päästö, joka sijaitsi osittain molekyylipilven takana, voitaisiin havaita pöly.
Tämän kuuman alueen taustalla havaitaan, että suuri läpinäkymätön siluetti, joka muistuttaa lähes reunasta nähtyä leimaantunutta levyä, on havaittu liittyvän tuntilasiseen muotoiseen heijastuskeskukseen. Tämä järjestelmä noudattaa täydellisesti hiljattain muodostuvaa suurmassatähteä, jota ympäröi valtava lisäyslevy ja johon liittyy energinen bipolaarinen massavirta.
Uudet havainnot tukevat viimeaikaisia teoreettisia laskelmia, joissa väitetään, että jopa 40 kertaa massiivisempia tähtiä kuin aurinko voidaan muodostaa samoilla prosesseilla, jotka ovat aktiivisia muodostettaessa pienempien massojen tähtiä.
M 17 -alue
Vaikka monet auringon kaltaisten pienmassatähteiden muodostumiseen ja varhaiseen evoluutioon liittyvät yksityiskohdat ymmärretään nyt hyvin, perusskenaario, joka johtaa suurimassatähteiden muodostumiseen [2], on edelleen mysteeri. Parhaillaan tutkitaan kahta mahdollista skenaariota massiivisten tähtien muodostumiselle. Ensimmäisessä sellaiset tähdet muodostuvat lisääntymällä suuria määriä ympyrämäistä materiaalia; tulo syntyvään tähtiin vaihtelee ajan myötä. Toinen mahdollisuus on keskimassojen prostatähteiden muodostuminen törmäyksellä (yhdentyminen), mikä kasvattaa tähtimassaa "hyppyinä".
Eurooppalaisten tähtitieteilijöiden ryhmä [1] jatkoi pyrkimyksiään lisätä palapalalle palapeliä ja auttaa vastaamaan tähän peruskysymykseen. Ryhmä eurooppalaisia tähtitieteilijöitä [1] käytti akkua kaukoputkia, lähinnä kahdessa Euroopan eteläisen observatorion chileläisessä laitoksessa La Silla ja Paranal. , tutkia vertaansa vailla yksityiskohtaisesti omega-sumua.
Omega-nebula, joka tunnetaan myös 17. objektina kuuluisan ranskalaisen tähtitieteilijän Charles Messierin luettelossa, ts. Messier 17 tai M 17, on yksi galaksissamme näkyvimmistä tähtiä muodostavista alueista. Se sijaitsee 7000 valovuoden etäisyydellä.
M 17 on erittäin nuori - tähtitieteellisesti - siitä käy ilmi suurmassatähteiden rypäle, joka ionisoi ympäröivää vetykaasua ja luo ns. H II -alueen. Näiden tähtien kokonaisvalaistus ylittää aurinkoomme lähes kymmenellä miljoonalla kertoimella.
H II-alueen lounaisreunan vieressä on valtava molekyylikaasupilvi, jonka uskotaan olevan käynnissä oleva tähtiä muodostuva paikka. Ruolf-Universit? T Bochumin (Saksa) Rolf Chini ja hänen yhteistyökumppaninsa ovat äskettäin tutkineet H II -alueen ja molekyylipilven välistä rajapintaa erittäin syvän optisen ja infrapuna-alueen avulla etsiäkseen vasta muodostuneita suurmassatähteitä. kuvantaminen välillä 0,4 - 2,2 um.
Tämä tehtiin ISAAC: lla (1,25, 1,65 ja 2,2 um) ESO: n erittäin suurella teleskoopilla (VLT) Cerro Paranalilla syyskuussa 2002 ja EMMI: llä (0,45, 0,55, 0,8 um) ESOn uuden tekniikan teleskoopilla ( NTT), La Silla, heinäkuussa 2003. Kuvanlaatua rajoitti ilmakehän turbulenssi ja vaihteli välillä 0,4 - 0,8 kaarisekuntia. Näiden ponnistelujen tulos esitetään PR-valokuvassa 15a / 04.
Rolf Chini on tyytyväinen: ”Mittauksemme ovat niin herkkiä, että M 17: n lounaaseen molekyylipilveen tunkeutuu ja osittain molekyylipilven takana sijaitsevan H II -alueen heikko sumuinen päästö voidaan havaita pölyn kautta. ”
H II -alueen sumuisella taustalla nähdään suuri läpinäkymätön siluetti, joka liittyy tiimalasimuotoiseen heijastuskeskukseen.
Siluettilevy
Saadaksesi paremman kuvan rakenteesta, tähtitieteilijöiden ryhmä siirtyi Adaptive Optics -kuvaukseen käyttämällä VLT: n NAOS-CONICA-instrumenttia.
Adaptiivinen optiikka on ”ihmease” maanpäällisessä tähtitieteessä, jonka avulla tähtitieteilijät voivat “neutraloida” maanpäällisen ilmapiirin kuvanvaikutteisen turbulenssin (jonka apuvälineet näkevät tähdet välähtää), jotta saadaan paljon terävämpiä kuvia . VOS: n NAOS-CONICA: n avulla tähtitieteilijät pystyivät saamaan kuvia, joiden resoluutio oli parempi kuin kymmenesosa "näkemästä", ts. Mitä he voisivat tarkkailla ISAAC: lla.
PR-valokuva 15b / 04 näyttää korkean resoluution läheisen infrapunakuvan (2,2 um), jonka he ovat saaneet. Se viittaa selvästi siihen, että siluetin morfologia muistuttaa liekkilevyä, joka on nähty melkein reunasta.
Levyn halkaisija on noin 20 000 AU [3] - joka on 500-kertainen etäisyyteen aurinkokuntamme pisimmästä planeetasta - ja on ylivoimaisesti suurin koskaan havaittu ympyrälautaslevy.
Levyn rakenteen ja ominaisuuksien tutkimiseksi tähtitieteilijät kääntyivät sitten radioastronomian puoleen ja suorittivat molekyylilinjaspektroskopian IRAM Plateau de Bure -interferometrissä lähellä Grenoblea (Ranska) huhtikuussa 2003. Astronomit ovat havainneet alueen 12CO: n kiertymäsiirtymissä. , 13CO- ja C18O-molekyylejä, ja vierekkäisessä jatkumossa 3 mm: n päässä. Nopeusresoluutiot saavutettiin vastaavasti 0,1 ja 0,2 km / s.
Ryhmän jäsen Dieter N? Rnberger pitää tätä vahvistuksena: "IRAM: lla saatu 13CO-tietomme osoittavat, että levy / kirjekuorejärjestelmä pyörii hitaasti luoteisosansa lähestyessä tarkkailijaa." Yli 30 800 AU: n alueella nopeudensiirto todellakin mitataan 1,7 km / s.
Näistä havainnoista hyväksyttäessä vakioarvoja erilaisten isotooppisten hiilimonoksidimolekyylien (12CO ja 13CO) väliselle runsaussuhteelle ja muuntokertoimelle molekyylivetytiheyksien laskemiseksi mesuroiduista CO-intensiteetteistä, tähtitieteilijät pystyivät myös johtamaan konservatiivisen alarajan. 110 aurinkomassan levymassalle.
Tämä on ylivoimaisesti kaikkien aikojen massiivisin ja suurin lisäyslevy, jota on havaittu suoraan nuoren massiivisen tähden ympärillä. Toistaiseksi suurin siluettilevy tunnetaan nimellä Orionin numero 114-426, ja sen halkaisija on noin 1 000 AU; sen keskitähti on kuitenkin todennäköisesti pienmassallinen esine kuin massiivinen protostari. Vaikka massiivisille nuorille tähtiesineille (YSO) on ehdokkaita, joista osa liittyy ulosvirtauksiin, näiden esineiden ympärillä tähän mennessä havaitun suurimman ympyrälaatan levyn halkaisija on vain 130 AU.
Kaksisuuntainen nebula
Toinen morfologinen rakenne, joka on näkyvissä kaikissa kuvissa koko spektrialueella näkyvästä infrapunaan (0,4 - 2,2 um), on tiimalasimuotoinen nebula, joka on kohtisuorassa kiekon tasoon nähden.
Tämän uskotaan olevan energinen virtaus, joka tulee massiivisesta keskeisestä esineestä. Vahvistaaksesi tämän, tähtitieteilijät palasivat ESOn kaukoputkiin suorittamaan spektroskopisia havaintoja. Bipolaarisen ulosvirtauksen optiset spektrit mitattiin huhti / kesäkuussa 2003 EFOSC2: lla ESO 3,6 m: n teleskoopilla ja EMMI: llä ESO: n 3,5 m: n NTT: llä, jotka molemmat sijaitsevat La Sillassa, Chilessä.
Havaittua spektriä hallitsevat vedyn (H2), kalsiumin (Ca II -kolmion 849,8, 854,2 ja 866,2 nm) ja heliumin (HeI 667,8 nm) emissiolinjat. Pienmassatähteiden tapauksessa nämä viivat tarjoavat epäsuoran todistuksen jatkuvasta lisääntymisestä sisälevyltä tähtiin.
Ca II -kolmion osoitettiin myös olevan diskrementtituote sekä suurelle pienen ja keskimassan prototähtien näytteelle, joka tunnetaan vastaavasti nimellä T Tauri ja Herbig Ae / Be. Lisäksi H? linja on erittäin leveä ja osoittaa syvän sinisen siirtymän absorptiota, joka tyypillisesti liittyy lisääntymislevyn ohjaamiin ulosvirtauksiin.
Spektrissä havaittiin myös lukuisia rauta (Fe II) -linjoja, joiden nopeutta siirtää? 120 km / s. Tämä on selvä todiste iskuista, joiden nopeus on yli 50 km / s, joten toinen vahvistus ulosvirtaushypoteesille.
Keskusprotostari
Vaikean sukupuuton takia akkreditoivan prototähteen kohteen luonne, ts. Tähti muodostumisprosessissa, on yleensä vaikea päätellä. Saavutettavissa ovat vain ne, jotka sijaitsevat vanhempien veljiensä naapurustossa, esim. kuumatähteiden rypäleen vieressä (vrt. ESO PR 15/03). Tällaiset jo muodostuneet massiiviset tähdet ovat rikas energialähteiden lähde ja tuottavat protonien voimakkaita tähtituuleja (kuten ”aurinkotuuli”, mutta paljon voimakkaampia), jotka vaikuttavat ympäröiviin tähtiä koskeviin kaasu- ja pölypilviin. Tämä prosessi voi johtaa näiden pilvien osittaiseen haihtumiseen ja hajoamiseen, mikä “nostaa verhon” ja antaa meille mahdollisuuden katsoa suoraan kyseisen alueen nuoria tähtiä.
Kaikilla sellaisesta vihamielisestä ympäristöstä sijaitsevilla suurten joukkojen ensisijaisilla ehdokkaista ei kuitenkaan ole yhtä suoraa näyttöä (ensisijaisesti) tähtien keskuksesta; samoin, valoisuuden alkuperä - tyypillisesti noin kymmenentuhatta auringonvaloa - on epäselvä, ja se voi johtua useista esineistä tai jopa upotetuista klustereista.
Uusi levy M 17: ssä on ainoa järjestelmä, jolla on keskeinen esine muodostustähden odotettavissa olevassa paikassa. 2,2 μm: n säteily on suhteellisen kompakti (240 AU x 450 AU) - liian pieni tähtiklusterin järjestämiseen.
Olettaen, että säteily johtuu yksinomaan tähdestä, tähtitieteilijät saavat absoluuttisen infrapunan kirkkauden, joka on noin K = -2,5 magnitudia, joka vastaa noin 20 aurinkomassan pääsekvenssitähtää. Kun otetaan huomioon, että lisäysprosessi on edelleen aktiivinen, ja että mallit ennustavat, että noin 30-50% ympyrämäisestä materiaalista voidaan kertyä keskeiselle esineelle, on todennäköistä, että tässä tapauksessa syntyy massiivinen protostari.
Teoreettiset laskelmat osoittavat, että 60–120 aurinkomassan alustava kaasupilvi voi kehittyä tähtiä, jolla on noin 30–40 aurinkopainoa, kun taas jäljelle jäävä massa hylätään tähtienväliseen väliaineeseen. Nämä havainnot voivat olla ensimmäiset, jotka osoittavat tämän tapahtuvan.
Alkuperäinen lähde: ESO-lehdistötiedote
