Taiteilijan esimerkki kehämäisestä levystä massiivisen tähden ympärillä. Kuvan luotto: NAOJ Klikkaa suuremmaksi
Kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä on käyttänyt Coronagraphic Imager for Adaptive Optics -sovellusta (CIAO) Havaijin Subarun kaukoputkella saadakseen erittäin terävät polarisoidut lähi-infrapunavalot kuvat Becklin-Neugebauer-nimisen massiivisen päätähteen syntymäpaikasta. (BN) esine 1500 valovuoden etäisyydellä auringosta. Ryhmän kuvat johtivat levyn löytämiseen, joka ympäröi tätä vasta muodostuvaa tähteä. Tämä havainto, joka on kuvattu yksityiskohtaisesti Nature-lehden 1. syyskuuta ilmestyvässä numerossa, syventää ymmärrystämme siitä, kuinka massiiviset tähdet muodostuvat.
Tutkimusryhmä, joka koostuu Kiinan Purple Mountain Observatoryn, Japanin kansallisten tähtitieteellisten observatorioiden ja Yhdistyneen kuningaskunnan Hertfordshiren yliopiston tähtitieteilijöistä, tutki Becklin-Neugebauer-kohteen lähellä olevaa aluetta ja analysoi, kuinka pöly vaikuttaa infrapunavaloon. Tätä varten he ottivat polarisoidun valokuvan esineestä aallonpituudella 1,6 mikrometriä (infrapunavalon H-kaista). Kohteen kirkkauden kuvat osoittavat vain valon renkaan jakautumisen. Kuvassa valon polarisaatiosta näkyy kuitenkin perhonen muoto, joka paljastaa yksityiskohdat, joita ei voida havaita tarkastelemalla pelkästään kirkkauden jakaumaa. Ymmärtääksesi tähtiä ympäröivää ympäristöä ja perhonen muodon merkitystä, tähtitieteilijät loivat vertailun varten tietokonemallin ja tähdenmuodostumisen kaavion. Nämä mallit osoittavat, että perhonen muoto on allekirjoitus levylle ja ulosvirtausrakenteelle vastasyntyneen tähden lähellä.
Tämä löytö on konkreettisin todiste massiivisen nuoren tähden ympärillä olevasta levystä ja osoittaa, että BN-esineen kaltaiset massiiviset tähdet (jotka ovat noin seitsemän kertaa Auringon massa) muodostavat samalla tavalla kuin alemman massan tähdet kuin aurinko.
Massiivisten tähtien muodostumisen selittämiseksi on olemassa kaksi pääteoriaa. Ensimmäisessä todetaan, että massiiviset tähdet ovat tulosta useiden pienmassatähteiden fuusioista. Toisessa sanotaan, että ne muodostuvat painovoiman romahtamisen ja massan lisääntymisen kautta ympyrälevyihin. Alemman massan tähdet, kuten aurinko, ovat todennäköisimmin muodostuneet toisen menetelmän avulla. Romahduspyrkimysteoria olettaa, että järjestelmässä on tähti, joka liittyy bipolaariseen poistoon, ympyrälaatta ja kirjekuori, kun taas sulautumisteoria ei. Tällaisten rakenteiden olemassaolo tai puuttuminen voi erottaa kaksi muodostusskenaariota.
Viime aikoihin asti ei ole ollut juurikaan suoraa havainnollista näyttöä tukemaan kummankin massiivisen tähden muodostumisen teoriaa. Tämä johtuu siitä, että toisin kuin pienemmän massan tähdet, vasta muodostuvat massiiviset tähdet ovat niin harvinaisia ja niin kaukana meistä, että niitä on ollut vaikea havaita. Suuret teleskoopit ja mukautuva optiikka, jotka parantavat huomattavasti kuvan terävyyttä, mahdollistavat nyt näiden kohteiden tarkkailemisen ennennäkemättömällä selvyydellä. Korkean resoluution infrapunapolarimetria on erityisen tehokas työkalu massiivisen tähden kirkkaan hehkuksen takana piilotetun ympäristön koettelemiseen.
Polarisaatio - suunta, johon valoaallot värähtelevät, kun ne virtaavat pois esineestä - on tärkeä säteilyominaisuus. Auringonvalolla ei ole edullista värähtelysuuntaa, mutta se voi polarisoitua, kun maapallon atmosfääri hajottaa sen tai heijastuessaan veden pinnalta. Samanlainen toiminta tapahtuu vastasyntyneen tähden ympärillä olevassa ympyräpilvessä. Tähti valaisee ympäristöönsä - ympyrälevyn, kirjekuoren ja onteloiden seinät, jotka muodostuvat poistovirroista. Valo voi kulkea vapaasti ontelon sisällä ja heijastua sen seinistä. Tämä heijastunut valo tulee erittäin polarisoituneeksi. Sitä vastoin levy ja kirjekuori ovat suhteellisen läpinäkymättömiä valolle. Tämä vähentää näiltä alueilta tulevan valon polarisaatiota.
Ryhmän menestys levyn ja virtauksen havaitsemisessa BN-objektin ympäri korkean resoluution infrapunapolarimetrian avulla viittaa siihen, että samaa tekniikkaa voidaan soveltaa muihin muodostaviin tähtiin. Tämän avulla tähtitieteilijät voisivat saada kattavan havainnollisen kuvauksen massiivisten tähtien muodostumisesta, jotka ovat yli kymmenen kertaa auringon massa.
Alkuperäinen lähde: NAOJ-lehdistötiedote
