Bildkredit: ESO
Baserat på en stor observationsinsats med olika teleskop och instrument, mestadels från European Southern Observatory (ESO), har ett team av europeiska astronomer [1] visat att i M 17-nebulan bildas en högmassastjärna [2] via ackretion genom en circumstellar-skiva, dvs genom samma kanal som lågmassastjärnor.
För att nå denna slutsats använde astronomerna mycket känsliga infraröda instrument för att penetrera det sydvästra molekylära molnet M 17 så att svag utsläpp från gas uppvärmd av en grupp av massiva stjärnor, delvis belägen bakom molekylmolnet, kunde upptäckas genom damm.
Mot bakgrund av denna heta region har en stor ogenomskinlig silhuett, som liknar en utblåst skiva sett nästan i kant, förknippats med en timme-glasformad reflektionsnebula. Detta system överensstämmer perfekt med en nybildande högmassastjärna omgiven av en enorm ackretionsskiva och åtföljs av ett energiskt bipolärt massutflöde.
De nya observationerna bekräftar nyligen teoretiska beräkningar som hävdar att stjärnor upp till 40 gånger massivare än solen kan bildas av samma processer som är aktiva under bildandet av stjärnor av mindre massor.
M 17-regionen
Medan många detaljer relaterade till bildandet och tidig utveckling av stjärnor med låg massa som solen nu förstås, förblir det grundläggande scenariot som leder till bildandet av stjärnor med hög massa [2] fortfarande ett mysterium. Två möjliga scenarier för bildandet av massiva stjärnor studeras för närvarande. I den första, sådana stjärnor bildas genom tillträde av stora mängder kringgående material; infallet på den framväxande stjärnan varierar med tiden. En annan möjlighet är bildning genom kollision (koalescens) av protostar av mellanmassor, vilket ökar den stella massan i "hopp".
I deras fortsatta strävan att lägga till fler bitar i pusslet och hjälpa till att ge ett svar på denna grundläggande fråga, använde ett team av europeiska astronomer [1] ett batteri med teleskop, mest på två av European Southern Observatory: s chilenska platser i La Silla och Paranal , för att studera oöverträffad detalj omega-nebulosan.
Omega-nebulosan, även känd som det 17: e objektet i listan över den berömda franska astronomen Charles Messier, dvs Messier 17 eller M 17, är en av de mest framstående stjärnbildande regionerna i vår galax. Det är beläget på ett avstånd av 7000 ljusår.
M 17 är extremt ung - i astronomiska termer - vilket vittnes av närvaron av ett kluster av högmassiga stjärnor som joniserar den omgivande vätgas och skapar en så kallad H II-region. Den totala ljusstyrkan hos dessa stjärnor överstiger vår sol med nästan en faktor på tio miljoner.
I anslutning till den sydvästra kanten av H II-regionen finns ett enormt moln av molekylgas som tros vara en plats för pågående stjärnbildning. För att söka efter nybildande högmassastjärnor har Rolf Chini från Ruhr-Universit? T Bochum (Tyskland) och hans kollaboratörer nyligen undersökt gränssnittet mellan H II-regionen och molekylmolnet med mycket djupt optiskt och infrarött avbildning mellan 0,4 och 2,2? m.
Detta gjordes med ISAAC (vid 1,25, 1,65 och 2,2? M) vid ESO Very Large Telescope (VLT) på Cerro Paranal i september 2002 och med EMMI (vid 0,45, 0,55, 0,8? M) vid ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, i juli 2003. Bildkvaliteten begränsades av atmosfärisk turbulens och varierade mellan 0,4 och 0,8 arcsec. Resultatet av dessa ansträngningar visas i PR Photo 15a / 04.
Rolf Chini är nöjd: ”Våra mätningar är så känsliga att det sydvästra molekylära molnet från M 17 penetreras och den svaga nebulära emissionen från H II-regionen, som delvis ligger bakom det molekylära molnet, kunde detekteras genom dammet. ”
Mot den nebulära bakgrunden i H II-regionen ses en stor ogenomskinlig silhuett förknippad med en timglasformad reflektionsnebulosa.
Silhuettskivan
För att få en bättre bild av strukturen vände sig astronomteamet till Adaptive Optics-avbildning med hjälp av NAOS-CONICA-instrumentet på VLT.
Adaptiv optik är ett "undervapen" i markbaserad astronomi, vilket gör det möjligt för astronomer att "neutralisera" den smutsiga turbulensen i den jordiska atmosfären (sett av det ounderställda ögat som blinkande stjärnor) så att mycket skarpare bilder kan erhållas . Med NAOS-CONICA på VLT kunde astronomerna få bilder med en upplösning som är bättre än en tiondel av "se", det vill säga vad de kunde observera med ISAAC.
PR-foto 15b / 04 visar den högupplösta bilden nära infraröd (2,2? M) som de fick. Det tyder tydligt på att morfologin på silhuetten liknar en utblåst skiva, sett nästan i kant.
Skivan har en diameter på cirka 20 000 AU [3] - vilket är 500 gånger avståndet från den längsta planeten i vårt solsystem - och är den överlägset största circumstellar-skivan som någonsin har upptäckts.
För att studera skivstrukturen och egenskaperna vände sig astronomerna sedan till radioastronomi och genomförde molekylär linjespektroskopi vid IRAM Plateau de Bure-interferometer nära Grenoble (Frankrike) i april 2003. Astronomerna har observerat regionen i 12CO: s rotationsövergångar , 13CO och C18O molekyler, och i det intilliggande kontinuumet vid 3 mm. Hastighetsupplösningar på 0,1 respektive 0,2 km / s uppnåddes.
Dieter N? Rnberger, medlem av teamet, ser detta som en bekräftelse: "Våra 13CO-uppgifter som erhållits med IRAM indikerar att skivan / kuvertsystemet långsamt roterar med sin nordvästra del närmar sig observatören." Under en utsträckning av 30 800 AU uppmättes verkligen en hastighetsförskjutning på 1,7 km / s.
Från dessa observationer, antagande av standardvärden för överföringsförhållandet mellan de olika isotopiska kolmonoxidmolekylerna (12CO och 13CO) och för konverteringsfaktorn för att härleda molekylära vätetätheter från de mesured CO-intensiteterna, kunde astronomerna också härleda en konservativ nedre gräns för skivmassan på 110 solmassor.
Detta är den överlägset mest massiva och största ackretionsskivan som någonsin observerats direkt runt en ung massiv stjärna. Den hittills största silhuettskivan är känd som 114-426 i Orion och har en diameter på cirka 1 000 AU; emellertid är dess centrala stjärna troligen ett objekt med låg massa snarare än en massiv protostar. Även om det finns ett litet antal kandidater för massiva unga stjärnobjekt (YSO: er) som vissa är förknippade med utflöden, har den största circumstellar-skivan som hittills upptäckts runt dessa objekt en diameter på endast 130 AU.
Den bipolära nebulosan
Den andra morfologiska strukturen som är synlig på alla bilder i hela spektralområdet från synlig till infraröd (0,4 till 2,2? M) är en timglasformad nebula vinkelrätt mot skivans plan.
Detta tros vara ett energiskt utflöde som kommer från det centrala massiva objektet. För att bekräfta detta gick astronomerna tillbaka till ESOs teleskop för att utföra spektroskopiska observationer. De optiska spektra för det bipolära utflödet mättes i april / juni 2003 med EFOSC2 vid ESO 3,6 m-teleskopet och med EMMI vid ESO 3,5 m NTT, båda belägna på La Silla, Chile.
Det observerade spektrumet domineras av utsläppslinjerna för väte (H ^), kalcium (Ca II-tripletten 849,8, 854,2 och 866,2 nm) och helium (He I 667,8 nm). När det gäller stjärnor med låg massa tillhandahåller dessa linjer indirekta bevis för pågående tillträde från den inre skivan till stjärnan.
Ca II-tripletten visades också vara en produkt av skivakretion för både ett stort prov av protostar med låg och medelhög massa, känd som T Tauri respektive Herbig Ae / Be-stjärnor. Dessutom H? linjen är extremt bred och visar en djupblåförskjuten absorption som vanligtvis är förknippad med ackretionsskivdrivna utflöden.
I spektrumet observerades också många järn (Fe II) linjer, vilka är hastighetsförskjutna med? 120 km / s. Detta är ett tydligt bevis på förekomsten av chocker med hastigheter på mer än 50 km / s, följaktligen ytterligare en bekräftelse av utflödeshypotesen.
Den centrala protostaren
På grund av tung utrotning är beskaffenheten hos ett tillträffande protostellärt objekt, dvs en stjärna i formningsprocessen, vanligtvis svårt att dra slutsatsen. Tillgängliga är bara de som finns i närheten av sina äldre bröder, t.ex. bredvid en grupp av heta stjärnor (se ESO PR 15/03). Sådana redan utvecklade massiva stjärnor är en rik källa till energiska fotoner och producerar kraftfulla stjärnvindar av protoner (som "solvinden" men mycket starkare) som påverkar den omgivande interstellära gas- och dammmoln. Denna process kan leda till delvis avdunstning och spridning av dessa moln, och därmed "lyfta gardinen" och låta oss titta direkt på unga stjärnor i regionen.
För alla högmassa-protostellära kandidater som befinner sig borta från en sådan fientlig miljö finns det emellertid inte ett enda direkt bevis för ett (proto-) stjärna centralt objekt; likaså är ljusets ursprung - vanligtvis ungefär tiotusen solsken - oklart och kan bero på flera objekt eller till och med inbäddade kluster.
Den nya skivan i M 17 är det enda systemet som uppvisar ett centralt objekt i den förväntade positionen för den formande stjärnan. Utsläppen på 2,2? M är relativt kompakt (240 AU x 450 AU) - för liten för att vara värd för ett kluster av stjärnor.
Antagande att utsläppet enbart beror på stjärnan, erhåller astronomerna en absolut infraröd ljusstyrka på cirka K = -2,5 magnitud, vilket skulle motsvara en huvudsekvensstjärna på cirka 20 solmassor. Med tanke på att tillvägagångssättet fortfarande är aktivt och att modeller förutspår att cirka 30-50% av det kringliggande materialet kan ackumuleras på det centrala föremålet, är det troligt att i det aktuella fallet för närvarande föds en massiv protostar.
Teoretiska beräkningar visar att ett initialt gasmoln på 60 till 120 solmassor kan utvecklas till en stjärna med cirka 30-40 solmassor medan den återstående massan avvisas till det interstellära mediet. De aktuella observationerna kan vara de första som visar detta händer.
Ursprungskälla: ESO News Release
