Изображение предоставлено: ESO
Основываясь на больших наблюдательных усилиях с использованием различных телескопов и приборов, в основном из Европейской южной обсерватории (ESO), группа европейских астрономов [1] показала, что в туманности М 17 звезда высокой массы [2] образуется путем аккреции через околозвездный диск, т.е. по тому же каналу, что и звезды с низкой массой.
Чтобы прийти к такому выводу, астрономы использовали очень чувствительные инфракрасные инструменты, чтобы проникнуть в юго-западное молекулярное облако М 17, чтобы слабое излучение от газа, нагретого скоплением массивных звезд, частично расположенных за молекулярным облаком, могло быть обнаружено через пыли.
На фоне этой горячей области обнаружен большой непрозрачный силуэт, который напоминает расклешенный диск, видимый почти на краю, с отражающей туманностью в форме песочных часов. Эта система идеально соответствует вновь формирующейся большой массе звезды, окруженной огромным аккреционным диском и сопровождающейся энергичным биполярным оттоком массы.
Новые наблюдения подтверждают недавние теоретические расчеты, в которых утверждается, что звезды до 40 раз более массивные, чем Солнце, могут образовываться из тех же процессов, которые активны при образовании звезд меньшей массы.
Регион М 17
Хотя многие детали, связанные с образованием и ранней эволюцией таких звезд малой массы, как Солнце, в настоящее время хорошо поняты, основной сценарий, приводящий к образованию звезд большой массы [2], до сих пор остается загадкой. Два возможных сценария формирования массивных звезд в настоящее время изучаются. Во-первых, такие звезды образуются в результате аккреции большого количества околозвездного материала; падение на зарождающуюся звезду меняется со временем. Другая возможность - это столкновение (слияние) протозвезд промежуточных масс, увеличение звездной массы в «скачках».
В своем продолжающемся стремлении добавить больше кусочков к головоломке и помочь дать ответ на этот фундаментальный вопрос, группа европейских астрономов [1] использовала батарею телескопов, в основном на двух чилийских площадках Европейской южной обсерватории в Ла-Силле и Паранале. Изучить непревзойденные детали туманности Омега.
Туманность Омега, также известная как 17-й объект в списке известного французского астронома Шарля Мессье, т. Е. Мессье 17 или М 17, является одной из наиболее заметных звездообразующих областей в нашей Галактике. Он расположен на расстоянии 7000 световых лет.
M 17 чрезвычайно молод - в астрономических терминах - о чем свидетельствует наличие скопления звезд с большой массой, которые ионизируют окружающий газообразный водород и создают так называемую область H II. Общая яркость этих звезд превышает яркость нашего Солнца почти в десять миллионов раз.
Рядом с юго-западным краем области H II находится огромное облако молекулярного газа, которое, как полагают, является местом непрерывного звездообразования. Для поиска вновь образующихся звезд с высокой массой Рольф Чини из Университета Рур-Бохум (Германия) и его сотрудники недавно исследовали интерфейс между областью H II и молекулярным облаком с помощью очень глубокого оптического и инфракрасного излучения. изображения между 0,4 и 2,2 мкм.
Это было сделано с помощью ISAAC (на 1,25, 1,65 и 2,2 мкм) на Очень Большом Телескопе (VLT) ESO на Серро Паранал в сентябре 2002 года и с EMMI (на 0,45, 0,55, 0,8 мкм) на Телескопе Новой Технологии ESO ( NTT), Ла Силла, в июле 2003 года. Качество изображения было ограничено атмосферной турбулентностью и колебалось от 0,4 до 0,8 угловых секунд. Результат этих усилий показан в PR Photo 15a / 04.
Рольф Чини рад: «Наши измерения настолько чувствительны, что проникает юго-западное молекулярное облако М 17, и сквозь пыль можно обнаружить слабое небулярное излучение области H II, которая частично расположена за молекулярным облаком. »
На туманном фоне области H II виден большой непрозрачный силуэт, связанный с отражательной туманностью в форме песочных часов.
Силуэт диска
Чтобы получить лучшее представление о структуре, команда астрономов обратилась к визуализации Adaptive Optics с использованием инструмента NAOS-CONICA на VLT.
Адаптивная оптика - это «чудо-оружие» в наземной астрономии, позволяющее астрономам «нейтрализовать» размытую турбулентность земной атмосферы (видимой невооруженным глазом как мерцание звезд), так что можно получить намного более четкие изображения , С помощью NAOS-CONICA на VLT астрономы смогли получать изображения с разрешением, превышающим одну десятую «видимого», то есть того, что они могли наблюдать с помощью ISAAC.
На фото PR 15b / 04 показано изображение с высоким разрешением, близкое к инфракрасному (2,2 мкм), которое они получили. Это ясно указывает на то, что морфология силуэта напоминает расклешенный диск, видимый почти на краю.
Диск имеет диаметр около 20 000 а.е. [3], что в 500 раз больше расстояния до самой далекой планеты в нашей солнечной системе, и, безусловно, является самым большим околозвездным диском, когда-либо обнаруженным.
Чтобы изучить структуру и свойства диска, астрономы затем обратились к радиоастрономии и провели спектроскопию молекулярных линий на интерферометре IRAM Plateau de Bure вблизи Гренобля (Франция) в апреле 2003 года. Астрономы наблюдали область в вращательных переходах 12CO. 13CO и C18O, и в соседнем континууме на 3 мм. Были достигнуты скоростные разрешения 0,1 и 0,2 км / с соответственно.
Дитер Нюрнбергер, член команды, видит в этом подтверждение: «Наши данные 13CO, полученные с помощью IRAM, показывают, что система диск / оболочка медленно вращается, когда ее северо-западная часть приближается к наблюдателю». На протяжении 30 800 а.е. сдвиг скорости на 1,7 км / с действительно измеряется.
Исходя из этих наблюдений, приняв стандартные значения для отношения содержания между различными молекулами изотопного монооксида углерода (12CO и 13CO) и для коэффициента пересчета для получения плотностей молекулярного водорода из измеренных интенсивностей CO, астрономы также смогли получить консервативный нижний предел для диска масса 110 солнечных масс.
Это, безусловно, самый массивный и самый большой аккреционный диск, когда-либо наблюдавшийся непосредственно вокруг молодой массивной звезды. Самый большой силуэтный диск до сих пор известен в Орионе как 114-426 и имеет диаметр около 1000 а.е. тем не менее, его центральная звезда, скорее всего, является объектом малой массы, а не массивной протозвездой. Хотя имеется небольшое число кандидатов на массивные молодые звездные объекты (YSO), некоторые из которых связаны с оттоками, самый большой околозвездный диск, обнаруженный до сих пор вокруг этих объектов, имеет диаметр всего 130 а.е.
Биполярная туманность
Вторая морфологическая структура, видимая на всех изображениях во всем спектральном диапазоне от видимого до инфракрасного (0,4-2,2 мкм), представляет собой туманность в форме песочных часов, перпендикулярную плоскости диска.
Считается, что это энергетический поток, исходящий из центрального массивного объекта. Чтобы подтвердить это, астрономы вернулись к телескопам ESO, чтобы выполнить спектроскопические наблюдения. Оптические спектры биполярного истечения были измерены в апреле / июне 2003 года с помощью EFOSC2 на 3,6 м телескопе ESO и с помощью EMMI на 3,5 м NTT ESO, оба расположены в Ла Силла, Чили.
В наблюдаемом спектре преобладают линии излучения водорода (H?), Кальция (триплет Ca II 849,8, 854,2 и 866,2 нм) и гелия (He I 667,8 нм). В случае звезд с малой массой эти линии косвенно свидетельствуют о продолжающейся аккреции от внутреннего диска к звезде.
Было также показано, что триплет Ca II является продуктом аккреции диска как для большой выборки протозвезд с низкой массой, так и для промежуточных масс, известных как звезды T Tauri и Herbig Ae / Be, соответственно. Кроме того, H? линия очень широкая и показывает глубокое смещенное синее поглощение, обычно связанное с оттоками, вызванными аккреционным диском.
В спектре также наблюдались многочисленные линии железа (Fe II), которые сдвинуты по скорости на? 120 км / с. Это является очевидным свидетельством существования толчков со скоростью более 50 км / с, что является еще одним подтверждением гипотезы истечения.
Центральная протозвезда
Из-за сильного вымирания характер аккрецирующего протозвездного объекта, то есть звезды в процессе формирования, обычно трудно определить. Доступны только те, которые находятся по соседству со своими старшими братьями, например, рядом с скоплением горячих звезд (ср. ESO PR 15/03). Такие уже развитые массивные звезды являются богатым источником энергетических фотонов и производят мощные звездные ветры протонов (подобно «солнечному ветру», но гораздо сильнее), которые воздействуют на окружающие межзвездные газопылевые облака. Этот процесс может привести к частичному испарению и рассеиванию этих облаков, тем самым «поднимая занавес» и позволяя нам смотреть прямо на молодые звезды в этом регионе.
Однако для всех протозвездных кандидатов с большой массой, находящихся вдали от такой враждебной среды, нет ни одного прямого доказательства (прото) звездного центрального объекта; аналогично, происхождение светимости - обычно около десяти тысяч солнечного сияния - неясно и может быть связано с несколькими объектами или даже встроенными кластерами.
Новый диск в M 17 является единственной системой, которая показывает центральный объект в ожидаемом положении формирующейся звезды. Излучение в 2,2 мкм относительно компактно (240 а.е. х 450 а.е.) - слишком мало для размещения скопления звезд.
Предполагая, что излучение происходит исключительно из-за звезды, астрономы получают абсолютную инфракрасную яркость около K = -2,5 звездной величины, которая соответствует звезде главной последовательности около 20 солнечных масс. Учитывая тот факт, что процесс аккреции все еще активен, и что модели предсказывают, что около 30-50% околозвездного материала может быть накоплено на центральном объекте, вполне вероятно, что в данном случае в настоящее время рождается массивная протозвезда.
Теоретические расчеты показывают, что начальное газовое облако от 60 до 120 солнечных масс может эволюционировать в звезду с приблизительно 30-40 солнечными массами, тогда как оставшаяся масса отбрасывается в межзвездную среду. Настоящие наблюдения могут быть первыми, чтобы показать, что это происходит.
Источник: ESO News Release
