Resim kredisi: ESO
Çoğunlukla Avrupa Güney Gözlemevi'nden (ESO) farklı teleskoplar ve enstrümanlarla yapılan büyük bir gözlem çabasına dayanarak, bir Avrupalı gökbilimciler [1] ekibi, M 17 bulutsusunda yüksek kütleli bir yıldızın [2] çember diski, yani düşük kütleli yıldızlarla aynı kanaldan.
Bu sonuca ulaşmak için, gökbilimciler, M 17'nin güneybatı moleküler bulutuna nüfuz etmek için çok hassas kızılötesi aletler kullandılar, böylece kısmen moleküler bulutun arkasında bulunan büyük bir yıldız kümesi tarafından ısıtılan gazdan gelen hafif emisyon, toz.
Bu sıcak bölgenin arka planında, neredeyse kenarda görülen alevlenmiş bir diske benzeyen büyük bir opak siluetin, saat camı şeklinde bir yansıma bulutsusu ile ilişkili olduğu bulunmuştur. Bu sistem, büyük bir biriktirme diski ile çevrili ve enerjik bir bipolar kütle çıkışı ile birlikte yeni oluşturulmuş yüksek kütleli bir yıldızla mükemmel bir şekilde uyumludur.
Yeni gözlemler, Güneş'ten 40 kat daha büyük yıldızların daha küçük kütleli yıldızların oluşumu sırasında aktif olan aynı süreçlerle oluşturulabileceğini iddia eden son teorik hesaplamaları desteklemektedir.
M 17 bölgesi
Güneş gibi düşük kütleli yıldızların oluşumu ve erken evrimi ile ilgili birçok detay şimdi iyi anlaşılmış olsa da, yüksek kütleli yıldızların oluşumuna yol açan temel senaryo [2] hala bir sır olarak kalmaktadır. Devasa yıldızların oluşumu için iki olası senaryo şu anda incelenmektedir. Birincisinde, bu tür yıldızlar büyük miktarlarda dairesel malzemelerin birikmesiyle oluşur; yeni ortaya çıkan yıldıza akma zamana göre değişir. Başka bir olasılık, ara kütlelerin protostarlarının çarpışması (birleşme) ile oluşması ve “sıçramalarda” yıldız kütlesinin artmasıdır.
Bilmece daha fazla parça eklemek ve bu temel soruya cevap vermek için devam eden arayışlarında, Avrupalı gökbilimciler [1], çoğunlukla Avrupa Güney Gözlemevi'nin Şili'deki La Silla ve Paranal bölgelerinden ikisinde bir teleskop pili kullandılar. Omega Bulutsusu'nu eşsiz ayrıntılarla incelemek.
Ünlü Fransız gökbilimci Charles Messier, yani Messier 17 veya M 17 listesinde 17. nesne olarak da bilinen Omega Bulutsusu, Galaksimizdeki en önemli yıldız oluşturan bölgelerden biridir. 7.000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır.
M 17, çevreleyen hidrojen gazını iyonize eden ve H II bölgesi olarak adlandırılan yüksek kütleli yıldızlardan oluşan bir kümenin varlığı ile görüldüğü gibi - astronomik olarak - son derece gençtir. Bu yıldızların toplam parlaklığı Güneşimizinkini neredeyse on milyon kat aşmaktadır.
H II bölgesinin güney-batı kenarına bitişik olarak, devam eden yıldız oluşumu alanı olduğuna inanılan büyük bir moleküler gaz bulutu vardır. Yeni oluşan yüksek kütleli yıldızları aramak için Ruhr-Universit Bochum (Almanya) Rolf Chini ve işbirlikçileri yakın zamanda H II bölgesi ile moleküler bulut arasındaki arayüzü çok derin optik ve kızılötesi aracılığıyla araştırdılar. 0,4 ila 2,2 m arasında görüntüleme.
Bu işlem, 2002 yılı Eylül ayında Cerro Paranal'da ESO Çok Büyük Teleskopunda (VLT) ISAAC (1,25, 1,65 ve 2,2 m'de) ve ESO Yeni Teknoloji Teleskopunda (0,45, 0,55, 0,8 m'de) EMMI ile yapıldı. Görüntü kalitesi, atmosferik türbülans ile sınırlıydı ve 0.4 ile 0.8 yay arasında değişiyordu. Bu çabaların sonucu PR Photo 15a / 04'te gösterilmiştir.
Rolf Chini memnun: “Ölçümlerimiz o kadar hassastır ki M 17'nin güneybatı moleküler bulutuna nüfuz eder ve kısmen moleküler bulutun arkasında bulunan H II bölgesinin hafif nebular emisyonu tozdan tespit edilebilir. ”
H II bölgesinin bulutsu arka planına karşı, kum saati şeklinde bir yansıma bulutsusu ile ilişkili büyük bir opak siluet görülür.
Siluet disk
Yapıyı daha iyi görebilmek için, gökbilimciler ekibi VLT'deki NAOS-CONICA cihazını kullanarak Adaptif Optik görüntülemeye döndü.
Uyarlanabilir optik, yer tabanlı astronomide bir “harika silah” dır ve gökbilimcilerin karasal atmosferin görüntü yayma türbülansını (nötr göz tarafından yıldızların parıldaması olarak görülür) "nötralize etmelerini" sağlar, böylece daha keskin görüntüler elde edilebilir . VLT'deki NAOS-CONICA ile, gökbilimciler “görmenin” onda birinden daha iyi bir çözünürlüğe, yani ISAAC ile gözlemleyebildikleri görüntüler elde edebildiler.
PR Fotoğraf 15b / 04 elde ettikleri yüksek çözünürlüklü yakın kızılötesi (2,2 m) görüntüyü gösterir. Siluvanın morfolojisinin neredeyse kenarda görülen alevlenmiş bir diske benzediğini açıkça göstermektedir.
Diskin çapı, güneş sistemimizdeki en uzak gezegenin 500 katı olan yaklaşık 20.000 AU [3] çapına sahiptir ve şimdiye kadar algılanan en büyük dairesel disktir.
Disk yapısını ve özelliklerini incelemek için, gökbilimciler daha sonra radyo astronomisine döndüler ve Nisan 2003'te Grenoble (Fransa) yakınlarındaki IRAM Plateau de Bure interferometresinde moleküler hat spektroskopisi yaptılar. Gökbilimciler bölgeyi 12CO'nun dönme geçişlerinde gözlemlediler. , 13CO ve C18O molekülleri ve bitişik süreklilikte 3 mm. Hız değerleri sırasıyla 0.1 ve 0.2 km / s olarak elde edilmiştir.
Ekibin üyesi Dieter N? Rnberger bunu bir teyit olarak görüyor: “IRAM ile elde edilen 13CO verilerimiz, disk / zarf sisteminin gözlemciye yaklaşırken kuzey-batı kısmı yavaşça döndüğünü gösteriyor.” 30.800 AU'nun üzerinde bir hızda 1.7 km / s'lik bir hız kayması gerçekten ölçülür.
Bu gözlemlerden, farklı izotopik karbon monoksit molekülleri (12CO ve 13CO) arasındaki bolluk oranı için standart değerleri benimseyen ve dönüşüm faktörünün, ölçülen CO yoğunluklarından moleküler hidrojen yoğunlukları türetmesi için, astronomlar aynı zamanda konservatif bir alt sınır elde edebildiler. 110 güneş kütlesinin disk kütlesi için.
Bu şimdiye kadar doğrudan genç bir masif yıldız çevresinde gözlemlenen en büyük ve en büyük biriktirme diskidir. Şimdiye kadarki en büyük siluet diski Orion'da 114-426 olarak biliniyor ve yaklaşık 1,000 AU çapında; ancak, merkezi yıldızı büyük bir protostardan ziyade düşük kütleli bir cisimdir. Her ne kadar bazıları dışarı akışlarla ilişkili olan muazzam genç yıldız nesneleri (YSO) için az sayıda aday olmasına rağmen, bu nesnelerin çevresinde şimdiye kadar tespit edilen en büyük daire diskinin çapı sadece 130 AU'dur.
İki kutuplu bulutsusu
Görünürden kızılötesine (0.4 ila 2.2 um) tüm spektral aralıktaki tüm görüntülerde görülebilen ikinci morfolojik yapı, diskin düzlemine dik bir kum saati şeklinde bulutsudur.
Bunun merkezi masif nesneden gelen enerjik bir çıkış olduğuna inanılıyor. Bunu doğrulamak için, gökbilimciler spektroskopik gözlemler yapmak için ESO'nun teleskoplarına geri döndüler. Bipolar çıkışın optik spektrumları, Nisan / Haziran 2003'te, ESO 3.6 m teleskopunda EFOSC2 ve her ikisi de La Silla, Şili'de bulunan ESO 3.5 m NTT'de EMMI ile ölçülmüştür.
Gözlemlenen spektrum, hidrojen (H), kalsiyum (Ca II üçlüsü 849.8, 854.2 ve 866.2 nm) ve helyum (He I 667.8 nm) emisyon çizgileri tarafından yönetilmektedir. Düşük kütleli yıldızlar durumunda, bu çizgiler iç diskten yıldıza devam eden birikim için dolaylı kanıt sağlar.
Ca II üçlüsünün, sırasıyla T Tauri ve Herbig Ae / Be yıldızları olarak bilinen düşük ve orta kütleli protostarların büyük bir örneği için bir disk birikimi ürünü olduğu gösterilmiştir. Dahası, H? çizgi son derece geniştir ve tipik olarak birikme diski tahrikli çıkışlarla ilişkili derin mavi kaydırılmış bir emilimi gösterir.
Spektrumda, hız? Tarafından kaydırılan çok sayıda demir (Fe II) çizgisi de gözlenmiştir. 120 km / s. Bu, 50 km / s'den daha yüksek hızlara sahip şokların varlığı için açık bir kanıttır, bu nedenle çıkış hipotezinin bir başka doğrulamasıdır.
Merkezi protostar
Ağır yok olma nedeniyle, biriken bir protostellar nesnenin doğası, yani oluşum sürecinde bir yıldız, genellikle çıkarım yapmak zordur. Erişilebilirler yalnızca yaşlı kardeşlerinin mahallesinde bulunanlardır; sıcak yıldız kümesinin yanında (bkz. ESO PR 15/03). Bu tür zaten gelişmiş devasa yıldızlar, enerjik fotonların zengin bir kaynağıdır ve çevredeki yıldızlararası gaz ve toz bulutlarını etkileyen güçlü yıldız proton rüzgarları (“güneş rüzgarı” gibi ama çok daha güçlü) üretirler. Bu süreç bu bulutların kısmi buharlaşmasına ve dağılmasına yol açabilir, böylece “perdeyi kaldırır” ve o bölgedeki genç yıldızlara doğrudan bakmamızı sağlar.
Bununla birlikte, böylesi düşmanca bir ortamdan uzakta bulunan tüm yüksek kitleli protostellar adaylar için (proto-) yıldız merkezi bir nesne için tek bir doğrudan kanıt yoktur; benzer şekilde, parlaklığın kaynağı - genellikle yaklaşık on bin güneş ışığı - belirsizdir ve birden fazla nesneye veya hatta gömülü kümelere bağlı olabilir.
M 17'deki yeni disk, oluşturma yıldızının beklenen konumunda merkezi bir nesne sergileyen tek sistemdir. 2,2 m'lik emisyon nispeten kompakttır (240 AU x 450 AU) - bir yıldız kümesini barındırmak için çok küçük.
Emisyonun sadece yıldızdan kaynaklandığı varsayılarak, gökbilimciler yaklaşık 20 güneş kütlesinin ana dizi yıldızına karşılık gelen yaklaşık K = -2.5 büyüklüğünde mutlak bir kızılötesi parlaklık elde ederler. Toplanma sürecinin hala aktif olduğu ve modellerin, dairesel malzemenin yaklaşık% 30-50'sinin merkezi nesne üzerinde birikebileceğini öngördüğü göz önüne alındığında, mevcut durumda şu anda büyük bir protostarın doğmakta olması muhtemeldir.
Teorik hesaplamalar, 60 ila 120 güneş kütlesine sahip bir başlangıç gaz bulutunun yaklaşık 30-40 güneş kütlesine sahip bir yıldız haline gelebileceğini, geri kalan kütle yıldızlararası ortama reddedildiğini göstermektedir. Mevcut gözlemler bunu gösteren ilk kişi olabilir.
Orijinal Kaynak: ESO Haber Bülteni
