כוכבים גדולים במוניים נוצרים מדיסקים מדי

אשראי תמונה: ESO
על סמך מאמץ תצפיתי גדול עם טלסקופים וכלים שונים, לרוב מהמצפה האירופי הדרומי (ESO), צוות של אסטרונומים אירופאים [1] הראה כי בערפילית M 17 נוצר כוכב מסה גבוה [2] באמצעות ההקרבה דרך דיסק מעגלי, כלומר דרך אותו ערוץ של כוכבים בעלי מסה נמוכה.

כדי להגיע למסקנה זו, השתמשו האסטרונומים במכשירים אינפרא אדום רגישים מאוד כדי לחדור לענן המולקולרי הדרום-מערבי של M 17, כך שניתן היה לאתר דרך פליטת קלוש מגז שחומם על ידי אשכול של כוכבים מאסיביים, שנמצאים בחלקם מאחורי הענן המולקולרי. אבק.

על רקע אזור חם זה, צללית גדולה אטומה, הדומה לדיסק מתרחש שנראה כמעט מקצה לקצה, קשורה לערפילית השתקפות מזכוכית של שעה. מערכת זו תואמת באופן מושלם כוכב חדש בעל גוש-המונים חדש, המוקף בדיסק העטרה עצום ומלווה ביציאה המונית דו-קוטבית אנרגטית.

התצפיות החדשות מאששות חישובים תיאורטיים אחרונים הטוענים שכוכבים עד פי 40 מסיביים יותר מהשמש יכולים להיווצר על ידי אותם תהליכים הפעילים במהלך היווצרות כוכבים של המונים קטנים יותר.

אזור M 17
בעוד שפרטים רבים הקשורים להיווצרותם והתפתחותם המוקדמת של כוכבים בעלי מסה נמוכה כמו השמש מבינים כעת היטב, התרחיש הבסיסי שמוביל להיווצרותם של כוכבים בעלי מסה גבוהה [2] עדיין נותר בגדר תעלומה. בימים אלה נחקרים שני תרחישים אפשריים להיווצרות כוכבים מאסיביים. בראשון, כוכבים כאלה נוצרים על ידי הסכמה של כמויות גדולות של חומר סביבתי; הכניסה לכוכב המתהווה משתנה עם הזמן. אפשרות נוספת היא היווצרות על ידי התנגשות (התגבשות) של פרוטוסטרים של מסות ביניים, הגדלת המסה הכוכבית ב"קפיצות ".

במסעם המתמשך להוסיף עוד חתיכות לפאזל ולעזור במתן תשובה לשאלה מהותית זו, צוות של אסטרונומים אירופאים [1] השתמש בסוללה של טלסקופים, לרוב בשניים מאתרים מצ'יליאן דרום אירופה של לה סילה ופרנאל. , ללמוד בפרטי ללא מעצורים את ערפילית אומגה.

ערפילית אומגה, הידועה גם כאובייקט ה -17 ברשימת האסטרונום הצרפתי המפורסם צ'ארלס מסייר, כלומר מסייה 17 או M 17, היא אחד האזורים הבולטים היוצרים כוכבים בכוכב הגלקסיה שלנו. הוא ממוקם במרחק של 7,000 שנות אור.

M 17 צעיר ביותר - מבחינה אסטרונומית - עדות לנוכחותו של אשכול של כוכבים בעלי מסה גבוהה המייננים את גז המימן שמסביב ויוצרים אזור שנקרא H II. האור הזוהר של הכוכבים הללו עולה על זה של השמש שלנו בכמעט גורם של עשרה מיליון.

בסמוך לקצה הדרום-מערבי של אזור H II, יש עננה ענקית של גז מולקולרי שלפי ההערכות הוא אתר של היווצרות כוכבים מתמשכת. על מנת לחפש אחר כוכבים חדשים שנוצרו בהמונים גבוהים, רולף צ'יני מאוניברסיטת רוהר-אוניברסיט בוכום (גרמניה) ושותפיו לחקר את הממשק בין אזור H II לענן המולקולרי באמצעות אופטיקה עמוקה מאוד ואינפרא אדום. הדמיה בין 0.4 ל -2.2 מ '.

הדבר נעשה באמצעות ISAAC (בגובה 1.25, 1.65 ו -2.2 מ ') בטלסקופ ESO Very Large Telescoop (VLT) בסרו פרנל בספטמבר 2002 ועם EMMI (ב 0.45, 0.55, 0.8? מ') בטלסקופ ESO החדש לטכנולוגיה ( NTT), La Silla, ביולי 2003. איכות התמונה הוגבלה על ידי סערה אטמוספרית ושונה בין 0.4 ל -0.8 קשת. התוצאה של מאמצים אלה מוצגת בתמונות PR 15a / 04.

רולף צ'יני מרוצה: "המדידות שלנו כל כך רגישות עד שחדרן הענן המולקולרי הדרומי-מערבי של M 17 ואפשר לאתר את הפליטה הערפילית הקלושה של אזור H II, שנמצא בחלקו מאחורי הענן המולקולרי. "

על הרקע הערפילי של אזור H II נראית צללית אטומה גדולה הקשורה לערפילית השתקפות של שעון חול.

דיסק הצללית
כדי לקבל מבט טוב יותר על המבנה, צוות האסטרונומים פנה אז להדמיית אופטיקה אדפטיבית באמצעות מכשיר NAOS-CONICA ב- VLT.

אופטיקה אדפטיבית היא "נשק פלא" באסטרונומיה מבוססת קרקע, ומאפשרת לאסטרונומים "לנטרל" את הסערה המרוחקת של הדימוי של האטמוספרה היבשתית (הנראית בעין העצמאית כמציצת כוכבים) כך שניתן יהיה להשיג תמונות חדות בהרבה. . עם NAOS-CONICA ב- VLT, האסטרונומים הצליחו להשיג תמונות ברזולוציה טובה יותר מעשירית מה"ראייה ", כלומר כפי שהם יכלו לראות עם ISAAC.

PR תמונה 15b / 04 מציגה את התמונה ברזולוציה גבוהה כמעט (אינפרא אדום) (2.2? מ ') שהם השיגו. זה מעלה בבירור כי המורפולוגיה של הצללית דומה לדיסק מתרחש, שנראה כמעט קצה.

לדיסק קוטר של כ 20,000 AU [3] - שהוא פי 500 ממרחק הכוכב הרחוק ביותר במערכת השמש שלנו - והוא ללא ספק הדיסק הכי גדול כוכבי שהתגלה אי פעם.

כדי ללמוד את מבנה הדיסק ותכונותיו, אז פנו האסטרונומים לאסטרונומיה רדיו וביצעו ספקטרוסקופיית קו מולקולרית באינטרפרומטר Plateau de Bure של IRAM ליד גרנובל (צרפת) באפריל 2003. האסטרונומים הבחינו באזור במעברים הסיבוביים של ה- 12CO , מולקולות 13CO ו- C18O, וברצף הסמוך בגובה 3 מ"מ. רזולוציות מהירות של 0.1 ו 0.2 קמ"ש בהתאמה הושגו.
דיטר נברנברגר, חבר הצוות, רואה בכך אישור: "נתוני ה- 13CO שהושגו באמצעות IRAM מעידים שמערכת הדיסק / מעטפה מסתובבת לאט לאט כאשר החלק הצפון-מערבי שלה מתקרב לצופה." לאורך מידה של 30,800 AU אכן נמדדת מהירות מהירות של 1.7 קמ"ש.

מתוך תצפיות אלה, אימוץ ערכים סטנדרטיים ליחס השפע בין מולקולות הפחמן החד-חמצני האיזוטופי השונים (12CO ו 13CO) ולגורם ההמרה לגזור צפיפות מימן מולקולריות מעוצמות ה- CO המרותחות, האסטרונומים הצליחו גם לגזור גבול שמרני נמוך יותר למסת הדיסק של 110 מסות שמש.

זהו ללא ספק דיסק ההקרבה המסיבי והגדול ביותר שנצפה אי פעם ישירות סביב כוכב מסיבי צעיר. דיסק הצללית הגדול ביותר עד כה ידוע בכינויו 114-426 באוריון וקוטרו כ -1,000 AU; עם זאת, הכוכב המרכזי שלו הוא ככל הנראה אובייקט בעל מסה נמוכה ולא פרוטוסטאר מסיבי. אף על פי שיש מספר מועט של מועמדים לחפצים כוכבי-ענק צעירים ומאסיביים (YSOs) שחלקם קשורים ליציאות, הדיסק העגומי הגדול ביותר שעד כה התגלה סביב עצמים אלה קוטר 130 AU בלבד.

הערפילית הדו קוטבית
המבנה המורפולוגי השני שנראה על כל התמונות לאורך כל טווח הספקטרום בין גלוי לאינפרא אדום (0.4 עד 2.2? מ ') הוא ערפילית בצורת שעון חול בניצב למישור הדיסק.

זה האמין כי מדובר ביציאה אנרגטית המגיעה מהאובייקט המסיבי המרכזי. כדי לאשר זאת, האסטרונומים חזרו לטלסקופים של ESO כדי לבצע תצפיות ספקטרוסקופיות. הספקטרום האופטי של היציאה הדו קוטבית נמדד באפריל / יוני 2003 באמצעות EFOSC2 בטלסקופ ESO 3.6 מ 'ועם EMMI ב ESO 3.5 מ' NTT, שניהם ממוקמים בלה סילה, צ'ילה.
הספקטרום הנצפה נשלט על ידי קווי הפליטה של ​​מימן (H?), סידן (שלישיית Ca II 849.8, 854.2 ו- 866.2 ננומטר) והליום (He I 667.8 ננומטר). במקרה של כוכבים בעלי מסה נמוכה, קווים אלו מספקים עדות עקיפה להצטברות מתמשכת מהדיסק הפנימי לכוכב.

משולשת Ca II הוכחה גם כתוצר של הסכמה לדיסק הן עבור מדגם גדול של פרוטוסטרים נמוכים ובינוניים, המכונים T Tauri ו- Herbig Ae / Be, בהתאמה. יתר על כן, ה- H? הקו הוא רחב במיוחד ומציג קליטה עמוקה בכחול עמוק הקשורה בדרך כלל ליציאות מונעות דיסק.

בספקטרום נצפו גם קווי ברזל רבים (Fe II), אשר מועברים על ידי המהירות על ידי? 120 קמ"ש. זו עדות ברורה לקיומם של זעזועים במהירות של יותר מ- 50 קמ"ש, ומכאן אישור נוסף להשערת היציאה.

הפרוטוסטאר המרכזי
בגלל הכחדה כבדה, בדרך כלל קשה להסיק את אופיו של חפץ פרוטוסטלרי מצטבר, כלומר כוכב בתהליך היווצרותו. נגישים רק אלה שנמצאים בשכונת אחיהם הגדולים, למשל ליד אשכול של כוכבים חמים (ראו ESO PR 15/03). כוכבים כה גדולים שכבר התפתחו הם מקור עשיר לפוטונים אנרגטיים ומייצרים רוחות עוצמתיות של כוכבי פרוטונים (כמו "רוח השמש" אך חזקות בהרבה) המשפיעים על ענני הגז והאבק הבין-כוכביים שמסביב. תהליך זה עשוי להוביל להתאיידות ופיזור חלקי של אותם עננים, ובכך "להרים את הווילון" ולאפשר לנו להסתכל ישירות על כוכבים צעירים באזור זה.

עם זאת, עבור כל המועמדים הפרוטוסטליים בעלי המוני המונים הנמצאים הרחק מסביבה עוינת כזו אין שום עדות ישירה אחת לאובייקט מרכזי (פרוטו). כמו כן, מקור הזוהר - בדרך כלל כעשרת אלפים תאורות שמש - אינו ברור ויכול להיות שמקורו במספר עצמים או אפילו באשכולות משובצים.

הדיסק החדש ב- M 17 הוא המערכת היחידה המציגה אובייקט מרכזי במיקומו הצפוי של הכוכב המעצב. פליטת 2.2 מ 'היא קומפקטית יחסית (240 AU x 450 AU) - קטנה מכדי לארח אשכול כוכבים.

בהנחה שהפליטה נובעת אך ורק מהכוכב, האסטרונומים משיגים בהירות אינפרא אדום מוחלטת של בערך K = -2.5 עוצמות, שתתאים לכוכב ברצף הראשי של כ 20 מסות שמש. בהתחשב בעובדה שתהליך ההקרבה עדיין פעיל וכי דגמים צופים כי ניתן לצבור כ 30-50% מהחומר העגומי על האובייקט המרכזי, סביר להניח שבמקרה הנוכחי נולד כרגע פרוטוסטאר מסיבי.

החישובים התיאורטיים מראים כי ענן גז ראשוני של 60 עד 120 מסות שמש עשוי להתפתח לכוכב של 30-40 מסות שמש ואילו המסה הנותרת נדחית למדיום הבין-כוכבי. התצפיות הנוכחיות עשויות להיות הראשונות להראות את ההתרחשות הזו.

המקור המקורי: פרסום חדשות ESO