Afbeelding tegoed: ESO
Op basis van een grote waarnemingsinspanning met verschillende telescopen en instrumenten, voornamelijk van de European Southern Observatory (ESO), heeft een team van Europese astronomen [1] aangetoond dat in de M 17-nevel een ster met een hoge massa [2] wordt gevormd via aanwas via een circumstellaire schijf, dat wil zeggen via hetzelfde kanaal als sterren met een lage massa.
Om tot deze conclusie te komen, gebruikten de astronomen zeer gevoelige infraroodinstrumenten om de zuidwestelijke moleculaire wolk van M 17 binnen te dringen, zodat zwakke emissie van gas dat opgewarmd werd door een cluster van massieve sterren, gedeeltelijk achter de moleculaire wolk, kon worden gedetecteerd via de stof.
Tegen de achtergrond van dit hete gebied blijkt een groot ondoorzichtig silhouet, dat lijkt op een uitlopende schijf die bijna van de rand is gezien, te worden geassocieerd met een zandlopervormige reflectienevel. Dit systeem voldoet perfect aan een nieuw gevormde ster met een hoge massa, omgeven door een enorme aanwasschijf en vergezeld van een energetische bipolaire massa-uitstroom.
De nieuwe waarnemingen bevestigen recente theoretische berekeningen die beweren dat sterren die tot 40 keer zo zwaar zijn als de zon kunnen worden gevormd door dezelfde processen die actief zijn tijdens de vorming van sterren met kleinere massa's.
De M 17-regio
Hoewel veel details met betrekking tot de vorming en vroege evolutie van sterren met een lage massa zoals de zon nu goed worden begrepen, blijft het basisscenario dat leidt tot de vorming van sterren met een hoge massa [2] nog steeds een mysterie. Momenteel worden twee mogelijke scenario's voor de vorming van zware sterren bestudeerd. In de eerste worden zulke sterren gevormd door aanwas van grote hoeveelheden circumstellair materiaal; de inval op de ontluikende ster varieert met de tijd. Een andere mogelijkheid is vorming door botsing (coalescentie) van protosterren van tussenmassa's, waardoor de stellaire massa in "sprongen" toeneemt.
In hun voortdurende zoektocht om meer stukjes aan de puzzel toe te voegen en een antwoord te geven op deze fundamentele vraag, gebruikte een team van Europese astronomen [1] een batterij telescopen, meestal op twee van de Chileense locaties van het European Southern Observatory, La Silla en Paranal , om de Omega-nevel in onovertroffen detail te bestuderen.
De Omega-nevel, ook wel het 17e object genoemd in de lijst van de beroemde Franse astronoom Charles Messier, d.w.z. Messier 17 of M 17, is een van de meest prominente stervormingsgebieden in onze Melkweg. Het bevindt zich op een afstand van 7.000 lichtjaar.
M 17 is extreem jong - in astronomische termen - getuige de aanwezigheid van een cluster van zware sterren die het omringende waterstofgas ioniseren en een zogenaamd H II-gebied creëren. De totale helderheid van deze sterren overtreft die van onze zon met bijna een factor tien miljoen.
Grenzend aan de zuidwestelijke rand van het H II-gebied is er een enorme wolk van moleculair gas waarvan wordt aangenomen dat het een plaats is van voortdurende stervorming. Om te zoeken naar nieuw vormende zware sterren, hebben Rolf Chini van de Ruhr-Universit? T Bochum (Duitsland) en zijn medewerkers onlangs de interface tussen het H II-gebied en de moleculaire wolk onderzocht door middel van zeer diepe optische en infrarood beeldvorming tussen 0,4 en 2,2 urn.
Dit werd gedaan met ISAAC (op 1,25, 1,65 en 2,2? M) bij de ESO Very Large Telescope (VLT) op Cerro Paranal in september 2002 en met EMMI (op 0,45, 0,55, 0,8? M) bij de ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, in juli 2003. De beeldkwaliteit werd beperkt door atmosferische turbulentie en varieerde tussen 0,4 en 0,8 boogsec. Het resultaat van deze inspanningen wordt getoond in PR Photo 15a / 04.
Rolf Chini is verheugd: “Onze metingen zijn zo gevoelig dat de zuidwestelijke moleculaire wolk van M 17 is doorgedrongen en de zwakke nevelemissie van het H II-gebied, dat zich gedeeltelijk achter de moleculaire wolk bevindt, kon worden gedetecteerd door het stof. "
Tegen de nevelachtergrond van het H II-gebied wordt een groot ondoorzichtig silhouet gezien geassocieerd met een zandlopervormige reflectienevel.
De silhouetschijf
Om een beter zicht op de structuur te krijgen, wendde het team van astronomen zich tot Adaptive Optics imaging met behulp van het NAOS-CONICA-instrument op de VLT.
Adaptieve optica is een "wonderwapen" in de astronomie op de grond, waardoor astronomen de beeldsmerende turbulentie van de aardse atmosfeer (met het blote oog als het fonkelen van sterren) kunnen "neutraliseren", zodat veel scherpere beelden kunnen worden verkregen . Met NAOS-CONICA op de VLT konden de astronomen beelden verkrijgen met een resolutie die beter was dan een tiende van het "zien", dat wil zeggen, zoals ze konden zien met ISAAC.
PR Photo 15b / 04 toont het nabij-infrarood (2,2 urn) beeld met hoge resolutie dat ze hebben verkregen. Het suggereert duidelijk dat de morfologie van het silhouet lijkt op een uitlopende schijf, bijna van de rand gezien.
De schijf heeft een diameter van ongeveer 20.000 AU [3] - dat is 500 keer de afstand van de verste planeet in ons zonnestelsel - en is verreweg de grootste circumstellaire schijf die ooit is gedetecteerd.
Om de schijfstructuur en eigenschappen te bestuderen, wendden de astronomen zich vervolgens tot radioastronomie en voerden ze in april 2003 moleculaire lijnspectroscopie uit op de IRAM Plateau de Bure-interferometer bij Grenoble (Frankrijk). De astronomen hebben de regio waargenomen in de rotatieovergangen van de 12CO , 13CO- en C18O-moleculen en in het aangrenzende continuüm op 3 mm. Snelheidsresoluties van respectievelijk 0,1 en 0,2 km / s werden behaald.
Dieter N? Rnberger, lid van het team, ziet dit als een bevestiging: "Onze 13CO-gegevens verkregen met IRAM geven aan dat het schijf / enveloppesysteem langzaam draait terwijl het noordwestelijke deel de waarnemer nadert." Over een lengte van 30.800 AU wordt inderdaad een snelheidsverschuiving van 1,7 km / s gemeten.
Uit deze waarnemingen konden de astronomen, door standaardwaarden vast te stellen voor de overvloedverhouding tussen de verschillende isotopische koolmonoxidemoleculen (12CO en 13CO) en voor de conversiefactor om moleculaire waterstofdichtheden af te leiden uit de gemeten CO-intensiteiten, ook een conservatieve ondergrens afleiden. voor de schijfmassa van 110 zonsmassa's.
Dit is verreweg de meest massieve en grootste aanwasschijf die ooit direct rond een jonge massieve ster is waargenomen. De grootste silhouetschijf tot nu toe staat in Orion bekend als 114-426 en heeft een diameter van ongeveer 1.000 AU; de centrale ster is echter eerder een object met een lage massa dan een massieve protoster. Hoewel er een klein aantal kandidaten is voor enorme jonge stellaire objecten (YSO's) waarvan sommige geassocieerd zijn met uitstromen, heeft de grootste tot nu toe ontdekte circumstellaire schijf rond deze objecten een diameter van slechts 130 AU.
De bipolaire nevel
De tweede morfologische structuur die zichtbaar is op alle beelden over het gehele spectrale bereik van zichtbaar tot infrarood (0,4 tot 2,2 urn) is een zandlopervormige nevel loodrecht op het vlak van de schijf.
Aangenomen wordt dat dit een energetische uitstroom is die afkomstig is van het centrale massieve object. Om dit te bevestigen, gingen de astronomen terug naar ESO's telescopen om spectroscopische waarnemingen uit te voeren. De optische spectra van de bipolaire uitstroom werden gemeten in april / juni 2003 met EFOSC2 bij de ESO 3,6 m telescoop en met EMMI bij de ESO 3,5 m NTT, beide gelegen in La Silla, Chili.
Het waargenomen spectrum wordt gedomineerd door de emissielijnen van waterstof (H?), Calcium (het Ca II-triplet 849.8, 854.2 en 866.2 nm) en helium (He I 667.8 nm). In het geval van sterren met een lage massa leveren deze lijnen indirect bewijs voor voortdurende aangroei van de binnenschijf op de ster.
Het Ca II-triplet bleek ook een product van discretie te zijn voor zowel een grote steekproef van protosterren met lage als gemiddelde massa, respectievelijk bekend als T Tauri en Herbig Ae / Be-sterren. Bovendien is de H? lijn is extreem breed en vertoont een diep blauw-verschoven absorptie, typisch geassocieerd met door accretie veroorzaakte uitstroom.
In het spectrum werden ook talrijke ijzer (Fe II) lijnen waargenomen, die door snelheid worden verschoven? 120 km / s. Dit is duidelijk bewijs voor het bestaan van schokken met snelheden van meer dan 50 km / s, vandaar weer een bevestiging van de uitstroomhypothese.
De centrale protoster
Door zware uitsterving is de aard van een opgroeiend protostellair object, d.w.z. een ster in het vormingsproces, meestal moeilijk af te leiden. Toegankelijk zijn alleen degenen die zich in de buurt van hun oudere broeders bevinden, b.v. naast een cluster van hete sterren (vgl. ESO PR 15/03). Dergelijke reeds geëvolueerde massieve sterren zijn een rijke bron van energetische fotonen en produceren krachtige stellaire winden van protonen (zoals de "zonnewind" maar veel sterker) die een impact hebben op de omringende interstellaire gas- en stofwolken. Dit proces kan leiden tot gedeeltelijke verdamping en verspreiding van die wolken, waardoor 'het gordijn wordt opgeheven' en we direct naar jonge sterren in die regio kunnen kijken.
Echter, voor alle protostellaire kandidaten met een hoge massa die zich buiten een dergelijke vijandige omgeving bevinden, is er geen enkel direct bewijs voor een (proto-) stellair centraal object; evenzo is de oorsprong van de helderheid - typisch ongeveer tienduizend zonne-helderheid - onduidelijk en kan te wijten zijn aan meerdere objecten of zelfs ingebedde clusters.
De nieuwe schijf in M 17 is het enige systeem dat een centraal object vertoont op de verwachte positie van de vormende ster. De 2,2 urn emissie is relatief compact (240 AU x 450 AU) - te klein om een sterrenhoop te herbergen.
Ervan uitgaande dat de emissie uitsluitend door de ster wordt veroorzaakt, leiden de astronomen een absolute infraroodhelderheid af van ongeveer K = -2,5 magnitudes, wat overeenkomt met een hoofdreeksster van ongeveer 20 zonsmassa's. Gezien het feit dat het accretieproces nog steeds actief is en dat modellen voorspellen dat ongeveer 30-50% van het circumstellaire materiaal op het centrale object kan worden verzameld, is het waarschijnlijk dat in dit geval momenteel een enorme protoster wordt geboren.
Theoretische berekeningen laten zien dat een initiële gaswolk van 60 tot 120 zonsmassa's kan evolueren tot een ster van ongeveer 30-40 zonsmassa's, terwijl de resterende massa wordt afgestoten in het interstellaire medium. De huidige waarnemingen kunnen de eerste zijn die dit laten zien.
Oorspronkelijke bron: ESO-persbericht
