Kredit gambar: ESO
Berdasarkan usaha pemerhatian yang besar dengan teleskop dan instrumen yang berlainan, kebanyakannya dari Balai Cerap Eropah Selatan (ESO), satu pasukan ahli astronomi Eropah [1] telah menunjukkan bahawa di nebula M 17 sebuah bintang berjisim tinggi [2] terbentuk melalui pertambahan melalui cakera keadaan, iaitu melalui saluran yang sama dengan bintang berjisim rendah.
Untuk mencapai kesimpulan ini, para astronom menggunakan instrumen inframerah yang sangat sensitif untuk menembusi awan molekul barat daya M 17 sehingga pelepasan samar dari gas yang dipanaskan oleh sekumpulan bintang besar, sebahagiannya terletak di belakang awan molekul, dapat dikesan melalui habuk.
Terhadap latar belakang kawasan panas ini, siluet legap legap, yang menyerupai cakera berkobar yang dilihat hampir dari tepi, didapati berkaitan dengan nebula pantulan berbentuk kaca. Sistem ini sesuai dengan bintang berjisim tinggi yang baru terbentuk dikelilingi oleh cakera penambahan yang besar dan disertai dengan aliran keluar massa bipolar yang bertenaga.
Pemerhatian baru ini menguatkan pengiraan teoritis baru-baru ini yang mendakwa bahawa bintang hingga 40 kali lebih besar daripada Matahari dapat dibentuk dengan proses yang sama yang aktif semasa pembentukan bintang berjisim lebih kecil.
Wilayah M 17
Walaupun banyak perincian yang berkaitan dengan pembentukan dan evolusi awal bintang berjisim rendah seperti Matahari kini dapat difahami dengan baik, senario asas yang membawa kepada pembentukan bintang berjisim tinggi [2] masih menjadi misteri. Dua kemungkinan senario pembentukan bintang besar kini sedang dikaji. Yang pertama, bintang seperti itu terbentuk dengan pertambahan sejumlah besar bahan keadaan; kemasukan ke bintang yang baru lahir berbeza mengikut masa. Kemungkinan lain adalah pembentukan dengan pelanggaran (penyatuan) protostar massa perantaraan, meningkatkan massa bintang dalam "lompatan".
Dalam usaha berterusan mereka untuk menambahkan lebih banyak kepingan teka-teki dan membantu memberikan jawapan kepada persoalan asas ini, sekumpulan ahli astronomi Eropah [1] menggunakan sebilangan besar teleskop, kebanyakannya di dua laman La Silla dan Paranal di Cerap Observatorium Selatan Eropah , untuk mengkaji secara terperinci nebula Omega.
The Omega nebula, juga dikenali sebagai objek ke-17 dalam senarai ahli astronomi Perancis terkenal Charles Messier, iaitu Messier 17 atau M 17, adalah salah satu kawasan pembentuk bintang paling terkenal di Galaxy kita. Ia terletak pada jarak 7,000 tahun cahaya.
M 17 sangat muda - dari segi astronomi - seperti yang disaksikan oleh adanya sekumpulan bintang berjisim tinggi yang mengionkan gas hidrogen di sekitarnya dan mewujudkan wilayah H II yang disebut. Jumlah kilauan bintang-bintang ini melebihi cahaya Matahari kita dengan faktor sepuluh juta.
Bersebelahan dengan pinggir barat daya wilayah H II, terdapat awan gas molekul yang besar yang dipercayai merupakan tempat pembentukan bintang yang sedang berlangsung. Untuk mencari bintang berjisim tinggi yang baru terbentuk, Rolf Chini dari Ruhr-Universit? T Bochum (Jerman) dan kolaboratornya baru-baru ini telah menyiasat antara muka antara wilayah H II dan awan molekul dengan optik dan inframerah yang sangat mendalam pengimejan antara 0.4 dan 2.2? m.
Ini dilakukan dengan ISAAC (pada 1.25, 1.65 dan 2.2? M) di Teleskop Sangat Besar ESO (VLT) di Cerro Paranal pada bulan September 2002 dan dengan EMMI (pada 0.45, 0.55, 0.8? M) di Teleskop Teknologi Baru ESO ( NTT), La Silla, pada bulan Julai 2003. Kualiti gambar dibatasi oleh pergolakan atmosfera dan bervariasi antara 0.4 dan 0.8 arcsec. Hasil usaha ini ditunjukkan dalam Foto PR 15a / 04.
Rolf Chini gembira: "Pengukuran kami sangat sensitif sehingga awan molekul barat daya M 17 menembus dan pelepasan nebular samar dari wilayah H II, yang sebagian terletak di belakang awan molekul, dapat dikesan melalui debu. "
Terhadap latar belakang nebular wilayah H II, siluet legap besar dilihat berkaitan dengan nebula pantulan berbentuk jam pasir.
Cakera siluet
Untuk mendapatkan gambaran struktur yang lebih baik, pasukan astronom kemudian beralih ke pencitraan Optik Adaptive menggunakan instrumen NAOS-CONICA pada VLT.
Optik adaptif adalah "senjata ajaib" dalam astronomi berasaskan darat, yang memungkinkan para astronom untuk "meneutralkan" pergolakan pemburuan gambar dari atmosfera darat (dilihat oleh mata yang tidak dibantu sebagai sekelip bintang) sehingga gambar yang lebih tajam dapat diperoleh . Dengan NAOS-CONICA di VLT, para astronom dapat memperoleh gambar dengan resolusi yang lebih baik daripada sepersepuluh dari "melihat", iaitu seperti yang dapat mereka perhatikan dengan ISAAC.
Foto PR 15b / 04 menunjukkan gambar inframerah dekat (2.2? M) dengan resolusi tinggi yang mereka perolehi. Ini jelas menunjukkan bahawa morfologi siluet menyerupai cakera suar, yang kelihatan hampir tepat.
Cakera mempunyai diameter kira-kira 20,000 AU [3] - yang 500 kali jarak planet terjauh di sistem suria kita - dan sejauh ini cakera keadaan terbesar yang pernah dikesan.
Untuk mengkaji struktur dan sifat cakera, para astronom kemudian beralih ke astronomi radio dan melakukan spektroskopi garis molekul di interferometer IRAM Plateau de Bure dekat Grenoble (Perancis) pada bulan April 2003. Para astronom telah memerhatikan kawasan ini dalam peralihan putaran 12CO , Molekul 13CO dan C18O, dan dalam kontinum bersebelahan pada 3 mm. Resolusi kecepatan masing-masing 0.1 dan 0.2 km / s, dicapai.
Dieter N? Rnberger, anggota pasukan, melihat ini sebagai pengesahan: "Data 13CO kami yang diperoleh dengan IRAM menunjukkan bahawa sistem cakera / sampul perlahan-lahan berputar dengan bahagian barat lautnya menghampiri pemerhati." Lebih dari 30,800 AU, pergeseran halaju 1.7 km / s memang diukur.
Dari pemerhatian ini, menggunakan nilai standard untuk nisbah kelimpahan antara molekul karbon monoksida isotop yang berbeza (12CO dan 13CO) dan untuk faktor penukaran untuk memperoleh ketumpatan hidrogen molekul dari intensiti CO yang diawetkan, para astronom juga dapat memperoleh had bawah yang konservatif untuk jisim cakera 110 jisim suria.
Ini adalah cakera pertambahan paling besar dan terbesar yang pernah diperhatikan secara langsung di sekitar bintang muda yang besar. Cakera siluet terbesar setakat ini dikenali sebagai 114-426 di Orion dan mempunyai diameter sekitar 1,000 AU; namun, bintang pusatnya mungkin merupakan objek berjisim rendah dan bukannya protostar besar. Walaupun terdapat sebilangan kecil calon untuk objek bintang muda besar-besaran (YSO) beberapa di antaranya berkaitan dengan aliran keluar, cakera keadaan terbesar yang hingga kini dikesan di sekitar objek ini mempunyai diameter hanya 130 AU.
Nebula bipolar
Struktur morfologi kedua yang dapat dilihat pada semua gambar di seluruh julat spektrum dari yang dapat dilihat hingga inframerah (0,4 hingga 2,2? M) adalah nebula berbentuk jam pasir yang berserenjang dengan satah cakera.
Ini dipercayai aliran keluar bertenaga yang berasal dari objek besar pusat. Untuk mengesahkan ini, para astronom kembali ke teleskop ESO untuk melakukan pemerhatian spektroskopi. Spektrum optik aliran keluar bipolar diukur pada bulan April / Jun 2003 dengan EFOSC2 di teleskop ESO 3.6 m dan dengan EMMI di ESO 3.5 m NTT, keduanya terletak di La Silla, Chile.
Spektrum yang diperhatikan didominasi oleh garis pelepasan hidrogen (H?), Kalsium (triplet Ca II 849.8, 854.2 dan 866.2 nm), dan helium (He I 667.8 nm). Bagi bintang berjisim rendah, garis-garis ini memberikan bukti tidak langsung untuk pertambahan berterusan dari cakera dalaman ke bintang.
Triplet Ca II juga ditunjukkan sebagai produk penambahan cakera untuk kedua-dua sampel besar protostar jisim rendah dan menengah, masing-masing dikenali sebagai bintang T Tauri dan Herbig Ae / Be. Lebih-lebih lagi, H? garisnya sangat luas dan menunjukkan penyerapan warna biru dalam yang biasanya dikaitkan dengan aliran keluar yang didorong oleh cakera.
Dalam spektrum, banyak garis besi (Fe II) juga diperhatikan, yang mana pergeseran halaju? 120 km / s. Ini adalah bukti yang jelas untuk adanya kejutan dengan halaju lebih dari 50 km / s, oleh itu satu lagi pengesahan hipotesis aliran keluar.
Protostar pusat
Kerana kepupusan berat, sifat objek protostellar yang bertambah, iaitu bintang dalam proses pembentukan, biasanya sukar disimpulkan. Hanya boleh diakses oleh mereka yang terletak di kawasan kejiranan saudara mereka, mis. bersebelahan dengan sekumpulan bintang panas (rujuk ESO PR 15/03). Bintang besar yang sudah berkembang ini merupakan sumber foton bertenaga yang kaya dan menghasilkan angin proton yang kuat (seperti "angin suria" tetapi jauh lebih kuat) yang memberi kesan pada gas antara bintang dan awan debu di sekitarnya. Proses ini boleh menyebabkan penyejatan separa dan penyebaran awan tersebut, sehingga "mengangkat tirai" dan membolehkan kita melihat langsung bintang-bintang muda di wilayah tersebut.
Walau bagaimanapun, untuk semua calon protostellar berjisim tinggi yang berada jauh dari persekitaran yang tidak bermusuhan, tidak ada satu bukti langsung untuk objek pusat (proto-) bintang; begitu juga, asal-usul kilauan - biasanya kira-kira sepuluh ribu cahaya matahari - tidak jelas dan mungkin disebabkan oleh banyak objek atau sekumpulan tertanam.
Cakera baru di M 17 adalah satu-satunya sistem yang menunjukkan objek pusat pada kedudukan yang diharapkan dari bintang pembentuk. Pelepasan 2.2? M relatif padat (240 AU x 450 AU) - terlalu kecil untuk menampung sekumpulan bintang.
Dengan mengandaikan bahawa pelepasan hanya disebabkan oleh bintang, para astronom memperoleh kecerahan inframerah mutlak sekitar K = -2,5 magnitud yang akan sesuai dengan bintang urutan utama sekitar 20 jisim suria. Memandangkan fakta bahawa proses penambahan masih aktif, dan model-model itu meramalkan bahawa sekitar 30-50% bahan keadaan dapat dikumpulkan ke objek pusat, kemungkinan dalam kasus ini sebuah protostar besar sedang dilahirkan.
Pengiraan teori menunjukkan bahawa awan gas awal 60 hingga 120 jisim suria dapat berkembang menjadi bintang kira-kira 30-40 jisim suria sementara jisim yang selebihnya ditolak ke medium antarbintang. Pemerhatian sekarang mungkin yang pertama menunjukkan ini berlaku.
Sumber Asal: Siaran Berita ESO
