Bildnachweis: ESO
Basierend auf einem großen Beobachtungsaufwand mit verschiedenen Teleskopen und Instrumenten, hauptsächlich vom European Southern Observatory (ESO), hat ein Team europäischer Astronomen [1] gezeigt, dass sich im M 17-Nebel ein Stern mit hoher Masse [2] durch Akkretion durch a bildet zirkumstellare Scheibe, dh durch denselben Kanal wie massearme Sterne.
Um zu dieser Schlussfolgerung zu gelangen, drangen die Astronomen mit sehr empfindlichen Infrarotinstrumenten in die südwestliche Molekülwolke von M 17 ein, so dass eine schwache Emission von Gas, das von einer Ansammlung massereicher Sterne erwärmt wurde, die sich teilweise hinter der Molekülwolke befinden, durch die Staub.
Vor dem Hintergrund dieser heißen Region wird eine große undurchsichtige Silhouette, die einer aufgeweiteten Scheibe ähnelt, die fast am Rand zu sehen ist, mit einem sanduhrförmigen Reflexionsnebel in Verbindung gebracht. Dieses System passt perfekt zu einem neu gebildeten Stern mit hoher Masse, der von einer riesigen Akkretionsscheibe umgeben ist und von einem energetischen bipolaren Massenabfluss begleitet wird.
Die neuen Beobachtungen bestätigen neuere theoretische Berechnungen, wonach Sterne, die bis zu 40-mal so massereich sind wie die Sonne, durch dieselben Prozesse gebildet werden können, die bei der Bildung von Sternen kleinerer Massen aktiv sind.
Die Region M 17
Während viele Details im Zusammenhang mit der Bildung und frühen Entwicklung von Sternen mit geringer Masse wie der Sonne inzwischen gut verstanden sind, bleibt das grundlegende Szenario, das zur Bildung von Sternen mit hoher Masse führt [2], immer noch ein Rätsel. Derzeit werden zwei mögliche Szenarien für die Bildung massereicher Sterne untersucht. Im ersten Fall bilden sich solche Sterne durch Anreicherung großer Mengen zirkumstellaren Materials; Der Infall auf den entstehenden Stern variiert mit der Zeit. Eine andere Möglichkeit ist die Bildung durch Kollision (Koaleszenz) von Protosternen mittlerer Massen, wodurch die Sternmasse in „Sprüngen“ erhöht wird.
In ihrem fortwährenden Bestreben, dem Puzzle weitere Teile hinzuzufügen und eine Antwort auf diese grundlegende Frage zu geben, verwendete ein Team europäischer Astronomen [1] eine Batterie von Teleskopen, hauptsächlich an zwei chilenischen Standorten des Europäischen Südobservatoriums, La Silla und Paranal , um den Omega-Nebel unübertroffen zu studieren.
Der Omega-Nebel, der auch als 17. Objekt in der Liste des berühmten französischen Astronomen Charles Messier bekannt ist, d. H. Messier 17 oder M 17, ist eine der bekanntesten Sternentstehungsregionen in unserer Galaxie. Es befindet sich in einer Entfernung von 7.000 Lichtjahren.
M 17 ist - astronomisch gesehen - extrem jung, wie das Vorhandensein einer Ansammlung massereicher Sterne zeigt, die das umgebende Wasserstoffgas ionisieren und eine sogenannte H II -Region bilden. Die Gesamtleuchtkraft dieser Sterne übertrifft die unserer Sonne um fast den Faktor zehn Millionen.
Angrenzend an den südwestlichen Rand der H II -Region befindet sich eine riesige Wolke molekularen Gases, von der angenommen wird, dass sie einen Ort fortschreitender Sternentstehung darstellt. Um nach neu gebildeten massereichen Sternen zu suchen, haben Rolf Chini von der Ruhr-Universität Bochum (Deutschland) und seine Mitarbeiter kürzlich die Grenzfläche zwischen der H II -Region und der Molekülwolke mittels sehr tiefem optischem und infrarotem Licht untersucht Bildgebung zwischen 0,4 und 2,2 um.
Dies wurde mit ISAAC (bei 1,25, 1,65 und 2,2 um) am ESO Very Large Telescope (VLT) auf Cerro Paranal im September 2002 und mit EMMI (bei 0,45, 0,55, 0,8 um) am ESO New Technology Telescope (bei 0,45, 0,55, 0,8 um) durchgeführt. NTT), La Silla, im Juli 2003. Die Bildqualität war durch atmosphärische Turbulenzen begrenzt und variierte zwischen 0,4 und 0,8 Bogensekunden. Das Ergebnis dieser Bemühungen ist in PR Photo 15a / 04 dargestellt.
Rolf Chini freut sich: „Unsere Messungen sind so empfindlich, dass die südwestliche Molekülwolke von M 17 durchdrungen wird und die schwache Nebelemission der H II -Region, die sich teilweise hinter der Molekülwolke befindet, durch den Staub nachgewiesen werden kann. ”
Vor dem Nebelhintergrund der H II -Region ist eine große undurchsichtige Silhouette zu sehen, die mit einem sanduhrförmigen Reflexionsnebel verbunden ist.
Die Silhouette Scheibe
Um eine bessere Sicht auf die Struktur zu erhalten, wandte sich das Astronomenteam dann der Bildgebung mit adaptiver Optik mit dem NAOS-CONICA-Instrument am VLT zu.
Die adaptive Optik ist eine „Wunderwaffe“ in der bodengestützten Astronomie, die es Astronomen ermöglicht, die bildverschmierten Turbulenzen der Erdatmosphäre (vom bloßen Auge als Funkeln der Sterne gesehen) zu „neutralisieren“, so dass viel schärfere Bilder erhalten werden können . Mit NAOS-CONICA auf dem VLT konnten die Astronomen Bilder mit einer Auflösung erhalten, die besser als ein Zehntel des „Sehens“ war, dh wie sie es mit ISAAC beobachten konnten.
PR Photo 15b / 04 zeigt das hochauflösende Nahinfrarotbild (2,2 um), das sie erhalten haben. Es deutet eindeutig darauf hin, dass die Morphologie der Silhouette einer ausgestellten Scheibe ähnelt, die fast am Rand zu sehen ist.
Die Scheibe hat einen Durchmesser von etwa 20.000 AE [3] - das ist das 500-fache der Entfernung des am weitesten entfernten Planeten in unserem Sonnensystem - und ist bei weitem die größte jemals entdeckte zirkumstellare Scheibe.
Um die Struktur und Eigenschaften der Scheiben zu untersuchen, wandten sich die Astronomen der Radioastronomie zu und führten im April 2003 am Interferometer Platam de Bure in der Nähe von Grenoble (Frankreich) eine molekulare Linienspektroskopie durch. Die Astronomen haben die Region in den Rotationsübergängen des 12CO beobachtet 13CO- und C18O-Moleküle und im angrenzenden Kontinuum bei 3 mm. Geschwindigkeitsauflösungen von 0,1 bzw. 0,2 km / s wurden erreicht.
Dieter N? Rnberger, Mitglied des Teams, sieht dies als Bestätigung: „Unsere mit IRAM erhaltenen 13CO-Daten zeigen, dass sich das Scheiben- / Hüllensystem langsam dreht, wobei sich sein nordwestlicher Teil dem Beobachter nähert.“ Über eine Ausdehnung von 30.800 AE wird tatsächlich eine Geschwindigkeitsverschiebung von 1,7 km / s gemessen.
Aus diesen Beobachtungen konnten die Astronomen unter Verwendung von Standardwerten für das Häufigkeitsverhältnis zwischen den verschiedenen Isotopenkohlenmonoxidmolekülen (12CO und 13CO) und für den Umrechnungsfaktor zur Ableitung molekularer Wasserstoffdichten aus den gemessenen CO-Intensitäten auch eine konservative Untergrenze ableiten für die Scheibenmasse von 110 Sonnenmassen.
Dies ist mit Abstand die massereichste und größte Akkretionsscheibe, die jemals direkt um einen jungen massiven Stern herum beobachtet wurde. Die bisher größte Silhouette-Scheibe ist in Orion als 114-426 bekannt und hat einen Durchmesser von etwa 1.000 AE; Sein zentraler Stern ist jedoch wahrscheinlich eher ein Objekt mit geringer Masse als ein massiver Protostern. Obwohl es eine kleine Anzahl von Kandidaten für massive junge Sternobjekte (YSOs) gibt, von denen einige mit Abflüssen verbunden sind, hat die größte zirkumstellare Scheibe, die bisher um diese Objekte herum entdeckt wurde, einen Durchmesser von nur 130 AE.
Der bipolare Nebel
Die zweite morphologische Struktur, die auf allen Bildern über den gesamten Spektralbereich von sichtbar bis infrarot (0,4 bis 2,2 um) sichtbar ist, ist ein sanduhrförmiger Nebel senkrecht zur Ebene der Scheibe.
Es wird angenommen, dass dies ein energetischer Abfluss ist, der vom zentralen massiven Objekt ausgeht. Um dies zu bestätigen, gingen die Astronomen zurück zu den ESO-Teleskopen, um spektroskopische Beobachtungen durchzuführen. Die optischen Spektren des bipolaren Abflusses wurden im April / Juni 2003 mit EFOSC2 am ESO 3,6 m-Teleskop und mit EMMI am ESO 3,5 m NTT, beide in La Silla, Chile, gemessen.
Das beobachtete Spektrum wird von den Emissionslinien von Wasserstoff (H?), Calcium (das Ca II-Triplett 849,8, 854,2 und 866,2 nm) und Helium (He I 667,8 nm) dominiert. Im Fall von Sternen mit geringer Masse liefern diese Linien indirekte Hinweise auf eine anhaltende Akkretion von der inneren Scheibe auf den Stern.
Es wurde auch gezeigt, dass das Ca II -Triplett ein Produkt der Scheibenakkretion sowohl für eine große Probe von Protosternen mit niedriger als auch mittlerer Masse ist, die als T Tauri- bzw. Herbig Ae / Be-Sterne bekannt sind. Darüber hinaus ist die H? Die Linie ist extrem breit und zeigt eine tiefblau verschobene Absorption, die typischerweise mit durch Akkretionsscheiben verursachten Abflüssen verbunden ist.
Im Spektrum wurden auch zahlreiche Eisen (Fe II) -Linien beobachtet, die um? 120 km / s. Dies ist ein klarer Beweis für das Vorhandensein von Stößen mit Geschwindigkeiten von mehr als 50 km / s, was eine weitere Bestätigung der Abflusshypothese darstellt.
Der zentrale Protostern
Aufgrund der starken Auslöschung ist die Natur eines akkretierenden protostellaren Objekts, d. H. Eines Sterns im Entstehungsprozess, normalerweise schwer abzuleiten. Zugänglich sind nur diejenigen, die sich in der Nachbarschaft ihrer älteren Brüder befinden, z. neben einer Ansammlung heißer Sterne (vgl. ESO PR 15/03). Solche bereits entwickelten massiven Sterne sind eine reiche Quelle energetischer Photonen und erzeugen starke Sternwinde von Protonen (wie der „Sonnenwind“, aber viel stärker), die auf die umgebenden interstellaren Gas- und Staubwolken einwirken. Dieser Prozess kann zu einer teilweisen Verdunstung und Zerstreuung dieser Wolken führen, wodurch der Vorhang „aufgehoben“ wird und wir direkt auf junge Sterne in dieser Region schauen können.
Für alle Protostellarkandidaten mit hoher Masse, die sich außerhalb einer solch feindlichen Umgebung befinden, gibt es jedoch keinen einzigen direkten Beweis für ein (proto-) stellares zentrales Objekt. Ebenso ist der Ursprung der Leuchtkraft - typischerweise etwa zehntausend Sonnenlichtstärken - unklar und kann auf mehrere Objekte oder sogar eingebettete Cluster zurückzuführen sein.
Die neue Scheibe in M 17 ist das einzige System, das an der erwarteten Position des sich bildenden Sterns ein zentrales Objekt aufweist. Die 2,2-μm-Emission ist relativ kompakt (240 AU x 450 AU) - zu klein, um eine Gruppe von Sternen aufzunehmen.
Unter der Annahme, dass die Emission ausschließlich auf den Stern zurückzuführen ist, leiten die Astronomen eine absolute Infrarothelligkeit von etwa K = -2,5 Größen ab, was einem Hauptreihenstern von etwa 20 Sonnenmassen entsprechen würde. Angesichts der Tatsache, dass der Akkretionsprozess noch aktiv ist und Modelle vorhersagen, dass etwa 30-50% des zirkumstellaren Materials auf dem zentralen Objekt akkumuliert werden können, ist es im vorliegenden Fall wahrscheinlich, dass derzeit ein massiver Protostern geboren wird.
Theoretische Berechnungen zeigen, dass sich eine anfängliche Gaswolke von 60 bis 120 Sonnenmassen zu einem Stern von ungefähr 30-40 Sonnenmassen entwickeln kann, während die verbleibende Masse in das interstellare Medium verworfen wird. Die vorliegenden Beobachtungen könnten die ersten sein, die dies zeigen.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
