Tín dụng hình ảnh: ESO
Dựa trên một nỗ lực quan sát lớn với các kính thiên văn và dụng cụ khác nhau, chủ yếu từ Đài thiên văn Nam châu Âu (ESO), một nhóm các nhà thiên văn học châu Âu [1] đã chỉ ra rằng trong tinh vân M 17, một ngôi sao có khối lượng lớn [2] hình thành qua sự bồi tụ qua đĩa hoàn cảnh, tức là thông qua cùng một kênh với các ngôi sao có khối lượng thấp.
Để đi đến kết luận này, các nhà thiên văn học đã sử dụng các thiết bị hồng ngoại rất nhạy để xuyên qua đám mây phân tử phía tây nam của M 17 để phát xạ mờ từ khí đốt được đốt nóng bởi một cụm sao lớn, một phần nằm sau đám mây phân tử, có thể được phát hiện qua bụi bặm.
Trong bối cảnh của vùng nóng này, một hình bóng mờ lớn, trông giống như một cái đĩa loe nhìn gần cạnh, được tìm thấy có liên quan đến một tinh vân phản chiếu hình giờ bằng kính. Hệ thống này tuân thủ hoàn hảo với một ngôi sao có khối lượng lớn mới hình thành được bao quanh bởi một đĩa bồi tụ khổng lồ và kèm theo một dòng chảy lưỡng cực tràn đầy năng lượng.
Các quan sát mới chứng thực các tính toán lý thuyết gần đây cho rằng các ngôi sao nặng gấp 40 lần Mặt trời có thể được hình thành bởi cùng các quá trình hoạt động trong quá trình hình thành các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn.
Vùng M 17
Trong khi nhiều chi tiết liên quan đến sự hình thành và tiến hóa sớm của các ngôi sao có khối lượng thấp như Mặt trời hiện đã được hiểu rõ, kịch bản cơ bản dẫn đến sự hình thành của các ngôi sao có khối lượng lớn [2] vẫn còn là một bí ẩn. Hai kịch bản có thể cho sự hình thành của các ngôi sao lớn hiện đang được nghiên cứu. Đầu tiên, những ngôi sao như vậy hình thành bằng cách bồi đắp một lượng lớn vật liệu hoàn cảnh; infall lên ngôi sao non trẻ thay đổi theo thời gian. Một khả năng khác là sự hình thành do sự va chạm (sự kết hợp) của các nguyên mẫu của các khối trung gian, làm tăng khối sao trong các bước nhảy.
Trong cuộc tìm kiếm tiếp tục của họ để thêm nhiều mảnh ghép vào câu đố và giúp đưa ra câu trả lời cho câu hỏi cơ bản này, một nhóm các nhà thiên văn học châu Âu [1] đã sử dụng pin của kính viễn vọng, chủ yếu tại hai địa điểm La Silla và Paranal của Đài thiên văn Nam châu Âu , để nghiên cứu chi tiết vượt trội về tinh vân Omega.
Tinh vân Omega, còn được gọi là vật thể thứ 17 trong danh sách nhà thiên văn học nổi tiếng người Pháp Charles Messier, tức là Messier 17 hoặc M 17, là một trong những khu vực hình thành sao nổi bật nhất trong Thiên hà của chúng ta. Nó nằm ở khoảng cách 7.000 năm ánh sáng.
M 17 cực kỳ trẻ - về mặt thiên văn học - được chứng kiến bởi sự hiện diện của cụm sao có khối lượng lớn làm ion hóa khí hydro xung quanh và tạo ra cái gọi là vùng H II. Tổng độ sáng của những ngôi sao này vượt quá Mặt trời của chúng ta gần gấp 10 triệu.
Liền kề với rìa phía tây nam của khu vực H II, có một đám mây khí phân tử khổng lồ được cho là nơi hình thành sao đang diễn ra. Để tìm kiếm những ngôi sao có khối lượng lớn mới hình thành, Rolf Chini của Ruhr-Universit? T Bochum (Đức) và các cộng tác viên của ông gần đây đã điều tra giao diện giữa vùng H II và đám mây phân tử bằng phương pháp quang học và hồng ngoại rất sâu hình ảnh trong khoảng 0,4 đến 2,2? m.
Điều này đã được thực hiện với ISAAC (ở 1,25, 1,65 và 2,2? M) tại Kính thiên văn rất lớn ESO (VLT) trên Cerro Paranal vào tháng 9 năm 2002 và với EMMI (ở 0,45, 0,55, 0,8? M) tại Kính thiên văn công nghệ mới ESO ( NTT), La Silla, vào tháng 7 năm 2003. Chất lượng hình ảnh bị hạn chế bởi nhiễu loạn khí quyển và dao động trong khoảng 0,4 đến 0,8 arcsec. Kết quả của những nỗ lực này được thể hiện trong PR Photo 15a / 04.
Rolf Chini rất hài lòng: Các phép đo của chúng tôi rất nhạy cảm đến nỗi đám mây phân tử phía tây nam của M 17 bị xuyên thủng và phát xạ tinh vân mờ của vùng H II, một phần nằm sau đám mây phân tử, có thể được phát hiện qua bụi. Giáo dục
Trên nền tinh vân của vùng H II, một hình bóng mờ lớn được nhìn thấy liên quan đến một tinh vân phản chiếu hình đồng hồ cát.
Đĩa hình
Để có được cái nhìn rõ hơn về cấu trúc, nhóm các nhà thiên văn học sau đó đã chuyển sang hình ảnh Quang học Thích nghi bằng cách sử dụng công cụ NAOS-CONICA trên VLT.
Quang học thích nghi là một vũ khí kỳ diệu của người Hồi giáo trong thiên văn học trên mặt đất, cho phép các nhà thiên văn học trung hòa hóa sự hỗn loạn hình ảnh của bầu khí quyển trên mặt đất (được nhìn thấy bởi con mắt không bị che khuất) để có thể thu được hình ảnh sắc nét hơn . Với NAOS-CONICA trên VLT, các nhà thiên văn học đã có thể thu được hình ảnh với độ phân giải tốt hơn một phần mười của chú chó nhìn thấy, đó là, như những gì họ có thể quan sát được với ISAAC.
Ảnh PR 15b / 04 cho thấy hình ảnh cận hồng ngoại có độ phân giải cao (2.2? M) mà họ thu được. Nó rõ ràng gợi ý rằng hình thái của hình bóng giống như một cái đĩa loe, nhìn gần như cạnh.
Đĩa có đường kính khoảng 20.000 AU [3] - gấp 500 lần khoảng cách của hành tinh xa nhất trong hệ mặt trời của chúng ta - và cho đến nay là đĩa hoàn cảnh lớn nhất từng được phát hiện.
Để nghiên cứu cấu trúc và tính chất của đĩa, các nhà thiên văn học sau đó đã chuyển sang thiên văn vô tuyến và tiến hành quang phổ vạch phân tử tại giao thoa kế IRAM Plateau de Bure gần Grenoble (Pháp) vào tháng 4 năm 2003. Các nhà thiên văn học đã quan sát khu vực trong các chuyển động quay của 12CO , Phân tử 13CO và C18O, và trong liên tục liền kề ở mức 3 mm. Độ phân giải vận tốc lần lượt là 0,1 và 0,2 km / s.
Dieter N? Rnberger, thành viên của nhóm, coi đây là một sự xác nhận: Dữ liệu 13CO của chúng tôi thu được bằng IRAM chỉ ra rằng hệ thống đĩa / phong bì quay chậm với phần phía tây bắc của nó tiếp cận người quan sát. Trong phạm vi 30.800 AU, sự thay đổi vận tốc 1,7 km / s thực sự được đo.
Từ những quan sát này, áp dụng các giá trị tiêu chuẩn cho tỷ lệ phong phú giữa các phân tử carbon monoxide đồng vị khác nhau (12CO và 13CO) và cho yếu tố chuyển đổi để lấy được mật độ hydro phân tử từ cường độ CO giả định, các nhà thiên văn học cũng có thể đạt được giới hạn thấp hơn bảo thủ cho khối lượng đĩa 110 khối lượng mặt trời.
Đây là đĩa bồi tụ lớn nhất và lớn nhất từng được quan sát trực tiếp xung quanh một ngôi sao lớn trẻ. Đĩa hình bóng lớn nhất cho đến nay được gọi là 114-426 ở Orion và có đường kính khoảng 1.000 AU; tuy nhiên, ngôi sao trung tâm của nó có khả năng là một vật thể có khối lượng thấp chứ không phải là một nguyên mẫu lớn. Mặc dù có một số ít ứng cử viên cho các vật thể sao trẻ khổng lồ (YSO), một số trong số đó có liên quan đến dòng chảy, nhưng hiện tại đĩa lớn nhất được phát hiện xung quanh các vật thể này có đường kính chỉ 130 AU.
Tinh vân lưỡng cực
Cấu trúc hình thái thứ hai có thể nhìn thấy trên tất cả các hình ảnh trong toàn bộ dải phổ từ nhìn thấy đến hồng ngoại (0,4 đến 2,2? M) là một tinh vân hình đồng hồ cát vuông góc với mặt phẳng của đĩa.
Đây được cho là một dòng chảy tràn đầy năng lượng đến từ vật thể lớn trung tâm. Để xác nhận điều này, các nhà thiên văn học đã quay lại kính viễn vọng ESO để thực hiện các quan sát quang phổ. Phổ quang học của dòng chảy lưỡng cực được đo vào tháng 4 / 6/2003 với EFOSC2 tại kính viễn vọng ESO 3,6 m và với EMMI tại ESO 3,5 m NTT, cả hai đều nằm trên La Silla, Chile.
Phổ quan sát được chi phối bởi các vạch phát xạ của hydro (H?), Canxi (bộ ba Ca II 849.8, 854.2 và 866.2nm) và helium (He I 667.8 nm). Trong trường hợp các ngôi sao có khối lượng thấp, các đường này cung cấp bằng chứng gián tiếp cho sự bồi tụ liên tục từ đĩa bên trong lên ngôi sao.
Bộ ba Ca II cũng được chứng minh là một sản phẩm của sự bồi tụ đĩa cho cả một mẫu lớn của các nguyên mẫu khối lượng thấp và trung bình, được gọi là sao T Tauri và Herbig Ae / Be. Hơn nữa, H? đường cực rộng và cho thấy sự hấp thụ dịch chuyển màu xanh đậm thường đi kèm với dòng chảy ra theo hướng bồi tụ.
Trong quang phổ, nhiều dòng sắt (Fe II) cũng được quan sát thấy, chúng bị dịch chuyển bởi? 120 km / s. Đây là bằng chứng rõ ràng cho sự tồn tại của các cú sốc với vận tốc hơn 50 km / s, do đó một xác nhận khác về giả thuyết dòng chảy.
Trung tâm bảo vệ
Do sự tuyệt chủng nặng nề, bản chất của một vật thể sao chính đang bồi đắp, tức là một ngôi sao trong quá trình hình thành, thường rất khó để suy ra. Chỉ có thể truy cập chỉ là những người nằm trong khu phố của anh em lớn tuổi của họ, ví dụ: bên cạnh cụm sao nóng (xem ESO PR 15/03). Những ngôi sao khổng lồ đã phát triển như vậy là một nguồn photon năng lượng phong phú và tạo ra những luồng gió sao mạnh mẽ (như gió mặt trời của Hồi nhưng mạnh hơn nhiều) tác động lên các đám mây khí và bụi liên sao xung quanh. Quá trình này có thể dẫn đến sự bốc hơi và phân tán một phần của những đám mây đó, do đó, việc nâng màn rèm và cho phép chúng ta nhìn thẳng vào các ngôi sao trẻ trong khu vực đó.
Tuy nhiên, đối với tất cả các ứng cử viên tiền vệ có khối lượng lớn nằm cách xa môi trường thù địch như vậy, không có bằng chứng trực tiếp nào cho một vật thể trung tâm (proto-); tương tự như vậy, nguồn gốc của độ sáng - thường là khoảng mười nghìn độ sáng mặt trời - không rõ ràng và có thể là do nhiều vật thể hoặc thậm chí là các cụm nhúng.
Đĩa mới trong M 17 là hệ thống duy nhất thể hiện một vật thể trung tâm tại vị trí dự kiến của ngôi sao hình thành. Phát xạ 2,2 m tương đối nhỏ gọn (240 AU x 450 AU) - quá nhỏ để chứa một cụm sao.
Giả sử rằng sự phát xạ chỉ là do ngôi sao, các nhà thiên văn học thu được độ sáng hồng ngoại tuyệt đối với khoảng K = -2,5 độ lớn tương ứng với một ngôi sao dãy chính gồm khoảng 20 khối lượng mặt trời. Với thực tế là quá trình bồi tụ vẫn còn hoạt động và các mô hình dự đoán rằng khoảng 30-50% nguyên liệu hoàn cảnh có thể được tích lũy vào vật thể trung tâm, có khả năng trong trường hợp hiện tại, một nguyên mẫu lớn hiện đang được sinh ra.
Tính toán lý thuyết cho thấy một đám mây khí ban đầu có khối lượng từ 60 đến 120 khối lượng mặt trời có thể phát triển thành một ngôi sao có khối lượng khoảng 30-40 khối lượng mặt trời trong khi khối lượng còn lại bị từ chối vào môi trường liên sao. Các quan sát hiện tại có thể là người đầu tiên cho thấy điều này xảy ra.
Nguồn gốc: ESO News Release
