حقوق الصورة: ESO
استنادًا إلى جهد رصد كبير باستخدام تلسكوبات وأدوات مختلفة ، معظمها من المرصد الجنوبي الأوروبي (ESO) ، أظهر فريق من علماء الفلك الأوروبيين [1] أنه في سديم M 17 يتكون نجم عالي الكتلة [2] عن طريق التراكم من خلال القرص المحيطي ، أي من خلال نفس القناة مثل النجوم ذات الكتلة المنخفضة.
للوصول إلى هذا الاستنتاج ، استخدم الفلكيون أدوات الأشعة تحت الحمراء الحساسة للغاية لاختراق السحابة الجزيئية الجنوبية الغربية لـ M 17 بحيث يمكن اكتشاف الانبعاث الخافت من الغاز الذي يتم تسخينه بواسطة مجموعة من النجوم الضخمة ، التي تقع جزئيًا خلف السحابة الجزيئية ، من خلال غبار.
على خلفية هذه المنطقة الحارة ، تم العثور على صورة ظلية غير شفافة كبيرة ، تشبه قرصًا متوهجًا يشبه الحافة تقريبًا ، مرتبطة بسديم انعكاس على شكل ساعة زجاجية. يتوافق هذا النظام تمامًا مع نجم عالي الكتلة حديث التكوين محاطًا بقرص تنامي ضخم ويرافقه تدفق نشط لقطبي ثنائي القطب.
تؤكد الملاحظات الجديدة الحسابات النظرية الأخيرة التي تدعي أن النجوم التي تصل إلى 40 مرة أكبر من الشمس يمكن أن تتشكل من خلال نفس العمليات التي تكون نشطة أثناء تكوين نجوم من كتل أصغر.
منطقة م 17
في حين أن العديد من التفاصيل المتعلقة بتكوين النجوم منخفضة الكتلة وتطورها المبكر مثل الشمس أصبحت مفهومة جيدًا ، فإن السيناريو الأساسي الذي يؤدي إلى تكوين النجوم عالية الكتلة [2] لا يزال غامضًا. تجري دراسة سيناريوهين محتملين لتكوين النجوم الضخمة. في المقام الأول ، تتشكل مثل هذه النجوم من خلال تراكم كميات كبيرة من المواد المحيطة. يختلف التلصيق بالنجم الوليد مع مرور الوقت. الاحتمال الآخر هو تشكيل تصادم (اندماج) البروستار من الكتل المتوسطة ، وزيادة الكتلة النجمية في "القفزات".
في سعيهم المستمر لإضافة المزيد من القطع إلى اللغز والمساعدة في تقديم إجابة على هذا السؤال الأساسي ، استخدم فريق من علماء الفلك الأوروبيين [1] بطارية من المقاريب ، معظمها في اثنين من مواقع المرصد الجنوبي الأوروبية لا سيلا و بارانال لدراسة سديم أوميغا بتفاصيل غير مسبوقة.
سديم أوميغا ، والمعروف أيضًا باسم الكائن السابع عشر في قائمة عالم الفلك الفرنسي الشهير تشارلز ميسييه ، أي ميسي 17 أو إم 17 ، هي واحدة من أبرز مناطق تشكيل النجوم في مجرتنا. تقع على مسافة 7000 سنة ضوئية.
إن M 17 صغير للغاية - من الناحية الفلكية - كما يتضح من وجود مجموعة من النجوم عالية الكتلة التي تؤين غاز الهيدروجين المحيط وتخلق ما يسمى بمنطقة H II. يتجاوز السطوع الكلي لهذه النجوم تلك الموجودة في شمسنا بما يقرب من عشرة ملايين عامل.
بجوار الحافة الجنوبية الغربية لمنطقة H II ، هناك سحابة ضخمة من الغاز الجزيئي يعتقد أنها موقع لتشكيل النجوم المستمر. من أجل البحث عن النجوم عالية الكتلة التي تم تشكيلها حديثًا ، قام رولف تشيني من جامعة Ruhr-Universit؟ t Bochum (ألمانيا) ومعاونيه بالتحقيق مؤخرًا في الواجهة بين منطقة H II والسحابة الجزيئية عن طريق بصري عميق للغاية والأشعة تحت الحمراء التصوير بين 0.4 و 2.2؟ م.
تم ذلك مع ISAAC (عند 1.25 و 1.65 و 2.2؟ م) في تلسكوب ESO الكبير جدًا (VLT) على سيرو بارانال في سبتمبر 2002 ومع EMMI (في 0.45 ، 0.55 ، 0.8؟ م) في تلسكوب ESO للتكنولوجيا الجديدة ( NTT) ، لا سيلا ، في يوليو 2003. كانت جودة الصورة محدودة بسبب الاضطراب الجوي وتراوحت بين 0.4 و 0.8 قوس قوسي. تظهر نتيجة هذه الجهود في PR Photo 15a / 04.
يسر رولف تشيني: "قياساتنا حساسة للغاية لدرجة أنه تم اختراق السحابة الجزيئية الجنوبية الغربية لـ M 17 ويمكن اكتشاف الانبعاث الضبابي الخافت لمنطقة H II ، التي تقع جزئيًا خلف السحابة الجزيئية ، من خلال الغبار. "
على خلفية السديم لمنطقة H II ، تظهر صورة ظلية غير شفافة كبيرة مرتبطة بسديم انعكاسي على شكل الساعة الرملية.
قرص الصورة الظلية
للحصول على رؤية أفضل للهيكل ، لجأ فريق الفلكيين إلى التصوير البصري التكيفي باستخدام أداة NAOS-CONICA على VLT.
البصريات التكيفية هي "سلاح عجيب" في علم الفلك القائم على الأرض ، مما يسمح للفلكيين "بتحييد" اضطراب تلطخ الصورة في الغلاف الجوي الأرضي (ينظر إليه بالعين المجردة على أنها وميض النجوم) بحيث يمكن الحصول على صور أكثر وضوحًا . من خلال NAOS-CONICA على VLT ، تمكن الفلكيون من الحصول على صور بدقة أفضل من عُشر "الرؤية" ، أي ما يمكنهم ملاحظته مع ISAAC.
تظهر صورة PR 15b / 04 الصورة عالية الدقة القريبة من الأشعة تحت الحمراء (2.2؟ م) التي حصلوا عليها. تشير بوضوح إلى أن شكل الصورة الظلية يشبه القرص المتوهج ، الذي يُرى على الحافة تقريبًا.
يبلغ قطر القرص حوالي 20000 AU [3] - وهو 500 ضعف مسافة أبعد كوكب في نظامنا الشمسي - وهو أكبر قرص تم اكتشافه على الإطلاق.
لدراسة بنية القرص وخصائصه ، تحول الفلكيون بعد ذلك إلى علم الفلك الراديوي وأجروا التحليل الطيفي للخط الجزيئي في مقياس تداخل IRAM Plateau de Bure بالقرب من غرونوبل (فرنسا) في أبريل 2003. وقد لاحظ الفلكيون المنطقة في التحولات الدورانية لـ 12CO ، جزيئات 13CO و C18O ، وفي السلسلة المجاورة المجاورة عند 3 مم. تم تحقيق استبانات سرعة تبلغ 0.1 و 0.2 كم / ثانية على التوالي.
يرى ديتر نونبرغر ، عضو الفريق ، هذا تأكيدًا: "تشير بيانات 13CO التي تم الحصول عليها مع IRAM إلى أن نظام القرص / المغلف يدور ببطء مع اقتراب الجزء الشمالي الغربي من المراقب". على مدى 30،800 AU ، يتم قياس تغير السرعة بمقدار 1.7 كم / ثانية بالفعل.
من هذه الملاحظات ، باعتماد القيم القياسية لنسبة الوفرة بين جزيئات أول أكسيد الكربون النظائرية المختلفة (12CO و 13CO) وعامل التحويل لاشتقاق كثافة الهيدروجين الجزيئي من شدة CO المتوسطة ، تمكن الفلكيون أيضًا من اشتقاق حد أدنى محافظ لكتلة القرص 110 كتلة شمسية.
هذا هو إلى حد بعيد أكبر قرص تنامي أكبر وأكبر لوحظ على الإطلاق حول نجم ضخم. يُعرف أكبر قرص خيال حتى الآن بـ 114-426 في Orion ويبلغ قطره حوالي 1000 AU ؛ ومع ذلك ، من المرجح أن يكون نجمها المركزي جسمًا منخفض الكتلة بدلاً من بروتوستار ضخم. على الرغم من وجود عدد صغير من المرشحين للأجسام النجمية الشابة الضخمة (YSOs) التي يرتبط بعضها بالتدفقات الخارجية ، فإن قطر القرص المحيطي الأكبر الذي تم اكتشافه حتى الآن حول هذه الأشياء يبلغ قطره 130 AU فقط.
السديم ثنائي القطب
البنية المورفولوجية الثانية التي تظهر على جميع الصور في جميع أنحاء النطاق الطيفي الكامل من المرئي إلى الأشعة تحت الحمراء (0.4 إلى 2.2؟ م) هي سديم على شكل الساعة الرملية متعامد على مستوى القرص.
ويعتقد أن هذا تدفق نشط قادم من الجسم المركزي الضخم. وللتأكيد على ذلك ، عاد الفلكيون إلى مقاريب ESO لإجراء عمليات رصد طيفية. تم قياس الأطياف الضوئية للتدفق الثنائي القطب في أبريل / يونيو 2003 باستخدام EFOSC2 في تلسكوب ESO 3.6 m ومع EMMI في ESO 3.5 m NTT ، وكلاهما يقع في لا سيلا ، تشيلي.
ويهيمن على الطيف المرصود خطوط انبعاث الهيدروجين (H؟) والكالسيوم (Ca II triplet 849.8 و 854.2 و 866.2 نانومتر) والهيليوم (He I 667.8 nm). في حالة النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، تقدم هذه الخطوط دليلاً غير مباشر على التراكم المستمر من القرص الداخلي على النجم.
كما أظهر ثلاثي Ca II أنه منتج لتراكم القرص لكل من عينة كبيرة من البروتوستار ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة ، والمعروفة باسم T Tauri و Herbig Ae / Be stars ، على التوالي. علاوة على ذلك ، H؟ الخط واسع للغاية ويظهر امتصاصًا عميقًا أزرق اللون مرتبطًا عادةً بالتدفقات الخارجة بواسطة قرص التنامي.
في الطيف ، تمت ملاحظة العديد من خطوط الحديد (Fe II) ، والتي يتم تغيير السرعة بها؟ 120 كم / ثانية. هذا دليل واضح على وجود صدمات بسرعات تزيد عن 50 كم / ثانية ، وبالتالي تأكيد آخر على فرضية التدفق.
البروستار المركزي
بسبب الانقراض الشديد ، عادة ما يكون من الصعب الاستدلال على طبيعة جسم البروتستيل المتراكم ، أي نجم في عملية التكوين. يمكن الوصول إليها فقط تلك الموجودة في حي إخوانهم الأكبر سنًا ، على سبيل المثال بجوار مجموعة من النجوم الساخنة (راجع ESO PR 15/03). مثل هذه النجوم الضخمة التي تم تطويرها بالفعل هي مصدر غني بالفوتونات النشطة وتنتج رياحًا نجميًا قوية من البروتونات (مثل "الرياح الشمسية" ولكنها أقوى بكثير) والتي تؤثر على الغاز بين النجوم وسحب الغبار. قد تؤدي هذه العملية إلى التبخر الجزئي وتشتت تلك السحب ، وبالتالي "رفع الستارة" والسماح لنا بالنظر مباشرة إلى النجوم الصغيرة في تلك المنطقة.
ومع ذلك ، بالنسبة لجميع المرشحين البدائيين عالي الكتلة الموجود بعيدًا عن مثل هذه البيئة المعادية ، لا يوجد دليل مباشر واحد على جسم مركزي نجمي (أولي) ؛ وبالمثل ، فإن أصل اللمعان - عادة حوالي عشرة آلاف من اللمعان الشمسي - غير واضح وقد يكون ناتجًا عن عدة أجسام أو حتى عناقيد مدمجة.
القرص الجديد في M 17 هو النظام الوحيد الذي يعرض كائنًا مركزيًا في الموضع المتوقع للنجم المشكل. انبعاث 2.2 ميكرومتر صغير نسبيًا (240 AU x 450 AU) - صغير جدًا لاستضافة مجموعة من النجوم.
بافتراض أن الانبعاث يرجع فقط إلى النجم ، فإن الفلكيين يستمدون سطوعًا مطلقًا للأشعة تحت الحمراء يبلغ حوالي K = -2.5 مقادير مما يتوافق مع نجم تسلسل رئيسي يبلغ حوالي 20 كتلة شمسية. بالنظر إلى حقيقة أن عملية التراكم لا تزال نشطة ، وأن النماذج تتنبأ بأنه يمكن تراكم حوالي 30-50 ٪ من المادة المحيطية على الجسم المركزي ، فمن المحتمل أنه في هذه الحالة يولد حاليًا بروتوستار ضخم.
تظهر الحسابات النظرية أن سحابة غازية أولية من 60 إلى 120 كتلة شمسية قد تتطور إلى نجم من 30 إلى 40 كتلة شمسية تقريبًا بينما يتم رفض الكتلة المتبقية في الوسط النجمي. قد تكون الملاحظات الحالية أول من يظهر هذا الأمر.
المصدر الأصلي: ESO News Release
