이미지 크레디트 : ESO
유럽 망원경 관측소 (European Southern Observatory, ESO)의 다양한 망원경과기구를 이용한 대규모 관측 노력을 바탕으로 유럽 천문학 자 팀 [1]은 M 17 성운에서 높은 질량의 별 (2)이 우주 별 디스크, 즉 저 질량 별과 동일한 채널을 통해.
이 결론에 도달하기 위해 천문학 자들은 매우 민감한 적외선 기기를 사용하여 M17의 남서쪽 분자 구름에 침투하여 분자 구름 뒤에 부분적으로 위치한 거대한 별 무리에 의해 가열 된 가스에서 희미한 방출을 탐지 할 수있었습니다. 먼지.
이 뜨거운 지역의 배경에 대해 거의 불투명 한 플레어 디스크와 유사한 커다란 불투명 한 실루엣이 모래 시계 모양의 반사 성운과 관련이있는 것으로 밝혀졌습니다. 이 시스템은 거대한 가속 디스크로 둘러싸여 있고 활력있는 바이폴라 질량 유출과 함께 새로 형성된 고 질량 별을 완벽하게 준수합니다.
새로운 관측 결과는 태양보다 최대 40 배 더 큰 별들이 더 작은 질량의 별을 형성하는 동안 활성화 된 동일한 과정에 의해 형성 될 수 있다고 주장하는 최근의 이론적 계산을 뒷받침합니다.
M 17 지역
태양과 같은 저 질량 별들의 형성과 초기 진화와 관련된 많은 세부 사항들이 이제 잘 이해되고 있지만, 고 질량 별들의 형성으로 이어지는 기본 시나리오 [2]는 여전히 미스터리로 남아있다. 거대한 별 형성에 대한 두 가지 가능한 시나리오가 현재 연구되고 있습니다. 첫 번째로, 그러한 별들은 많은 양의 주변 환경 물질의 축적에 의해 형성됩니다. 초기 스타로의 유입은 시간에 따라 다릅니다. 또 다른 가능성은 중간 덩어리의 프로토 스타 (protostar)의 충돌 (coalescence)에 의한 형성으로,“점프 (jumps)”에서 별 질량을 증가시킵니다.
유럽 천문학 자 팀은 [1] 유럽 남부 천문대 칠레의 라 신라 (La Silla)와 파라 날 (Paranal) 두 곳에서 망원경 배터리를 사용했다. , 탁월한 오메가 성운을 연구합니다.
유명한 프랑스 천문학 자 찰스 메시에, 즉 메시에 17 또는 M 17의 목록에서 17 번째로 알려진 오메가 성운은 우리 은하계에서 가장 눈에 띄는 별 형성 지역 중 하나입니다. 그것은 7,000 광년 거리에 위치하고 있습니다.
M 17은 천문학적 측면에서 매우 젊으 며, 주변 수소 가스를 이온화하고 소위 H II 영역을 생성하는 대량의 별들이 존재한다는 사실에서 알 수 있습니다. 이 별들의 총 광도는 태양의 태양보다 거의 천만 배가 넘습니다.
H II 지역의 남서쪽 가장자리에 인접 해있는 거대한 분자 가스 구름이 있는데, 이는 계속해서 별이 형성되는 장소로 여겨진다. Ruhr-Universit? t Bochum (독일)의 Rolf Chini는 새로 형성되는 대량의 별을 찾기 위해 최근 매우 깊은 광학 및 적외선을 사용하여 H II 영역과 분자 구름 사이의 인터페이스를 조사했습니다. 0.4 내지 2.2 ㎛의 이미징.
이것은 2002 년 9 월 Cernal Paranal의 ESO VLT (ISA Large Large Telescope)에서 ISAAC (1.25, 1.65 및 2.2μm)와 ESO New Technology Telescope (EMC (0.45, 0.55, 0.8μm))에서 수행되었습니다 ( NTT), La Silla, 2003 년 7 월. 이미지 품질은 대기 난류에 의해 제한되었으며 0.4에서 0.8 arcsec 사이에서 변했습니다. 이러한 노력의 결과는 PR Photo 15a / 04에 나와 있습니다.
Rolf Chini는 다음과 같이 기쁘게 생각합니다.“우리의 측정은 M 17의 남서쪽 분자 구름이 침투하여 분자 구름 뒤에 부분적으로 위치한 H II 영역의 희미한 성운 방출이 먼지를 통해 감지 될 수있을 정도로 민감합니다. "
H II 영역의 성운 배경에 대해 모래 시계 모양의 반사 성운과 관련된 큰 불투명 한 실루엣이 보입니다.
실루엣 디스크
구조의 더 나은 시야를 얻기 위해 천문학 자 팀은 VLT의 NAOS-CONICA 기기를 사용하여 적응 형 광학 이미징으로 전환했습니다.
어댑티브 옵틱스는 지상 천문학에서 "원더-무기"로, 천문학 자들이 지구 별 분위기의 이미지가 흔들리는 난류를 "중화"(별이 반짝 반짝 빛나는 것으로 보임)로 훨씬 더 선명한 이미지를 얻을 수 있습니다. . VLT에 NAOS-CONICA를 사용하면 천문학 자들은“보기”의 10 분의 1보다 더 나은 해상도, 즉 ISAAC로 관찰 할 수있는 이미지를 얻을 수있었습니다.
PR Photo 15b / 04는 그들이 획득 한 고해상도 근적외선 (2.2μm) 이미지를 보여줍니다. 그것은 실루엣의 형태가 거의 가장자리에서 볼 수있는 플레어 디스크와 유사하다는 것을 분명히 암시합니다.
이 디스크의 지름은 약 20,000 AU [3]입니다. 이것은 태양계에서 가장 먼 행성의 거리의 500 배이며, 지금까지 감지 된 가장 큰 주변 행성입니다.
디스크 구조와 특성을 연구하기 위해, 천문학 자들은 2003 년 4 월 프랑스 그르노블 (Grenoble) 근처의 IRAM Plateau de Bure 간섭계에서 전파 천문학으로 전환하고 분자선 분광법을 수행했습니다. 천문학 자들은 12CO의 회전 천이 영역을 관찰했습니다 , 13CO 및 C18O 분자, 및 3mm에서 인접한 연속체. 각각 0.1 및 0.2 km / s의 속도 분해능이 달성되었습니다.
팀원 인 Dieter N? rnberger는 이것을 확인으로보고있다.“IRAM으로 얻은 13CO 데이터는 디스크 / 봉투 시스템이 관찰자에게 접근하는 북서쪽 부분으로 천천히 회전한다는 것을 나타냅니다.” 30,800 AU의 범위에서 1.7km / s의 속도 이동이 실제로 측정됩니다.
이러한 관찰로부터, 상이한 동위 원소 일산화탄소 분자 (12CO 및 13CO) 사이의 존재비 및 측정 된 CO 강도로부터 분자 수소 밀도를 유도하기위한 전환 계수에 대한 표준 값을 채택함으로써, 천문학자는 또한 보수적 인 하한을 도출 할 수 있었다 110 태양 질량의 디스크 질량.
이것은 젊고 거대한 별 주위에서 직접 관찰 된 가장 크고 가장 큰 누적 디스크입니다. 지금까지 가장 큰 실루엣 디스크는 오리온에서 114-426으로 알려져 있으며 직경은 약 1,000AU입니다. 그러나 중심 별은 거대한 프로토 스타가 아닌 질량이 낮은 물체 일 가능성이 큽니다. 비록 대규모 유성 천체 (YSO)에 대한 후보자가 적지 만 그 중 일부는 유출과 관련이 있지만, 지금까지이 물체 주변에서 감지 된 가장 큰 주변 성상 디스크는 지름이 130AU에 불과합니다.
양극 성운
가시 광선에서 적외선 (0.4 ~ 2.2μm)까지의 전체 스펙트럼 범위에 걸쳐 모든 이미지에서 볼 수있는 두 번째 형태 학적 구조는 디스크 평면에 수직 인 모래 시계 모양의 성운입니다.
이것은 중심의 거대한 물체에서 나오는 활기찬 유출로 여겨집니다. 이를 확인하기 위해 천문학 자들은 ESO 망원경으로 돌아와 분광 관측을 수행했습니다. 양극성 유출의 광학 스펙트럼은 2003 년 4 월 / 6 월에 ESO 3.6m 망원경에서 EFOSC2로, 칠레 La Silla에 위치한 ESO 3.5m NTT에서 EMMI로 측정되었습니다.
관찰 된 스펙트럼은 수소 (Hβ), 칼슘 (Ca II 삼중 항 849.8, 854.2 및 866.2 nm) 및 헬륨 (He I 667.8 nm)의 방출 라인에 의해 지배된다. 질량이 적은 별의 경우,이 선은 내부 디스크에서 별에 대한 지속적인 진행에 대한 간접적 인 증거를 제공합니다.
Ca II 삼중 항은 각각 T Tauri와 Herbig Ae / Be 스타로 알려진 저 질량 및 중간 질량 프로토 스타의 큰 샘플에 대한 디스크 누적의 산물 인 것으로 나타났습니다. 게다가, H? 라인은 매우 넓으며 일반적으로 accretion disc-driven outflows와 관련된 깊고 푸른 이동 흡수를 보여줍니다.
스펙트럼에서, 많은 철 (Fe II) 라인이 또한 관찰되었으며, 이는 철에 의해 속도-이동된다. 120km / s 이것은 50km / s 이상의 속도로 충격이 존재한다는 증거이며, 따라서 유출 가설을 다시 한 번 확인할 수 있습니다.
중앙 프로토 스타
멸종이 심해 져서, 별 모양의 대상, 즉 형성 과정의 별의 특성은 일반적으로 추론하기 어렵다. 예를 들어 장로 형제들 근처에있는 사람들 만 접근 할 수 있습니다 뜨거운 별 무리 옆 (참조, ESO PR 15/03). 이러한 이미 진화 된 거대한 별들은 에너지가 풍부한 광자의 원천이며 주변 성간 가스와 먼지 구름에 영향을주는 강력한 "양성 바람과 같은 강한 양성자 바람"을 생성합니다. 이 과정은 구름의 부분 증발과 분산으로 이어질 수 있으며, 따라서“커튼을 들어 올리고”우리가 그 지역의 어린 별을 직접 볼 수있게합니다.
그러나, 그러한 적대적인 환경에서 멀리 떨어진 모든 대량의 원 스텔라 후보들에 대해서는 (원) 스텔라 중심 물체에 대한 하나의 직접적인 증거는 없다. 마찬가지로, 광도의 기원 (일반적으로 약 10 만 개의 태양 광도)은 불분명하며 여러 객체 또는 심지어 내장 된 클러스터로 인한 것일 수 있습니다.
M17의 새로운 디스크는 성형 별의 예상 위치에 중심 물체를 나타내는 유일한 시스템입니다. 2.2μm 방출은 상대적으로 콤팩트하며 (240AU x 450AU) 너무 작아서 별 무리를 수용 할 수 없습니다.
방출이 별에만 기인한다고 가정하면, 천문학 자들은 약 20 태양 질량의 주 계열 별에 해당하는 약 K = -2.5 크기의 절대적 적외선 밝기를 유도합니다. accretion 프로세스가 여전히 활성화되어 있고 모델이 주변 물체의 약 30-50 %가 중심 물체에 축적 될 수 있다고 예측한다는 사실을 고려할 때, 현재의 경우 거대한 프로토 스타가 태어날 가능성이 높습니다.
이론적 인 계산에 따르면 60 ~ 120 태양 질량의 초기 가스 구름은 약 30-40 태양 질량의별로 진화하는 반면 나머지 질량은 성간 매체로 거부됩니다. 현재의 관측은 이런 일이 가장 먼저 일어날 수 있습니다.
원본 출처 : ESO 뉴스 릴리스
