Kredit gambar: ESO
Berdasarkan upaya pengamatan besar dengan teleskop dan instrumen yang berbeda, sebagian besar dari European Southern Observatory (ESO), tim astronom Eropa [1] telah menunjukkan bahwa dalam nebula M 17 bintang bermassa tinggi [2] terbentuk melalui akresi melalui cakram circumstellar, yaitu melalui saluran yang sama dengan bintang bermassa rendah.
Untuk mencapai kesimpulan ini, para astronom menggunakan instrumen inframerah yang sangat sensitif untuk menembus awan molekul selatan-barat M 17 sehingga emisi samar dari gas yang dipanaskan oleh sekelompok bintang masif, sebagian terletak di belakang awan molekul, dapat dideteksi melalui debu.
Terhadap latar belakang wilayah panas ini, sebuah siluet buram besar, yang menyerupai cakram menyala terlihat hampir ujung-atas, ditemukan terkait dengan nebula pantulan berbentuk kaca. Sistem ini sesuai sempurna dengan bintang bermassa tinggi yang baru terbentuk yang dikelilingi oleh piringan akresi besar dan disertai dengan aliran massa bipolar yang energik.
Pengamatan baru menguatkan perhitungan teoritis baru-baru ini yang mengklaim bahwa bintang hingga 40 kali lebih besar dari Matahari dapat dibentuk oleh proses yang sama yang aktif selama pembentukan bintang dengan massa yang lebih kecil.
Wilayah M 17
Sementara banyak detail terkait dengan pembentukan dan evolusi awal bintang bermassa rendah seperti Matahari sekarang dipahami dengan baik, skenario dasar yang mengarah pada pembentukan bintang bermassa tinggi [2] masih tetap menjadi misteri. Dua skenario yang mungkin untuk pembentukan bintang masif saat ini sedang dipelajari. Pada awalnya, bintang-bintang seperti itu terbentuk dengan pertambahan sejumlah besar bahan circumstellar; infall ke bintang yang baru lahir bervariasi dengan waktu. Kemungkinan lain adalah pembentukan oleh tabrakan (perpaduan) dari protostars massa menengah, yang meningkatkan massa bintang dalam "lompatan".
Dalam pencarian mereka yang terus menerus untuk menambahkan lebih banyak potongan ke teka-teki dan membantu memberikan jawaban untuk pertanyaan mendasar ini, tim astronom Eropa [1] menggunakan baterai teleskop, sebagian besar di dua situs Chili Observatorium Eropa Selatan La Silla dan Paranal , untuk mempelajari secara terperinci nebula Omega.
Nebula Omega, juga dikenal sebagai objek ke-17 dalam daftar astronom Prancis terkenal Charles Messier, mis. Messier 17 atau M 17, adalah salah satu daerah pembentuk bintang paling menonjol di Galaksi kita. Itu terletak pada jarak 7.000 tahun cahaya.
M 17 sangat muda - dalam istilah astronomi - sebagaimana disaksikan oleh sekelompok gugus bintang bermassa tinggi yang mengionisasi gas hidrogen di sekitarnya dan menciptakan apa yang disebut daerah H II. Total luminositas bintang-bintang ini melebihi Matahari kita hampir sepuluh faktor.
Bersebelahan dengan tepi barat daya wilayah H II, ada awan besar gas molekuler yang diyakini sebagai situs pembentukan bintang yang sedang berlangsung. Untuk mencari bintang bermassa tinggi yang baru terbentuk, Rolf Chini dari Ruhr-Universit? T Bochum (Jerman) dan kolaboratornya baru-baru ini menyelidiki antarmuka antara wilayah H II dan awan molekul dengan menggunakan optik dan inframerah yang sangat dalam. pencitraan antara 0,4 dan 2,2? m.
Ini dilakukan dengan ISAAC (pada 1,25, 1,65 dan 2,2? M) di ESO Very Large Telescope (VLT) pada Cerro Paranal pada September 2002 dan dengan EMMI (pada 0,45, 0,55, 0,8? M) di ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, pada bulan Juli 2003. Kualitas gambar dibatasi oleh turbulensi atmosfer dan bervariasi antara 0,4 dan 0,8 arcsec. Hasil dari upaya ini ditunjukkan dalam PR Foto 15a / 04.
Rolf Chini senang: "Pengukuran kami sangat sensitif sehingga awan molekul selatan-barat M 17 ditembus dan emisi nebular samar kawasan H II, yang sebagian terletak di belakang awan molekul, dapat dideteksi melalui debu. ”
Terhadap latar belakang nebula dari daerah H II, siluet besar terlihat terkait dengan nebula refleksi berbentuk jam pasir.
Disk siluet
Untuk mendapatkan tampilan yang lebih baik dari struktur, tim astronom beralih ke pencitraan Optik Adaptif menggunakan instrumen NAOS-CONICA pada VLT.
Optik adaptif adalah "senjata ajaib" dalam astronomi berbasis darat, yang memungkinkan para astronom untuk "menetralkan" turbulensi pencemaran atmosfer atmosfer terestrial (dilihat oleh mata tanpa bantuan sebagai kedipan bintang) sehingga banyak gambar yang lebih tajam dapat diperoleh . Dengan NAOS-CONICA pada VLT, para astronom dapat memperoleh gambar dengan resolusi lebih baik dari sepersepuluh "melihat", yaitu, seperti apa yang dapat mereka amati dengan ISAAC.
Foto PR 15b / 04 menunjukkan gambar resolusi tinggi dekat-inframerah (2,2? M) yang mereka peroleh. Ini jelas menunjukkan bahwa morfologi siluet menyerupai cakram menyala, terlihat hampir edge-on.
Piringan ini memiliki diameter sekitar 20.000 AU [3] - yang berjarak 500 kali jarak planet terjauh di tata surya kita - dan sejauh ini piringan circumstellar terbesar yang pernah terdeteksi.
Untuk mempelajari struktur dan sifat piringan, para astronom kemudian beralih ke astronomi radio dan melakukan spektroskopi garis molekuler di interferometer IRAM Plateau de Bure dekat Grenoble (Prancis) pada bulan April 2003. Para astronom telah mengamati wilayah tersebut dalam transisi rotasi 12CO , 13CO dan molekul C18O, dan dalam kontinum yang berdekatan pada 3 mm. Resolusi kecepatan masing-masing 0,1 dan 0,2 km / s, dicapai.
Dieter Nrnberger, anggota tim, melihat ini sebagai konfirmasi: "Data 13CO kami yang diperoleh dengan IRAM menunjukkan bahwa sistem disk / amplop perlahan-lahan berputar dengan bagian barat laut mendekati pengamat." Lebih dari 30.800 AU, pergeseran kecepatan 1,7 km / s memang diukur.
Dari pengamatan ini, mengadopsi nilai standar untuk rasio kelimpahan antara molekul karbon monoksida isotop yang berbeda (12CO dan 13CO) dan untuk faktor konversi untuk mendapatkan kerapatan hidrogen molekuler dari intensitas CO yang terukur, para astronom juga dapat memperoleh batas bawah yang konservatif. untuk massa cakram 110 massa matahari.
Sejauh ini, ini adalah piringan akresi terbesar dan terbesar yang pernah diamati secara langsung di sekitar bintang masif muda. Disk siluet terbesar sejauh ini dikenal sebagai 114-426 di Orion dan memiliki diameter sekitar 1.000 AU; Namun, bintang utamanya kemungkinan adalah objek bermassa rendah daripada protobintang besar. Meskipun ada sejumlah kecil kandidat untuk objek bintang muda besar (YSO) yang beberapa di antaranya terkait dengan aliran keluar, piringan circumstellar terbesar yang sejauh ini terdeteksi di sekitar objek ini memiliki diameter hanya 130 AU.
Nebula bipolar
Struktur morfologis kedua yang terlihat pada semua gambar di seluruh rentang spektral dari yang terlihat hingga inframerah (0,4 hingga 2,2? M) adalah nebula berbentuk jam pasir yang tegak lurus terhadap bidang cakram.
Ini diyakini sebagai aliran energetik yang datang dari objek masif pusat. Untuk mengonfirmasi ini, para astronom kembali ke teleskop ESO untuk melakukan pengamatan spektroskopi. Spektrum optik aliran bipolar diukur pada bulan April / Juni 2003 dengan EFOSC2 pada teleskop 3,6 m ESO dan dengan EMMI pada ESO 3,5 m NTT, keduanya terletak di La Silla, Chili.
Spektrum yang diamati didominasi oleh garis emisi hidrogen (H?), Kalsium (triplet Ca II 849.8, 854.2 dan 866.2 nm), dan helium (He I 667.8 nm). Dalam kasus bintang bermassa rendah, garis-garis ini memberikan bukti tidak langsung untuk pertambahan berkelanjutan dari cakram dalam ke bintang.
Triplet Ca II juga terbukti merupakan produk dari pertambahan disk untuk kedua sampel besar protostar massa rendah dan menengah, yang masing-masing dikenal sebagai bintang T Tauri dan Herbig Ae / Be. Apalagi H? garis sangat luas dan menunjukkan penyerapan bergeser-biru yang dalam yang biasanya terkait dengan aliran keluar yang didorong oleh akresi.
Dalam spektrum tersebut, banyak garis besi (Fe II) juga diamati, yang diubah oleh kecepatan? 120 km / s. Ini adalah bukti yang jelas untuk keberadaan guncangan dengan kecepatan lebih dari 50 km / s, karenanya konfirmasi lain dari hipotesis aliran keluar.
Protobintang pusat
Karena kepunahan yang berat, sifat dari objek protostellar yang bertambah, yaitu bintang dalam proses pembentukan, biasanya sulit untuk disimpulkan. Dapat diakses hanya mereka yang berada di lingkungan saudara lelaki mereka yang lebih tua, mis. di sebelah sekelompok bintang panas (lih. ESO PR 15/03). Bintang masif yang telah berevolusi seperti itu adalah sumber yang kaya akan foton energetik dan menghasilkan angin proton bintang yang kuat (seperti "angin matahari" tetapi jauh lebih kuat) yang berdampak pada gas antarbintang dan awan debu di sekitarnya. Proses ini dapat menyebabkan penguapan parsial dan penyebaran awan-awan itu, dengan demikian "mengangkat tirai" dan memungkinkan kita untuk melihat langsung bintang-bintang muda di wilayah itu.
Namun, untuk semua kandidat protostella massa tinggi yang terletak jauh dari lingkungan yang bermusuhan seperti itu, tidak ada bukti langsung tunggal untuk objek pusat bintang (proto-); demikian juga, asal-usul luminositas - biasanya sekitar sepuluh ribu luminositas matahari - tidak jelas dan mungkin disebabkan oleh beberapa objek atau bahkan cluster yang tertanam.
Disk baru dalam M 17 adalah satu-satunya sistem yang menunjukkan objek sentral pada posisi yang diharapkan dari bintang pembentuk. Emisi 2,2? M relatif kompak (240 AU x 450 AU) - terlalu kecil untuk menampung sekelompok bintang.
Dengan asumsi bahwa emisi itu semata-mata disebabkan oleh bintang, para astronom memperoleh kecerahan inframerah absolut sekitar K = -2,5 magnitudo yang akan sesuai dengan bintang urutan utama sekitar 20 massa matahari. Mengingat fakta bahwa proses pertambahan masih aktif, dan bahwa model memperkirakan bahwa sekitar 30-50% dari bahan circumstellar dapat terakumulasi ke objek pusat, kemungkinan dalam kasus ini protobintang besar saat ini sedang lahir.
Perhitungan teoritis menunjukkan bahwa awan gas awal 60 hingga 120 massa matahari dapat berevolusi menjadi bintang sekitar 30-40 massa matahari sementara massa yang tersisa ditolak ke dalam media antarbintang. Pengamatan saat ini mungkin yang pertama menunjukkan hal ini terjadi.
Sumber Asli: Siaran Berita ESO
