Credito d'immagine: ESO
Basato su un grande sforzo osservativo con diversi telescopi e strumenti, principalmente dall'Osservatorio europeo meridionale (ESO), un gruppo di astronomi europei [1] ha dimostrato che nella nebulosa M 17 una stella di grande massa [2] si forma attraverso l'accrescimento attraverso un disco circumstellare, cioè attraverso lo stesso canale delle stelle a bassa massa.
Per giungere a questa conclusione, gli astronomi hanno utilizzato strumenti a infrarossi molto sensibili per penetrare nella nuvola molecolare sud-occidentale di M 17 in modo che le deboli emissioni di gas riscaldate da un ammasso di stelle massicce, in parte situate dietro la nuvola molecolare, potessero essere rilevate attraverso il polvere.
Sullo sfondo di questa regione calda, una grande sagoma opaca, che ricorda un disco svasato visto quasi sul bordo, si trova associata a una nebulosa a riflessione a forma di clessidra. Questo sistema si adatta perfettamente a una stella di nuova massa di nuova formazione circondata da un enorme disco di accrescimento e accompagnata da un energico deflusso di massa bipolare.
Le nuove osservazioni confermano i recenti calcoli teorici che sostengono che stelle fino a 40 volte più massicce del Sole possono essere formate dagli stessi processi che sono attivi durante la formazione di stelle di masse più piccole.
La regione M 17
Mentre molti dettagli relativi alla formazione e alla prima evoluzione di stelle a bassa massa come il Sole sono ora ben compresi, lo scenario di base che porta alla formazione di stelle a grande massa [2] rimane ancora un mistero. Sono attualmente allo studio due possibili scenari per la formazione di stelle massicce. Nel primo, tali stelle si formano per accrescimento di grandi quantità di materiale circumstellare; la caduta sulla stella nascente varia nel tempo. Un'altra possibilità è la formazione per collisione (coalescenza) di protostari di masse intermedie, aumentando la massa stellare nei "salti".
Nella loro continua ricerca di aggiungere altri pezzi al puzzle e aiutare a fornire una risposta a questa domanda fondamentale, un team di astronomi europei [1] ha usato una batteria di telescopi, principalmente in due dei siti cileni dell'Osservatorio europeo meridionale di La Silla e Paranal , per studiare in dettaglio insuperabile la nebulosa Omega.
La nebulosa Omega, nota anche come diciassettesimo oggetto nell'elenco del famoso astronomo francese Charles Messier, ovvero Messier 17 o M 17, è una delle regioni di formazione stellare più importanti nella nostra Galassia. Si trova a una distanza di 7000 anni luce.
M 17 è estremamente giovane - in termini astronomici - come testimonia la presenza di un ammasso di stelle ad alta massa che ionizzano il gas idrogeno circostante e creano una cosiddetta regione H II. La luminosità totale di queste stelle supera quella del nostro Sole di quasi un fattore di dieci milioni.
Adiacente al bordo sud-occidentale della regione H II, c'è un'enorme nuvola di gas molecolare che si ritiene sia un sito di formazione stellare in corso. Al fine di cercare stelle di nuova massa di nuova formazione, Rolf Chini della Ruhr-Universit? T Bochum (Germania) e i suoi collaboratori hanno recentemente studiato l'interfaccia tra la regione H II e la nuvola molecolare mediante ottica e infrarossi molto profondi imaging tra 0,4 e 2,2? m.
Ciò è stato fatto con ISAAC (a 1,25, 1,65 e 2,2? M) presso l'ESO Very Large Telescope (VLT) su Cerro Paranal nel settembre 2002 e con EMMI (a 0,45, 0,55, 0,8? M) presso l'ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, nel luglio 2003. La qualità dell'immagine era limitata dalla turbolenza atmosferica e variava tra 0,4 e 0,8 arcsec. Il risultato di questi sforzi è mostrato nella foto PR 15a / 04.
Rolf Chini è contento: “Le nostre misurazioni sono così sensibili che la nuvola molecolare sud-occidentale di M 17 è penetrata e la debole emissione nebulare della regione H II, che si trova in parte dietro la nuvola molecolare, potrebbe essere rilevata attraverso la polvere. ”
Sullo sfondo nebuloso della regione H II si vede una grande sagoma opaca associata a una nebulosa a riflessione a forma di clessidra.
Il disco silhouette
Per ottenere una visione migliore della struttura, il team di astronomi si è quindi dedicato all'imaging dell'ottica adattiva utilizzando lo strumento NAOS-CONICA sul VLT.
L'ottica adattiva è una "arma prodigiosa" nell'astronomia terrestre, che consente agli astronomi di "neutralizzare" la turbolenza che diffonde l'immagine dell'atmosfera terrestre (vista dall'occhio non aiutato come uno scintillio di stelle) in modo da poter ottenere immagini molto più nitide . Con NAOS-CONICA sul VLT, gli astronomi sono stati in grado di ottenere immagini con una risoluzione migliore di un decimo del "vedere", cioè come potevano osservare con l'ISAAC.
La foto PR 15b / 04 mostra l'immagine nel vicino infrarosso ad alta risoluzione (2,2? M) ottenuta. Indica chiaramente che la morfologia della silhouette assomiglia a un disco svasato, visto quasi all'avanguardia.
Il disco ha un diametro di circa 20.000 UA [3] - che è 500 volte la distanza del pianeta più lontano nel nostro sistema solare - ed è di gran lunga il più grande disco circumstellare mai rilevato.
Per studiare la struttura e le proprietà del disco, gli astronomi si sono poi rivolti alla radioastronomia e hanno effettuato la spettroscopia a linea molecolare presso l'interferometro IRAM Plateau de Bure vicino a Grenoble (Francia) nell'aprile del 2003. Gli astronomi hanno osservato la regione nelle transizioni rotazionali del 12CO , Molecole 13CO e C18O e nel continuum adiacente a 3 mm. Sono state raggiunte risoluzioni di velocità di 0,1 e 0,2 km / s, rispettivamente.
Dieter Nürnberger, membro del team, vede questa come una conferma: "I nostri dati 13CO ottenuti con IRAM indicano che il sistema disco / inviluppo ruota lentamente con la sua parte nord-occidentale che si avvicina all'osservatore." Su un'estensione di 30.800 UA viene effettivamente misurato uno spostamento di velocità di 1,7 km / s.
Da queste osservazioni, adottando valori standard per il rapporto di abbondanza tra le diverse molecole di monossido di carbonio isotopico (12CO e 13CO) e per il fattore di conversione per derivare densità di idrogeno molecolare dalle intensità di CO misurate, gli astronomi sono stati anche in grado di derivare un limite inferiore conservativo per la massa del disco di 110 masse solari.
Questo è di gran lunga il disco di accrescimento più massiccio e più grande mai osservato direttamente attorno a una giovane stella massiccia. Il più grande disco silhouette finora è noto come 114-426 a Orione e ha un diametro di circa 1.000 UA; tuttavia, la sua stella centrale è probabilmente un oggetto a bassa massa piuttosto che una massiccia protostar. Sebbene ci sia un piccolo numero di candidati per enormi giovani oggetti stellari (YSO) alcuni dei quali sono associati a deflussi, il disco circumstellare più grande finora rilevato intorno a questi oggetti ha un diametro di soli 130 UA.
La nebulosa bipolare
La seconda struttura morfologica che è visibile su tutte le immagini nell'intero spettro spettrale dal visibile all'infrarosso (da 0,4 a 2,2? M) è una nebulosa a forma di clessidra perpendicolare al piano del disco.
Si ritiene che questo sia un deflusso energetico proveniente dall'oggetto massiccio centrale. Per confermare ciò, gli astronomi sono tornati ai telescopi dell'ESO per eseguire osservazioni spettroscopiche. Gli spettri ottici del deflusso bipolare sono stati misurati nell'aprile / giugno 2003 con EFOSC2 sul telescopio ESO 3,6 m e con EMMI sull'EST 3,5 m NTT, entrambi situati a La Silla, in Cile.
Lo spettro osservato è dominato dalle linee di emissione di idrogeno (H?), Calcio (la tripletta di Ca II 849.8, 854.2 e 866.2 nm) e elio (He I 667.8 nm). Nel caso di stelle a bassa massa, queste linee forniscono prove indirette per il continuo accrescimento dal disco interno sulla stella.
È stato anche dimostrato che la tripletta di Ca II è un prodotto di accrescimento del disco sia per un ampio campione di protostari di massa bassa che intermedia, noti rispettivamente come stelle T Tauri e Herbig Ae / Be. Inoltre, l'H? la linea è estremamente ampia e mostra un profondo assorbimento spostato in blu tipicamente associato a deflussi guidati dal disco di accrescimento.
Nello spettro sono state osservate anche numerose linee di ferro (Fe II), che sono spostate dalla velocità? 120 km / s. Questa è una chiara prova dell'esistenza di shock con velocità superiori a 50 km / s, quindi un'altra conferma dell'ipotesi di deflusso.
Il protostar centrale
A causa della forte estinzione, la natura di un oggetto protostellare che si accumula, cioè una stella nel processo di formazione, è solitamente difficile da dedurre. Sono accessibili solo quelli che si trovano nelle vicinanze dei loro fratelli maggiori, ad es. accanto a un gruppo di stelle calde (cfr. ESO PR 15/03). Tali stelle enormi già evolute sono una ricca fonte di fotoni energetici e producono potenti venti stellari di protoni (come il "vento solare" ma molto più forte) che incidono sul gas interstellare circostante e sulle nuvole di polvere. Questo processo può portare alla parziale evaporazione e dispersione di quelle nuvole, in tal modo "sollevando il sipario" e permettendoci di guardare direttamente le giovani stelle in quella regione.
Tuttavia, per tutti i candidati protostellari di massa elevata distanti da un ambiente così ostile non esiste una singola prova diretta per un oggetto centrale (proto-) stellare; allo stesso modo, l'origine della luminosità - in genere circa diecimila luminosità solari - non è chiara e potrebbe essere dovuta a più oggetti o persino a cluster incorporati.
Il nuovo disco in M 17 è l'unico sistema che esibisce un oggetto centrale nella posizione prevista della stella formatrice. L'emissione di 2,2 m è relativamente compatta (240 UA x 450 UA) - troppo piccola per ospitare un gruppo di stelle.
Supponendo che l'emissione sia dovuta esclusivamente alla stella, gli astronomi derivano una luminosità infrarossa assoluta di circa K = -2,5 magnitudini che corrisponderebbe a una stella di sequenza principale di circa 20 masse solari. Dato che il processo di accrescimento è ancora attivo e che i modelli prevedono che circa il 30-50% del materiale circumstellare può essere accumulato sull'oggetto centrale, è probabile che nel presente caso stia nascendo un massiccio protostar.
I calcoli teorici mostrano che una nuvola di gas iniziale da 60 a 120 masse solari può evolversi in una stella di circa 30-40 masse solari mentre la massa rimanente viene respinta nel mezzo interstellare. Le presenti osservazioni potrebbero essere le prime a dimostrare che ciò sta accadendo.
Fonte originale: Comunicato stampa ESO
