Crédito de imagen: ESO
Basado en un gran esfuerzo de observación con diferentes telescopios e instrumentos, principalmente del Observatorio Europeo Austral (ESO), un equipo de astrónomos europeos [1] ha demostrado que en la nebulosa M 17 se forma una estrella de alta masa [2] por acreción a través de un disco circunestelar, es decir, a través del mismo canal que las estrellas de baja masa.
Para llegar a esta conclusión, los astrónomos utilizaron instrumentos infrarrojos muy sensibles para penetrar en la nube molecular sudoccidental de M 17, de modo que la débil emisión del gas calentado por un grupo de estrellas masivas, parcialmente ubicadas detrás de la nube molecular, pudiera detectarse a través de la polvo.
En el contexto de esta región caliente, se encuentra una gran silueta opaca, que se asemeja a un disco acampanado visto casi de borde, asociada con una nebulosa de reflexión en forma de reloj de arena. Este sistema cumple a la perfección con una estrella de alta masa de nueva formación rodeada por un enorme disco de acreción y acompañado por una salida de masa bipolar enérgica.
Las nuevas observaciones corroboran cálculos teóricos recientes que afirman que las estrellas hasta 40 veces más masivas que el Sol pueden formarse mediante los mismos procesos que están activos durante la formación de estrellas de masas más pequeñas.
La región M 17
Si bien muchos detalles relacionados con la formación y la evolución temprana de estrellas de baja masa como el Sol ahora se entienden bien, el escenario básico que conduce a la formación de estrellas de alta masa [2] sigue siendo un misterio. Actualmente se están estudiando dos posibles escenarios para la formación de estrellas masivas. En el primero, tales estrellas se forman por la acumulación de grandes cantidades de material circunestelar; La caída en la estrella naciente varía con el tiempo. Otra posibilidad es la formación por colisión (coalescencia) de protostars de masas intermedias, aumentando la masa estelar en "saltos".
En su búsqueda continua de agregar más piezas al rompecabezas y ayudar a dar una respuesta a esta pregunta fundamental, un equipo de astrónomos europeos [1] utilizó una batería de telescopios, principalmente en dos de los sitios chilenos del Observatorio Europeo Austral de La Silla y Paranal. , para estudiar en detalle sin igual la nebulosa Omega.
La nebulosa Omega, también conocida como el 17º objeto en la lista del famoso astrónomo francés Charles Messier, es decir, Messier 17 o M 17, es una de las regiones de formación estelar más prominentes de nuestra galaxia. Se encuentra a una distancia de 7,000 años luz.
M 17 es extremadamente joven, en términos astronómicos, como lo demuestra la presencia de un grupo de estrellas de alta masa que ionizan el gas de hidrógeno circundante y crean la llamada región H II. La luminosidad total de estas estrellas supera la de nuestro Sol en casi un factor de diez millones.
Adyacente al borde sudoeste de la región H II, hay una enorme nube de gas molecular que se cree que es un sitio de formación estelar en curso. Para buscar estrellas de alta masa recién formadas, Rolf Chini de la Ruhr-Universit? T Bochum (Alemania) y sus colaboradores han investigado recientemente la interfaz entre la región H II y la nube molecular por medio de infrarrojos y ópticos muy profundos. imágenes entre 0.4 y 2.2 m.
Esto se realizó con ISAAC (a 1.25, 1.65 y 2.2 μm) en el ESO Very Large Telescope (VLT) en Cerro Paranal en septiembre de 2002 y con EMMI (a 0.45, 0.55, 0.8 μm) en el ESO New Technology Telescope ( NTT), La Silla, en julio de 2003. La calidad de la imagen estaba limitada por la turbulencia atmosférica y variaba entre 0,4 y 0,8 segundos de arco. El resultado de estos esfuerzos se muestra en PR Photo 15a / 04.
Rolf Chini está satisfecho: “Nuestras mediciones son tan sensibles que se penetra la nube molecular sudoccidental de M 17 y se puede detectar a través del polvo la débil emisión nebular de la región H II, que se encuentra en parte detrás de la nube molecular. "
Contra el fondo nebular de la región H II, se ve una gran silueta opaca asociada con una nebulosa de reflexión en forma de reloj de arena.
El disco silueta
Para obtener una mejor vista de la estructura, el equipo de astrónomos recurrió luego a la imagen óptica adaptativa utilizando el instrumento NAOS-CONICA en el VLT.
La óptica adaptativa es un "arma maravillosa" en la astronomía terrestre, lo que permite a los astrónomos "neutralizar" la turbulencia de la atmósfera terrestre (vista a simple vista como el parpadeo de las estrellas) para que se puedan obtener imágenes mucho más nítidas. . Con NAOS-CONICA en el VLT, los astrónomos pudieron obtener imágenes con una resolución mejor que una décima parte de la "visión", es decir, lo que pudieron observar con ISAAC.
La foto PR 15b / 04 muestra la imagen de infrarrojo cercano de alta resolución (2.2 μm) que obtuvieron. Sugiere claramente que la morfología de la silueta se asemeja a un disco ensanchado, visto casi de borde.
El disco tiene un diámetro de aproximadamente 20,000 UA [3], que es 500 veces la distancia del planeta más alejado de nuestro sistema solar, y es, con mucho, el disco circunestelar más grande jamás detectado.
Para estudiar la estructura y las propiedades del disco, los astrónomos recurrieron a la radioastronomía y realizaron una espectroscopia de línea molecular en el interferómetro IRAM Plateau de Bure cerca de Grenoble (Francia) en abril de 2003. Los astrónomos han observado la región en las transiciones rotacionales del 12CO , Moléculas de 13CO y C18O, y en el continuo adyacente a 3 mm. Se lograron resoluciones de velocidad de 0.1 y 0.2 km / s, respectivamente.
Dieter Nörnberger, miembro del equipo, ve esto como una confirmación: "Nuestros datos de 13CO obtenidos con IRAM indican que el sistema de disco / envoltura gira lentamente con su parte noroeste acercándose al observador". En una extensión de 30.800 UA, se mide un cambio de velocidad de 1.7 km / s.
A partir de estas observaciones, adoptando valores estándar para la relación de abundancia entre las diferentes moléculas de monóxido de carbono isotópicas (12CO y 13CO) y para el factor de conversión para derivar las densidades moleculares de hidrógeno de las intensidades de CO medidas, los astrónomos también pudieron obtener un límite inferior conservador para la masa del disco de 110 masas solares.
Este es, con mucho, el disco de acreción más masivo y más grande jamás observado directamente alrededor de una joven estrella masiva. El disco de silueta más grande hasta ahora se conoce como 114-426 en Orión y tiene un diámetro de aproximadamente 1,000 UA; sin embargo, es probable que su estrella central sea un objeto de baja masa en lugar de una protostar masiva. Aunque hay un pequeño número de candidatos para objetos estelares jóvenes masivos (YSO), algunos de los cuales están asociados con salidas, el disco circunestelar más grande hasta ahora detectado alrededor de estos objetos tiene un diámetro de solo 130 UA.
La nebulosa bipolar
La segunda estructura morfológica que es visible en todas las imágenes en todo el rango espectral desde visible a infrarrojo (0.4 a 2.2 m) es una nebulosa en forma de reloj de arena perpendicular al plano del disco.
Se cree que se trata de un flujo de energía proveniente del objeto central masivo. Para confirmar esto, los astrónomos volvieron a los telescopios de ESO para realizar observaciones espectroscópicas. Los espectros ópticos del flujo de salida bipolar se midieron en abril / junio de 2003 con EFOSC2 en el telescopio ESO 3.6 my con EMMI en el ESO 3.5 m NTT, ambos ubicados en La Silla, Chile.
El espectro observado está dominado por las líneas de emisión de hidrógeno (H beta), calcio (el triplete Ca II 849.8, 854.2 y 866.2 nm) y helio (He I 667.8 nm). En el caso de estrellas de baja masa, estas líneas proporcionan evidencia indirecta de acreción continua desde el disco interno hacia la estrella.
También se demostró que el triplete Ca II es un producto de acreción de disco para una muestra grande de protostars de masa baja e intermedia, conocidos como estrellas T Tauri y Herbig Ae / Be, respectivamente. Por otra parte, la H? La línea es extremadamente amplia y muestra una absorción profunda desplazada hacia el azul típicamente asociada con salidas de acreción impulsadas por disco.
En el espectro, también se observaron numerosas líneas de hierro (Fe II), que se desplazan por la velocidad? 120 km / s. Esta es una evidencia clara de la existencia de choques con velocidades de más de 50 km / s, de ahí otra confirmación de la hipótesis del flujo de salida.
La protostar central
Debido a la gran extinción, la naturaleza de un objeto protestelar creciente, es decir, una estrella en el proceso de formación, generalmente es difícil de inferir. Accesible son solo aquellos que se encuentran en el vecindario de sus hermanos mayores, p. junto a un grupo de estrellas calientes (cf. ESO PR 15/03). Tales estrellas masivas ya evolucionadas son una fuente rica de fotones energéticos y producen poderosos vientos estelares de protones (como el "viento solar" pero mucho más fuerte) que impactan en el gas interestelar y las nubes de polvo. Este proceso puede conducir a la evaporación y dispersión parcial de esas nubes, "levantando la cortina" y permitiéndonos mirar directamente a las estrellas jóvenes en esa región.
Sin embargo, para todos los candidatos protostelares de gran masa ubicados lejos de un entorno tan hostil, no existe una sola evidencia directa de un objeto central (proto-) estelar; Del mismo modo, el origen de la luminosidad, generalmente alrededor de diez mil luminosidades solares, no está claro y puede deberse a múltiples objetos o incluso grupos integrados.
El nuevo disco en M 17 es el único sistema que exhibe un objeto central en la posición esperada de la estrella en formación. La emisión de 2.2 μm es relativamente compacta (240 AU x 450 AU), demasiado pequeña para albergar un grupo de estrellas.
Suponiendo que la emisión se debe únicamente a la estrella, los astrónomos obtienen un brillo infrarrojo absoluto de aproximadamente K = -2.5 magnitudes que correspondería a una estrella de secuencia principal de aproximadamente 20 masas solares. Dado que el proceso de acreción aún está activo y que los modelos predicen que alrededor del 30-50% del material circunestelar se puede acumular en el objeto central, es probable que en el presente caso esté naciendo una protostar masiva.
Los cálculos teóricos muestran que una nube de gas inicial de 60 a 120 masas solares puede evolucionar en una estrella de aproximadamente 30-40 masas solares, mientras que la masa restante se rechaza en el medio interestelar. Las presentes observaciones pueden ser las primeras en mostrar que esto está sucediendo.
Fuente original: Comunicado de prensa de ESO
