Crédito de imagem: ESO
Com base em um grande esforço observacional com diferentes telescópios e instrumentos, principalmente do Observatório Europeu do Sul (ESO), uma equipe de astrônomos europeus [1] mostrou que na nebulosa M 17 uma estrela de alta massa [2] se forma via disco circunstelar, ou seja, através do mesmo canal das estrelas de baixa massa.
Para chegar a essa conclusão, os astrônomos usaram instrumentos infravermelhos muito sensíveis para penetrar na nuvem molecular sudoeste de M 17, de modo que a fraca emissão de gás aquecida por um aglomerado de estrelas maciças, parcialmente localizadas atrás da nuvem molecular, poderia ser detectada através do poeira.
No fundo desta região quente, uma grande silhueta opaca, que se assemelha a um disco queimado visto quase de ponta, é associada a uma nebulosa de reflexão em forma de ampulheta. Este sistema atende perfeitamente a uma estrela de alta massa recém-formada, cercada por um enorme disco de acreção e acompanhada por um fluxo de massa bipolar energético.
As novas observações corroboram cálculos teóricos recentes que afirmam que estrelas até 40 vezes mais massivas que o Sol podem ser formadas pelos mesmos processos ativos durante a formação de estrelas de massas menores.
A região M 17
Embora muitos detalhes relacionados à formação e evolução inicial de estrelas de baixa massa como o Sol sejam agora bem compreendidos, o cenário básico que leva à formação de estrelas de alta massa [2] ainda permanece um mistério. Dois cenários possíveis para a formação de estrelas massivas estão sendo estudados atualmente. No primeiro, essas estrelas se formam pela acumulação de grandes quantidades de material circunstancial; o infall na estrela nascente varia com o tempo. Outra possibilidade é a formação por colisão (coalescência) de protoestrelas de massas intermediárias, aumentando a massa estelar em “saltos”.
Em sua busca contínua de adicionar mais peças ao quebra-cabeça e ajudar a responder a essa pergunta fundamental, uma equipe de astrônomos europeus [1] usou uma bateria de telescópios, principalmente em dois locais chilenos de La Silla e Paranal, no Observatório Europeu do Sul. , para estudar em detalhes insuperáveis a nebulosa Omega.
A nebulosa Omega, também conhecida como o 17º objeto da lista do famoso astrônomo francês Charles Messier, ou seja, Messier 17 ou M 17, é uma das regiões de formação estelar mais proeminentes em nossa galáxia. Está localizado a uma distância de 7.000 anos-luz.
O M 17 é extremamente jovem - em termos astronômicos - como testemunhado pela presença de um aglomerado de estrelas de alta massa que ionizam o gás hidrogênio circundante e criam a chamada região H II. A luminosidade total dessas estrelas excede a do nosso Sol em quase um fator de dez milhões.
Adjacente à extremidade sudoeste da região H II, existe uma enorme nuvem de gás molecular que se acredita ser um local de formação estelar contínua. Para procurar estrelas recém-formadas de alta massa, Rolf Chini, do Ruhr-Universit? T Bochum (Alemanha) e seus colaboradores investigaram recentemente a interface entre a região H II e a nuvem molecular por meio de infravermelho óptico e infravermelho muito profundo. imagem entre 0,4 e 2,2 μm.
Isso foi feito com o ISAAC (em 1,25, 1,65 e 2,2 mm) no Very Large Telescope (VLT) do ESO em Cerro Paranal em setembro de 2002 e com a EMMI (em 0,45, 0,55, 0,8 mm) no Telescópio de Nova Tecnologia do ESO ( NTT), La Silla, em julho de 2003. A qualidade da imagem foi limitada pela turbulência atmosférica e variou entre 0,4 e 0,8 arcseg. O resultado desses esforços é mostrado na foto PR 15a / 04.
Rolf Chini está satisfeito: “Nossas medidas são tão sensíveis que a nuvem molecular sudoeste de M 17 é penetrada e a fraca emissão nebular da região H II, que está parcialmente localizada atrás da nuvem molecular, pode ser detectada através da poeira. "
Contra o fundo nebular da região H II, uma grande silhueta opaca é vista associada a uma nebulosa de reflexão em forma de ampulheta.
O disco da silhueta
Para obter uma melhor visão da estrutura, a equipe de astrônomos voltou-se para as imagens de Adaptive Optics usando o instrumento NAOS-CONICA no VLT.
A óptica adaptativa é uma “arma maravilhosa” na astronomia terrestre, permitindo que os astrônomos “neutralizem” a turbulência de manchas na imagem da atmosfera terrestre (vista a olho nu como o brilho das estrelas) para que imagens muito mais nítidas possam ser obtidas . Com o NAOS-CONICA no VLT, os astrônomos conseguiram obter imagens com uma resolução melhor que um décimo do "ver", ou seja, como eles puderam observar com o ISAAC.
O PR Photo 15b / 04 mostra a imagem de alta resolução de infravermelho próximo (2,2 m) obtida. Isso sugere claramente que a morfologia da silhueta se assemelha a um disco queimado, visto quase de ponta a ponta.
O disco tem um diâmetro de cerca de 20.000 UA [3] - que é 500 vezes a distância do planeta mais distante do nosso sistema solar - e é de longe o maior disco circunstancial já detectado.
Para estudar a estrutura e as propriedades do disco, os astrônomos voltaram-se para a radioastronomia e realizaram espectroscopia de linha molecular no interferômetro IRAM Plateau de Bure, perto de Grenoble (França), em abril de 2003. Os astrônomos observaram a região nas transições rotacionais do 12CO , 13CO e C18O e no continuum adjacente a 3 mm. Foram obtidas resoluções de velocidade de 0,1 e 0,2 km / s, respectivamente.
Dieter Närnberger, membro da equipe, vê isso como uma confirmação: "Nossos dados de 13CO obtidos com o IRAM indicam que o sistema de disco / envelope gira lentamente com a parte noroeste aproximando-se do observador". Acima de uma extensão de 30.800 UA, uma mudança de velocidade de 1,7 km / s é realmente medida.
A partir dessas observações, adotando valores padrão para a razão de abundância entre as diferentes moléculas isotópicas de monóxido de carbono (12CO e 13CO) e para o fator de conversão derivar densidades moleculares de hidrogênio a partir das intensidades mensuradas de CO, os astrônomos também foram capazes de derivar um limite inferior conservador para a massa de disco de 110 massas solares.
Este é de longe o disco de acréscimo mais massivo e maior já observado diretamente em torno de uma jovem estrela massiva. O maior disco de silhueta até agora é conhecido como 114-426 em Orion e tem um diâmetro de cerca de 1.000 UA; no entanto, sua estrela central provavelmente é um objeto de baixa massa e não uma protoestrela maciça. Embora exista um pequeno número de candidatos a objetos estelares jovens maciços (YSOs), alguns dos quais estão associados a fluxos de saída, o maior disco circunstelar até então detectado em torno desses objetos tem um diâmetro de apenas 130 UA.
A nebulosa bipolar
A segunda estrutura morfológica que é visível em todas as imagens em toda a faixa espectral, do visível ao infravermelho (0,4 a 2,2 µm), é uma nebulosa em forma de ampulheta, perpendicular ao plano do disco.
Acredita-se que seja um fluxo energético proveniente do objeto maciço central. Para confirmar isso, os astrônomos voltaram aos telescópios do ESO para realizar observações espectroscópicas. Os espectros ópticos da vazão bipolar foram medidos em abril / junho de 2003 com EFOSC2 no telescópio ESO 3,6 me com EMMI no ESO 3,5 m NTT, ambos localizados em La Silla, Chile.
O espectro observado é dominado pelas linhas de emissão de hidrogênio (H?), Cálcio (trigêmeo Ca II 849,8, 854,2 e 866,2 nm) e hélio (He I 667,8 nm). No caso de estrelas de baixa massa, essas linhas fornecem evidências indiretas de acúmulo contínuo do disco interno para a estrela.
O trigêmeo Ca II também demonstrou ser um produto de acúmulo de disco para uma grande amostra de protoestrelas de massa baixa e intermediária, conhecidas como estrelas T Tauri e Herbig Ae / Be, respectivamente. Além disso, o H? A linha é extremamente ampla e mostra uma absorção profunda com desvio para o azul, normalmente associada a saídas acionadas por disco de acreção.
No espectro, também foram observadas numerosas linhas de ferro (Fe II), que são alteradas pela velocidade? 120 km / s. Esta é uma evidência clara da existência de choques com velocidades superiores a 50 km / s, daí outra confirmação da hipótese de vazão.
O protostar central
Devido à extinção pesada, é geralmente difícil inferir a natureza de um objeto protoestelar que se acumula, isto é, uma estrela no processo de formação. Acessível são apenas aqueles que estão localizados na vizinhança de seus irmãos mais velhos, por exemplo, próximo a um aglomerado de estrelas quentes (cf. ESO PR 15/03). Tais estrelas maciças já evoluídas são uma rica fonte de fótons energéticos e produzem ventos estelares poderosos (como o “vento solar”, mas muito mais forte) que impactam as nuvens interestelares de gás e poeira ao redor. Esse processo pode levar à evaporação e dispersão parcial dessas nuvens, "levantando a cortina" e permitindo que olhemos diretamente para jovens estrelas naquela região.
No entanto, para todos os candidatos proto-estelares de alta massa localizados longe de um ambiente tão hostil, não há uma única evidência direta de um objeto central (proto) estelar; da mesma forma, a origem da luminosidade - normalmente cerca de dez mil luminosidades solares - não é clara e pode ser devida a vários objetos ou até a agregados embutidos.
O novo disco em M 17 é o único sistema que exibe um objeto central na posição esperada da estrela em formação. A emissão de 2,2 m é relativamente compacta (240 AU x 450 AU) - pequena demais para hospedar um aglomerado de estrelas.
Supondo que a emissão seja devida exclusivamente à estrela, os astrônomos obtêm um brilho infravermelho absoluto de cerca de K = -2,5 magnitudes, o que corresponderia a uma estrela da sequência principal de cerca de 20 massas solares. Dado o fato de que o processo de acréscimo ainda está ativo, e que os modelos prevêem que cerca de 30-50% do material circunstancial pode ser acumulado no objeto central, é provável que, no presente caso, um protoestrela maciço esteja nascendo atualmente.
Cálculos teóricos mostram que uma nuvem de gás inicial de 60 a 120 massas solares pode evoluir para uma estrela de aproximadamente 30-40 massas solares, enquanto a massa restante é rejeitada no meio interestelar. As presentes observações podem ser as primeiras a mostrar isso.
Fonte original: Comunicado de imprensa do ESO
