छवि क्रेडिट: ईएसओ
विभिन्न दूरबीनों और उपकरणों के साथ बड़े अवलोकन के आधार पर, ज्यादातर यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला (ईएसओ) से, यूरोपीय खगोलविदों [1] की एक टीम ने दिखाया है कि एम 17 नेबुला में एक उच्च द्रव्यमान तारा [2] ए के माध्यम से अभिवृद्धि के माध्यम से बनता है। परिस्थिति-संबंधी डिस्क, यानी कम-द्रव्यमान सितारों के समान चैनल के माध्यम से।
इस निष्कर्ष पर पहुंचने के लिए, खगोलविदों ने एम 17 के दक्षिण-पश्चिमी आणविक बादल को भेदने के लिए बहुत संवेदनशील अवरक्त उपकरणों का उपयोग किया, ताकि बड़े पैमाने पर तारों के एक समूह द्वारा गैस से बेहोश उत्सर्जन, आंशिक रूप से आणविक बादल के पीछे स्थित, का पता लगाया जा सके धूल।
इस गर्म क्षेत्र की पृष्ठभूमि के खिलाफ, एक बड़ा अपारदर्शी सिल्हूट, जो लगभग किनारे-किनारे देखी गई एक भड़कीली डिस्क जैसा दिखता है, एक घंटे के ग्लास के प्रतिबिंब प्रतिबिंब के साथ जुड़ा हुआ पाया जाता है। यह प्रणाली एक नवगठित उच्च-द्रव्यमान स्टार के साथ पूरी तरह से एक विशाल अभिवृद्धि डिस्क से घिरी हुई है और एक ऊर्जावान द्विध्रुवी द्रव्यमान बहिर्वाह के साथ अनुपालन करती है।
नई टिप्पणियां हाल की सैद्धांतिक गणनाओं को पुष्ट करती हैं जो दावा करती हैं कि सूर्य की तुलना में 40 गुना अधिक बड़े पैमाने पर सितारों का गठन उसी प्रक्रियाओं द्वारा किया जा सकता है जो छोटे द्रव्यमान के तारों के निर्माण के दौरान सक्रिय हैं।
एम 17 क्षेत्र
जबकि सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले सितारों के गठन और शुरुआती विकास से संबंधित कई विवरण अब अच्छी तरह से समझ में आ गए हैं, लेकिन उच्च-द्रव्यमान सितारों [2] के गठन की ओर जाता है कि बुनियादी परिदृश्य अभी भी एक रहस्य बना हुआ है। बड़े पैमाने पर सितारों के गठन के लिए दो संभावित परिदृश्यों का वर्तमान में अध्ययन किया जा रहा है। पहले में, ऐसे तारे बड़ी मात्रा में परिस्थितिजन्य सामग्री के अभिवृद्धि द्वारा बनते हैं; नवजात तारे पर लगा समय के साथ बदलता रहता है। एक अन्य संभावना मध्यवर्ती जनता के प्रोटॉस्टरों के टकराव (सहूलियत) से बनती है, जिससे "गांठ" में तारकीय द्रव्यमान बढ़ जाता है।
पहेली को और अधिक टुकड़ों को जोड़ने और इस मौलिक प्रश्न का उत्तर प्रदान करने में मदद करने के लिए उनकी निरंतर खोज में, यूरोपीय खगोलविदों की एक टीम [1] ने टेलीस्कोप की एक बैटरी का इस्तेमाल किया, ज्यादातर लाला चिल्ला और परानल के यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला के चिली स्थलों में से दो पर। , नायाब विस्तार से अध्ययन करने के लिए ओमेगा नेबुला।
ओमेगा नेबुला, जिसे प्रसिद्ध फ्रांसीसी खगोलविद चार्ल्स मेसियर की सूची में 17 वीं वस्तु के रूप में भी जाना जाता है, अर्थात् मेसियर 17 या एम 17, हमारी गैलेक्सी में सबसे प्रमुख सितारा बनाने वाले क्षेत्रों में से एक है। यह 7,000 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है।
एम 17 अत्यंत युवा है - खगोलीय दृष्टि से - जैसा कि उच्च-द्रव्यमान सितारों के एक समूह की उपस्थिति से देखा जाता है जो आसपास के हाइड्रोजन गैस को आयनित करते हैं और एक तथाकथित एच II क्षेत्र बनाते हैं। इन तारों की कुल चमक लगभग दस मिलियन के कारक से हमारे सूर्य से अधिक है।
एच II क्षेत्र के दक्षिण-पश्चिमी किनारे के निकट, आणविक गैस का एक विशाल बादल है जो माना जाता है कि चल रहे स्टार गठन का एक स्थल है। नवगठित उच्च-द्रव्यमान सितारों की खोज करने के लिए, रुहर-यूनिवर्सिट के रोल्फ चिनि? टी बोचुम (जर्मनी) और उनके सहयोगियों ने हाल ही में एच II क्षेत्र और आणविक बादल के बीच के इंटरफेस की बहुत गहन ऑप्टिकल और अवरक्त माध्यम से जांच की है 0.4 और 2.2 के बीच इमेजिंग? एम।
यह सितंबर २००२ में सेरो पैरानल पर ईएसओ वेरी लार्ज लार्ज टेलीस्कोप (वीएलटी) में आईएसएएसी (१.२५, १.६५ और २.२ मीटर पर) के साथ किया गया था और ईएसओ नई तकनीक टेलीस्कोप (ईएमएमआई (०.४५, ०.५५, ०.५ मीटर?) पर) के साथ। एनटीटी), ला सिला, जुलाई 2003 में। छवि की गुणवत्ता वायुमंडलीय अशांति और 0.4 और 0.8 आर्सेक के बीच विविध द्वारा सीमित थी। इन प्रयासों का परिणाम पीआर फोटो 15 ए / 04 में दिखाया गया है।
रॉल्फ चिन्नी प्रसन्न है: "हमारे माप इतने संवेदनशील हैं कि एम 17 के दक्षिण-पश्चिमी आणविक बादल में प्रवेश किया जाता है और एच II क्षेत्र के बेहोश नेबुलर उत्सर्जन, जो आंशिक रूप से आणविक बादल के पीछे स्थित है, को धूल के माध्यम से पता लगाया जा सकता है। "
एच II क्षेत्र की नेबुलर पृष्ठभूमि के खिलाफ एक बड़े अपारदर्शी सिल्हूट को प्रति घंटा के आकार का प्रतिबिंब निहारिका के साथ जोड़ा जाता है।
सिल्हूट डिस्क
संरचना का एक बेहतर दृश्य प्राप्त करने के लिए, खगोलविदों की टीम ने VLT पर NAOS-CONICA उपकरण का उपयोग करके अनुकूली प्रकाशिकी इमेजिंग की ओर रुख किया।
अनुकूली प्रकाशिकी जमीन-आधारित खगोल विज्ञान में एक "आश्चर्य-शस्त्र" है, जिससे खगोलविदों को स्थलीय वातावरण की छवि-धब्बा-अशांति (सितारों की टिमटिमाहट के रूप में अनियंत्रित आंखों द्वारा देखी गई) को "बेअसर" करने की अनुमति मिलती है ताकि बहुत तेज छवियां प्राप्त की जा सकें । VLT पर NAOS-CONICA के साथ, खगोलविद "देखने" के दसवें भाग से बेहतर संकल्प के साथ चित्र प्राप्त करने में सक्षम थे, अर्थात वे आईएसएएसी के साथ क्या देख सकते थे।
पीआर फोटो 15 बी / 04 उच्च-रिज़ॉल्यूशन के निकट-अवरक्त (2.2 मीटर) छवि को दर्शाता है जो उन्होंने प्राप्त किया था। यह स्पष्ट रूप से बताता है कि सिल्हूट की आकृति विज्ञान एक भड़का हुआ डिस्क जैसा दिखता है, लगभग किनारे पर देखा गया है।
डिस्क का व्यास लगभग 20,000 AU [3] है - जो हमारे सौर मंडल के सबसे दूर के ग्रह की दूरी का 500 गुना है - और अब तक की सबसे बड़ी परिस्थितिजन्य डिस्क है।
डिस्क संरचना और गुणों का अध्ययन करने के लिए, खगोलविदों ने रेडियो खगोल विज्ञान की ओर रुख किया और अप्रैल 2003 में ग्रेनोबल (फ्रांस) के पास IRAM पठार डे ब्यूर इंटरफेरोमीटर में आणविक लाइन स्पेक्ट्रोस्कोपी को अंजाम दिया। खगोलविदों ने 12CO के घूर्णी संक्रमणों में इस क्षेत्र का अवलोकन किया। , 13CO और C18O अणु, और 3 मिमी पर आसन्न सातत्य में। क्रमशः 0.1 और 0.2 किमी / सेकंड के वेग संकल्प प्राप्त किए गए थे।
टीम के सदस्य डाइटर एन? रेंबर्गर इसे एक पुष्टि के रूप में देखते हैं: "IRAM के साथ प्राप्त हमारा 13CO डेटा इंगित करता है कि डिस्क / लिफाफा प्रणाली धीरे-धीरे अपने उत्तर-पश्चिमी भाग के साथ घूमती है जो पर्यवेक्षक के पास पहुंचती है।" 30,800 AU की एक सीमा से अधिक 1.7 किमी / सेकंड की वेग शिफ्ट वास्तव में मापा जाता है।
इन अवलोकनों से, विभिन्न समस्थानिक कार्बन मोनोऑक्साइड अणुओं (12CO और 13CO) के बीच बहुतायत अनुपात के लिए मानक मूल्यों को अपनाना और रूपांतरण कारक के लिए आणविक हाइड्रोजन घनत्व को मेसोर्ड सीओ तीव्रता से प्राप्त करने के लिए, खगोलविद भी एक रूढ़िवादी निचली सीमा प्राप्त करने में सक्षम थे। 110 सौर द्रव्यमान के डिस्क द्रव्यमान के लिए।
यह अब तक का सबसे विशाल और सबसे बड़ा अभिवृद्धि डिस्क है जो एक युवा विशाल तारे के चारों ओर सीधे देखा जाता है। ओरियन में अब तक का सबसे बड़ा सिल्हूट डिस्क 114-426 के रूप में जाना जाता है और इसका व्यास लगभग 1,000 एयू है; हालाँकि, इसका केंद्रीय तारा बड़े पैमाने पर प्रोटोस्टार की बजाय कम द्रव्यमान वाली वस्तु है। यद्यपि बड़े पैमाने पर युवा तारकीय वस्तुओं (YSO) के लिए उम्मीदवारों की एक छोटी संख्या होती है, जिनमें से कुछ बहिर्वाह से जुड़े होते हैं, इन वस्तुओं के आसपास पाए जाने वाले सबसे बड़े परिस्थितिजन्य डिस्क हीथो का व्यास केवल 130 AU है।
द्विध्रुवीय नेबुला
दूसरी आकारिकी संरचना जो संपूर्ण वर्णक्रमीय रेंज में सभी छवियों पर दृश्यमान से दृश्यमान (0.4 से 2.2 मीटर) तक दिखाई देती है, डिस्क के विमान के लिए एक घंटे के आकार का नेबुला सीधा है।
यह केंद्रीय भारी वस्तु से आने वाली एक ऊर्जावान बहिर्वाह माना जाता है। इसकी पुष्टि करने के लिए, खगोलविद स्पेक्ट्रोस्कोपिक टिप्पणियों का प्रदर्शन करने के लिए ईएसओ की दूरबीनों में वापस चले गए। द्विध्रुवीय बहिर्वाह के ऑप्टिकल स्पेक्ट्रा को अप्रैल / जून 2003 में ईएसओएस 3.6 एम टेलिस्कोप में ईएफओएससी 2 के साथ और ईएमआई के साथ ईएसओ 3.5 मीटर एनटीटी, दोनों ला सिल्ला, चिली में स्थित में मापा गया था।
मनाया स्पेक्ट्रम हाइड्रोजन (एच?), कैल्शियम (सीए द्वितीय ट्रिपल 849.8, 854.2 और 866.2 एनएम) के उत्सर्जन लाइनों, और हीलियम (वह I 667.8 एनएम) का प्रभुत्व है। कम द्रव्यमान वाले सितारों के मामले में, ये रेखाएं तारे पर आंतरिक डिस्क से चल रहे अभिवृद्धि के लिए अप्रत्यक्ष प्रमाण प्रदान करती हैं।
सीए II ट्रिपलेट को क्रमशः, निम्न और मध्यवर्ती-बड़े प्रोटॉस्टरों के एक बड़े नमूने के लिए डिस्क अभिवृद्धि का उत्पाद दिखाया गया, जिसे क्रमशः T Tauri और Herbig Ae / Be stars के रूप में जाना जाता है। इसके अलावा, एच? लाइन अत्यंत व्यापक है और एक गहरे नीले-शिफ्ट अवशोषण को दर्शाता है जो आमतौर पर अभिवृद्धि डिस्क-चालित बहिर्वाह से जुड़ा होता है।
स्पेक्ट्रम में, कई लोहे (Fe II) रेखाएं भी देखी गईं, जो वेग से स्थानांतरित होती हैं? 120 किमी / से। यह 50 किमी / से अधिक की वेग के साथ झटके के अस्तित्व के लिए स्पष्ट प्रमाण है, इसलिए बहिर्वाह की परिकल्पना की एक और पुष्टि है।
केंद्रीय प्रोटोस्टार
भारी विलुप्त होने के कारण, एक accreting protostellar ऑब्जेक्ट की प्रकृति, यानी गठन की प्रक्रिया में एक स्टार, आमतौर पर अनुमान लगाना मुश्किल होता है। सुलभ केवल वे हैं जो अपने बड़े भाइयों के पड़ोस में स्थित हैं, उदा। गर्म तारों के एक समूह के बगल में (cf. ESO PR 15/03)। इस तरह के पहले से ही विकसित विशाल तारे ऊर्जावान फोटॉनों का एक समृद्ध स्रोत हैं और प्रोटॉन की शक्तिशाली तारकीय हवाओं (जैसे "सौर हवा" लेकिन बहुत मजबूत) का उत्पादन करते हैं जो आसपास के इंटरस्टेलर गैस और धूल के बादलों पर प्रभाव डालते हैं। इस प्रक्रिया से उन बादलों का आंशिक वाष्पीकरण और फैलाव हो सकता है, जिससे "पर्दा उठ सकता है" और हमें सीधे उस क्षेत्र के युवा सितारों को देखने की अनुमति मिलती है।
हालांकि, ऐसे शत्रुतापूर्ण वातावरण से दूर स्थित सभी उच्च-जन प्रोटॉस्टेलर उम्मीदवारों के लिए (प्रोटो-) तारकीय केंद्रीय वस्तु के लिए एक भी प्रत्यक्ष प्रमाण नहीं है; इसी तरह, प्रकाश की उत्पत्ति - आमतौर पर लगभग दस हज़ार सौर चमक - अस्पष्ट है और कई वस्तुओं या यहां तक कि एम्बेडेड समूहों के कारण हो सकती है।
एम 17 में नई डिस्क एकमात्र ऐसी प्रणाली है, जो बनाने वाले स्टार की अपेक्षित स्थिति में एक केंद्रीय वस्तु का प्रदर्शन करती है। 2.2 मीटर का उत्सर्जन अपेक्षाकृत कॉम्पैक्ट (240 एयू x 450 एयू) है - तारों के एक समूह की मेजबानी करने के लिए बहुत छोटा है।
यह मानते हुए कि उत्सर्जन केवल तारे के कारण होता है, खगोलविदों ने K = -2.5 परिमाण के बारे में एक निरपेक्ष अवरक्त चमक प्राप्त की जो लगभग 20 सौर द्रव्यमान के एक मुख्य अनुक्रम तारे के अनुरूप होगी। इस तथ्य को देखते हुए कि अभिवृद्धि प्रक्रिया अभी भी सक्रिय है, और यह मॉडल भविष्यवाणी करता है कि लगभग 30-50% परिस्थितिजन्य सामग्री केंद्रीय वस्तु पर जमा हो सकती है, संभावना है कि वर्तमान मामले में वर्तमान में एक बड़े पैमाने पर प्रोटोस्टार का जन्म हो रहा है।
सैद्धांतिक गणना से पता चलता है कि 60 से 120 सौर द्रव्यमान का एक प्रारंभिक गैस बादल लगभग 30-40 सौर द्रव्यमान के एक स्टार में विकसित हो सकता है, जबकि शेष द्रव्यमान अंतरतारकीय माध्यम में खारिज कर दिया जाता है। वर्तमान में हो रही टिप्पणियों को यह दिखाने वाला पहला हो सकता है।
मूल स्रोत: ESO समाचार रिलीज़
