Dos escenarios posibles para la formación de estrellas masivas están actualmente en estudio. En el primero tales estrellas se forman por acumulación de grandes cantidades de material circumestelar cuya caída en la estrella naciente varía con el tiempo. La otra posibilidad es la formación por colisión (fusión) de proto-estrellas de masas intermedias,donde el aumento de la masa estelar se hace por "saltos".
En su continua búsqueda para añadir más piezas al rompecabezas y ayudar a proporcionar una respuesta a esta pregunta fundamental, un equipo de astrónomos europeos utilizó una batería de telescopios,
sobre todo los dos pertenecientes a la ESO (European Southern Observatory), ubicados en La Silla y Paranal Chile, para estudiar en detalle sin igual la nebulosa Omega.
La nebulosa Omega, también conocida como el objeto 17 º en la lista del famoso astrónomo francés Charles Messier, es decir, Messier 17 o M17, es una de las más importantes regiones de formación de estrellas de nuestra galaxia. Se encuentra a una distancia de 7.000 años-luz.
M 17 es muy joven - en términos astronómicos - como lo demuestra la presencia de un cúmulo de estrellas de gran masa que ionizan el gas de hidrógeno de los alrededores y crea la llamada región H II. La luminosidad total de estas estrellas es superior a la de nuestro Sol en casi un factor de diez millones.
Al lado del borde sur-occidental de la región H II, hay una enorme nube de gas molecular la cual se cree es un sitio de formación de estrellas actualmente. Con el fin de buscar reciente formación de estrellas de gran masa, Rolf Chini de la Ruhr-Universität en Bochum (Alemania) y sus colaboradores han investigado recientemente la interfaz entre la región H II y la nube molecular por medio de muy profundas imágenes ópticas e infrarrojas entre las 0,4 y 2,2 micras.
Esto se hizo con el instrumento ISAAC (en1.25, 1.65 y 2.2 micras) del Very Large Telescope (VLT) en Cerro Paranal, en septiembre del 2002 y con el instrumento EMMI (en 0,45, 0,55, 0,8 micras) del New Technology Telescope (NTT) de la ESO, en La Silla, en julio del 2003. La calidad de las imagenes se vió limitada por la turbulencia atmosférica y varió entre 0,4 y 0,8 segundos de arco.
imágen infraroja que muestra a la nebulosa M17 destacándose la región HII la cual es excitada por un cúmulo de jóvenes y calientes estrellas una gran silueta en forma de disco ha sido encontrada en la parte sur-occidental del cúmulo central.La imágen se obtuvo con el instrumento ISAAC instalado en el telescopio de 8.2 metros VLT ANTU en Paranal Chile.Crédito ESO.
imágen en la banda Ks de la silueta del disco obtenida con la cámara de óptica adaptativa NACO instalada en el telescopio de 8.2 metros VLT YEPUN en cerro Paranal Chile.Los contornos blancos delinean la parte más densa del disco(toroide interno).Las estrellas visibles(escasamente elongadas debido a la técnica de óptica adaptativa) están incrustadas dentro de la nube molecular pero están problablemente no relacionadas con el disco.El cuadro inserto muestra un acercamiento del objeto central de alrededor de 450 x 240 UA su eje mayor está inclinado alrededor de 15 grados encontra de la dirección perpendicular al disco.Crédito ESO.
Rolf Chini está satisfecho: "Nuestras mediciones son tan sensibles que la nube molecular al sur oeste de M 17 es penetrada y la débil emisión nebular de la región H II, que en parte se encuentra detrás de la nube molecular, se pudo detectar a través del polvo. "
Contra el fondo nebuloso de la región H II se ve una gran silueta opaca asociada con una nebulosa de reflección con forma de reloj de arena.
El disco silueta
Para obtener una mejor visión de la estructura, el equipo de astrónomos obtuvo imágenes con óptica adaptativa usando el instrumento NAOS-CONICA en el VLT.
La óptica adaptativa es una "maravillosa arma" en la astronomía con base en tierra, permitiendo a los astrónomos "neutralizar" las turbulencias de la atmósfera terrestre las cuales manchan las imágenes (observada a simple vista como un parpadeo de las estrellas), de modo que imágenes mucho más nítidas se pueden obtener . con el NAOS-CONICA del VLT, los astrónomos fueron capaces de obtener imágenes con una resolución mejor de lo que podían observar con el ISAAC.
En la rueda de prensa de la ESO se mostró la alta resolución de la imagen obtenida en el infrarrojo cercano (2,2 micras). Ella claramente sugiere que la morfología de la silueta se asemeja a un disco quemado, visto casi de canto.
El disco tiene un diámetro de cerca de 20.000 UA - que es 500 veces la distancia del planeta más lejano de nuestro sistema solar - y es, por mucho, el mayor disco circumestelar jamás detectado.
Para estudiar la estructura y propiedades del disco, los astrónomos recurrieron a la radioastronomía y llevaron a cabo un estudio de espectroscopia molecular usando el interferómetro IRAM Plateau de Bure cerca de Grenoble (Francia) en abril del 2003. Los astrónomos han observado la región en las transiciones de rotación de las emisiones de las moléculas de 12CO, 13CO y C18O(tres moléculas isotópìcas del monóxido de carbono), y en el continuo adyacente a los 3 mm ,alcanzando velocidades de resolucion de 0,1 y 0,2 kilometros / s, respectivamente.
Dieter Nürnberger, miembro del equipo, ve esto como una confirmación: "Nuestros datos obtenidos del 13CO con el IRAM indican que el disco gira lentamente con su parte norte-occidental acercándose al observador." Sobre una extensión de 30.800 UA un cambio de velocidad de 1,7 km / s es de hecho medido .
diagrama de posición-velocidad revelando la rotación del disco .Ello es derivado de un corte a lo largo del eje mayor del disco usando el interferómetro (IRAM Plateau de Bure).Por comparación la teoricamente esperada curva de posición-velocidad para un disco visto de canto alrededor de una estrella de 15 masas solares es mostrado ,la parte más externa (radio más grande que 15000 UA) está en rotación kepleriana y la parte más interna es modelada como un cuerpo rígido en rotación.Crédito.ESO.
A partir de estas observaciones, se adoptan valores estándar para la razón de abundancia entre las diferentes moléculas isotópicas del monóxido de carbono ( 12COy 13CO ) y para el factor de conversión que se utiliza para calcular la densidad de hidrógeno molecular a partir de la medida de la intensidad de CO, los astrónomos también pudieron obtener un conservador límite inferior para la masa del disco de 110 masas solares.
Este es por lejos el más masivo y grande disco de acreción jamás observado directamente alrededor de una jóven estrella masiva; La más grande silueta de disco hasta ahora conocida era la de 114-426 en Orion y tiene un diámetro de cerca de 1.000 UA sin embargo, su estrella central es probablemente un objeto de baja masa en lugar de una protoestrella masiva. Aunque hay un pequeño número de candidatos a jóvenes objetos masivos estelares algunos de los cuales están asociados con emisiones de flujos, el más grande disco circumestelar-detectado hasta ahora alrededor de estos objetos tiene un diámetro de sólo 130 UA.
La nebulosa bipolar
La segunda estructura morfológica que es visible en todas las imágenes de todo el rango espectral que va desde la luz visible al infrarrojo (0,4 a 2,2 micras) es una nebulosa con forma de reloj de arena perpendicular al plano del disco
Esta se cree que es un flujo energético procedente del objeto masivo central. Para confirmar esto, los astrónomos volvieron a los telescopios de la ESO para realizar observaciones espectroscópicas. Los espectros ópticos del flujo bipolar se midieron en abril y junio del 2003 con el instrumento EFOSC2 del telescopio de 3.6 metros de la ESO y con el instrumento EMMI del telescopio de 3,5 metros NTT de la ESO, ambos ubicados en La Silla, Chile.
colección de imágenes de la silueta del disco y perpendicular a este la nebulosa de reflección bipolar de una jóven y masiva estrella en M17.Estas imágenes fueron obtenidas en diferentes longitudes de ondas que van desde la luz óptica al infrarojo cercano con diferentes instrumentos el EMMI del New Technology Telescope( en la fila de arriba:0.45 [B-band], 0.55 [V-band], 0.8 µm [I-band], respectivamente) el ISAAC del Very Large Telescope (fila de abajo :1.25 [J], 1.65 [H] and 2.2 µm [K]).Todas las imágenes están enfocadas en la protoestrella masiva central y cubren un área de 30x30 arcosegundos cuadrados correspondiendo a una extensión real de 1.0x1.0 años luz cuadrados a la distancia de M17 (de alrededor de 7000 años luz).El oscurecimiento disminuye con el incremento de la longitud de onda y el fondo de emisión de la región HII se hace más y más evidente(representado completamente por color negro en K).Crédito ESO.
El espectro observado está dominado por las líneas de emisión del hidrógeno (Hα), calcio (el Ca II triplete 849.8, 854.2 y 866.2 nm), y el helio (He I 667,8 nm). En el caso de estrellas de baja masa, estas líneas proporcionan evidencia indirecta de acreción en curso desde el disco interno hacia la estrella.
El triplete de Ca II también demostró ser un producto de la acreción del disco para una amplia muestra de proto-estrellas de masa baja e intermedia, conocidas como T Tauri y Herbig Ae / Be, respectivamente.Por otra parte, la línea Hα es muy amplia y presenta un corrimiento al azul profundo esta absorción está típicamente asociada con flujos salientes desde el disco de acreción.
En el espectro, numerosas líneas de hierro (Fe II), también se observaron, con velocidades de transferencia de ± 120 km / s. Esta es una clara evidencia de la existencia de choques con velocidades de más de 50 km / s, por lo tanto, otra confirmación de la hipótesis de flujos de salida.
espectro óptico de la nebulosa bipolar de una jóven y masiva estrella en M17 obtenida con el instrumento EFOSC2 del telescopio de 3.6 metros de la ESO y con el instrumento EMMI del telescopio de 3.5 metros NTT ambos localizados en la Silla Chile.Un número de identificadas líneas de emisión Hα y
el triplete de Ca II 849.8, 854.2 y 866.2 nm están resaltadas.Crédito .ESO.
La protoestrella central
La naturaleza de un objeto protoestelar en acreción, es decir, una estrella en el proceso de formación, suele ser difícil de deducir. Accesible sólo para aquellos que se encuentran en la zona de sus compañeras mayores, por ejemplo, junto a un cúmulo de estrellas calientes. Las cuales ya han evolucionado hacia estrellas masivas que son una rica fuente de fotones energéticos y producen poderosos vientos estelares de protones (como el "viento solar", pero mucho más fuerte) que tienen efectos en el gas interestelar circundante y las nubes de polvo. Este proceso puede dar lugar a la evaporación parcial y la dispersión de las nubes, con lo cual se "levanta la cortina" y nos permite mirar directamente a las estrellas jóvenes en esa región.
Sin embargo, para todos los candidatos protoestelares de gran masa situados lejos de un ambiente tan hostil no hay una sola evidencia directa de un (proto-estelar) objeto central, del mismo modo, el origen de la luminosidad - normalmente alrededor de diez mil luminosidades solares - no está claro y puede ser debido a varios objetos o incluso cúmulos incrustados.
El nuevo disco en M 17 es el único sistema que exhibe un objeto central en la posición esperada de la formación estelar. La emisión de 2,2 micras es relativamente compacta (240 x 450 UA UA) - demasiado pequeña para albergar un cúmulo 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 corresponden a una estrella de secuencia principal de unas 20 masas solares. Teniendo en cuenta el hecho de que el proceso de acreción todavía está activo, y que los modelos predicen que cerca del 30-50% del material circumestelar se puede acumular en el objeto central, es probable que en el presente caso una protoestrella masiva este naciendo.
Los cálculos teóricos muestran que una nube de gas inicial de 60 a 120 masas solares puede convertirse en una estrella de aproximadamente 30 a 40 masas solares, mientras que la masa restante es expulsada en el medio interestelar. Las observaciones pueden ser los primeras en mostrar esto ocurriendo.
ver un video zoom de la nebulosa M17 AQUÍ
fuente de la información:
http://www.eso.org/public/news/eso0416/
