W jaki sposób materia przemieszcza się przez dysk akrecyjny do młodej gwiazdy w swoim centrum? Zaskakujące detekcje z dysku akrecyjnego ustawionego pod korzystnym kątem, dostarczyły nowych obserwacji.
Kierowanie napływem
Kiedy gwiazdy rodzą się z kolapsu gęstego obłoku molekularnego, spędzają wczesne stadium swojego rozwoju w otoczeniu dysków okołogwiazdowych: dysków gazu i pyłu, które, jak rozumiemy, akreują na młodych gwiazdach w swoich centrach.
Skąd wiemy, że materia dysku spływa na gwiazdy? Dowody na akrecję pochodzą z wysokoenergetycznego światła emitowanego, gdy napływająca materia uderza w powierzchnię młodych gwiazd i powoduje wstrząsy akrecyjne. Choć te obserwacje dostarczają dowodów na to, że akrecja ma miejsce, nie mówią nam zbyt wiele o mechanizmach, które napędzają te przepływy w dysku.
Aby materia mogła się przemieszczać do wewnątrz dysku, musi najpierw stracić moment pędu – ale gdzie ten pęd trafia? Jakie procesy go usuwają lub redystrybuują? W nowym badaniu przeprowadzonym przez Joan Najita (NSF's NOIRLab) zespół naukowców przedstawia obserwacje w wysokiej rozdzielczości niezwykłego dysku – tak się składa, że jest on nachylony w taki sposób, że może nam pomóc odpowiedzieć na te pytania.
Szczęśliwe ułożenie
Najita i jej współpracownicy użyli spektrografu TEXES znajdującego się na 8-metrowym teleskopie Gemini North do przeprowadzenia obserwacji w średniej podczerwieni GV Tau N, młodej gwiazdy otoczonej przez zwrócony do nas niemal krawędzią dysk okołogwiazdowy. Obserwacje autorów ujawniły rzadkie molekularne linie absorpcyjne, będące wynikiem nachylenie dysku prawie krawędzią w kierunku obserwatora.
Unikalny kąt, pod jakim obserwujemy GV Tau N oznacza, że nasza linia widzenia przechodzi przez atmosferę dysku w wewnętrznych kilku jednostkach astronomicznych (j.a.) dysku – regionie, w którym przypuszczalnie dochodzi do formowania się planet. Cząsteczki tego gazu pochłaniają część światła ciągłego emitowanego przez wnętrze dysku, pozostawiając w widmie struktury, które zapewniają cenne spojrzenie w skład i ruchy gazu na powierzchni wewnętrznego dysku.
Przyłapane na gorącym uczynku
Najita i współpracownicy znaleźli dowody na istnienie różnych gatunków cząsteczek w dysku: acetylenu (C2H2), cyjanowodoru (HCN), wody (H20), a nawet amoniaku (NH3), którego nigdy wcześniej nie wykryto w wewnętrznym dysku akrecyjnym. Jednak szczególnie interesującym wynikiem jest to, że linie absorpcyjne tych cząsteczek są przesunięte ku czerwieni, leżąc na dłuższych falach niż można by się spodziewać, gdyby gaz poruszał się po stabilnej orbicie kołowej.
To przesunięcie ku czerwieni wskazuje, że obserwowany gaz szybko (około 1 j.a. na rok) przepływa do wewnątrz wzdłuż powierzchni dysku – jest to bezpośredni dowód na akrecję w akcji. Autorzy pokazują, że ich obserwacje odpowiadają oczekiwanym tempom akrecji masy dla aktywnych gwiazd typu T Tauri: około kilku do kilkudziesięciu mas Ziemi rocznie. Obserwacje idealnie pasujące do modelu akrecji dysku, w którym moment pędu jest redystrybuowany wewnątrz dysku, powodując napływ i akrecję gazu na powierzchni, podczas gdy środkowa płaszczyzna dysku rozprzestrzenia się na zewnątrz.
GV Tau N to szczęśliwy traf – jej orientacja pozwoliła naukowcom na wykonanie tych unikalnych pomiarów. Ale z pewnością nie jest ona jedyna! Dzięki większej ilości obserwacji układów takich jak GV Tau N, będziemy w stanie jeszcze bardziej pogłębić naszą wiedzę na temat akrecji dysku.
Więcej informacji:
- Accretion in Action in an Angled Disk
- High-resolution Mid-infrared Spectroscopy of GV Tau N: Surface Accretion and Detection of NH3 in a Young Protoplanetary Disk
Źródło: AAS
Opracowanie: Agnieszka Nowak
Na ilustracji: Wizja artystyczna młodej gwiazdy otoczonej okołogwiazdowym dyskiem akrecyjnym. Źródło: NASA/JPL-Caltech
