Przejdź do treści

Sól i gorąca woda wokół masywnych protogwiazd

Mapa struktury prędkości wybranych linii molekularnych oznaczających dyski wewnętrzne.

Jak powstają masywne gwiazdy?
Masywne gwiazdy mają ogromny wpływ na swoje lokalne środowisko i całe galaktyki, ponieważ są ważnym źródłem promieniowania UV, burzliwej energii i ciężkich pierwiastków. Jednak w porównaniu z ich małomasywnymi odpowiednikami, formowanie się gwiazd o dużej masie nadal pozostaje niejasne. Nie wiadomo, czy masywne protogwiazdy akreują z dysków czy formują się w inny sposób.

Podczas gdy ostatnie prace teoretyczne i symulacje wspierają ten model akrecji dysku, wykrycie obecności takich dysków nie jest pozbawione trudności obserwacyjnych. Aby to zrobić, obserwatorzy starają się zidentyfikować sygnatury gazu wirującego na tych dyskach za pomocą molekularnych linii emisji o milimetrowej długości fali. Pojawienie się interferometrów, takich jak ALMA, zapewniło niezbędną rozdzielczość kątową i doprowadziło do wykrywania coraz większej liczby struktur podobnych do dysku wokół masywnych protogwiazd. Jednak mimo to, nie ma zgody co do tego, które linie molekularne jednoznacznie oznaczają te masywne dyski okołogwiazdowe. Ponadto przeprowadzono niewiele badań aby bezpośrednio zbadać strukturę tych dysków.

W nowych obserwacjach w wysokiej rozdzielczości przestrzennej masywnej protogwiazdy IRAS 16547-4247 ujawniono obecność dwóch masywnych wirujących dysków i zidentyfikowano potencjalnie uniwersalną chemię „gorącego dysku” znajdowaną w najbardziej wewnętrznych dyskach wokół masywnych protogwiazd.

Masywne podwójne dyski w IRAS 16547-4247
Autorzy pracy wykorzystali ALMA do obserwacji masywnego układu protogwiazdowego IRAS 16547-4247, który znajduje się ponad 9000 lat świetlnych stąd. Poprzednie obserwacje radiowe ujawniły obecność dżetów i wskazały, że w okolicy protogwiazdy trwa obecnie akrecja. IRAS 16547-4247 jest również znany jako układ podwójny składający się z dwóch zwartych, zakurzonych obiektów odległych od siebie o 300 AU (jednostek astronomicznych), otoczony większym, wirującym dyskiem okołogwiazdowym. Obserwując IRAS 16547-4247 w rozdzielczości zaledwie kilku setek AU, autorzy pracy są w stanie szczegółowo zbadać dynamikę gazu obu masywnych dysków protogwiazdowych.

Wewnętrzne wskaźniki: gorąca woda i sól
Istnieją dwie klasy cząsteczek, które oznaczają najbardziej wewnętrzny masywny układ podwójny: wzbudzone wibracyjnie „gorące” linie, co jest najlepiej zilustrowane gorącą wodą; oraz cząsteczki oporne, takie jak NaCl (sól) i związki krzemu SiO i SiS, które powstają w wyniku niszczenia ziaren pyłu. 

Implikacje chemii „gorącego dysku”
Wyniki te sugerują, że gorąca woda, związki krzemu i sole mogą być powszechne w gorących, masywnych źródłach protogwiazdowych i służyć jako cenne znaczniki wewnętrznej materii dysku. Obecność tej chemii „gorącego dysku” stanowi obiecującą drogę dla przyszłych badań dotyczących tworzenia się masywnych gwiazd.

Ponadto, chemia gorących dysków ma ważne powiązanie z meteorytami w naszym Układzie Słonecznym. Najstarsza materia zawarta w pierwotnych meteorytach to ta związana z inkluzjami bogatymi w Ca-Al (CAl), które zostały sublimowane lub stopione w pewnym momencie w naszym dysku protosłonecznego. Oznacza to, że mgławica przed słoneczna musiała zostać podgrzana do co najmniej 1500 K, co najwyraźniej kontrastuje z niskimi temperaturami kilkuset Kelwinów zwykle kojarzonymi z dyskami protoplanetarnymi. Dlatego nadal nie jest jasne, jak i gdzie powstały CAl. Dalsze obserwacje chemii gorącego dysku mogą stanowić istotne ograniczenia dla warunków w fazie gazowej opornych cząsteczek i zapewnić wgląd w tworzenie się składników meteorytowych o wysokiej temperaturze.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Więcej informacji:
Salt and Hot Water around Massive Protostars

Salt, Hot Water, and Silicon Compounds Tracing Massive Twin Disks

Źródło: Astrobites

Na ilustracji: Mapa struktury prędkości wybranych linii molekularnych oznaczających dyski wewnętrzne.