Kosmiczny pierścień z metanolu

Narodziny gwiazd to jedno z najciekawszych, nie do końca poznanych, zagadnień astrofizycznych. Ukryte w kokonach materii bardzo młode gwiazdy są niedostrzegalne nawet przez największe
teleskopy optyczne – światło przez nie emitowane nie jest w stanie wydostać się z gęstych obszarów gazu i pyłu otaczających nowo powstały obiekt. Pewne informacje o wczesnych etapach życia gwiazd są uzyskiwane poprzez obserwacje odpowiednich fragmentów nieba w zakresie dalekiej podczerwieni (fale o długości 0.1 mm) i radiowym (fale o długości kilku cm). Unikatowym sposobem śledzenia narodzin gwiazd jest obserwacja cząsteczki alkoholu metylowego CH3OH, która powstaje w otoczeniu zalążków masywnych gwiazd1. Wyjątkowość tej cząsteczki polega na emisji fal o długości 5 cm, które doznają wzmocnienia maserowego2. Ich natężenie jest tak wielkie, że mogą być łatwo widoczne nawet w bardzo odległych zakamarkach naszej Galaktyki i innych galaktyk.

10-godzinna sesja obserwacyjna 11 listopada 2004 roku Europejskiej Sieci Interferometrii Wielkobazowej3 była szczególnie owocna dla zespołu toruńskich astronomów badających narodziny gwiazd w Drodze Mlecznej. Przy użyciu ośmiu anten w Holandii, Niemczech, Polsce, Szwecji, Wlk. Brytanii i Włoszech zaobserwowano po raz pierwszy pierścień emisji maserowej metanolu wokół nowo powstałej gwiazdy G23.657- 0.1274.pierscien Poszukiwaniem takiej regularnej struktury zajmowały się inne grupy badawcze z ośrodków na całym świecie od kilku lat. Wysoka jakość danych oraz trafna selekcja kandydatów spośród kilkuset obiektów zaobserwowanych przez 32m radioteleskop UMK zapewniły sukces tego eksperymentu. Kołowa budowa emisji wskazuje wyraźnie na położenie centralnego źródła – bardzo młodej gwiazdy typu OB dotąd słabo widocznej jedynie na falach z zakresu podczerwonego.

Wyliczenia odległości do odkrytego obiektu gwiazdowego przy pomocy pomiarów paralaksy trygonometrycznej z użyciem sieci
Very Large Baseline Array (VLBA) dają wielkość rzędu 3190 parseków, tj.~10000 lat świetlnych (1/10 rozmiarów naszej Galaktyki). Promień pierścienia wynosi 405 jednostek astronomicznych (około 10 razy większy od orbity Plutona wokół Słońca) a jego grubość stanowi tylko ~10% promienia.

Pochodzenie tej struktury jest zagadkowe. Najbardziej prawdopodobne wydaje się, że obserwujemy dysk wokół młodej gwiazdy widziany po raz pierwszy prostopadle do jego płaszczyzny a przewidziany przez teorię ewolucji gwiazd lub sferyczny „bąbel” powstały po przejściu fali uderzeniowej generowanej przez masywną gwiazdę. Inne badania wskazują, że pierścień metanolu związany jest z bardzo młodą masywną protogwiazdą, która jest „noworodkiem” w czasowej skali życia masywnych gwiazd.

paralaksa_raparalaksa_dec_eng
Przesunięcia czterech wybranych składników pierścienia w rektascencji i deklinacji spowodowane paralaksą roczną (ruchem Ziemi wokół Słońca) oraz dopasowanie modelu paralaksy 0.313 milisekund łuku odpowiadającej odległości 3190 pc.

 

 

Publikacje:
Bartkiewicz A., Szymczak M. and van Langevelde H.J., Astronomy and Astrophysics Letters, 2005, 442, 61
Bartkiewicz A., Brunthaler A., Szymczak M., van Langevelde H.J. and Reid M.J., Astronomy and Astrophysics, 2008, 490, 787

Kontakt:

dr Anna Bartkiewicz, e-mail: email text
dr hab. Marian Szymczak prof UMK, e-mail: email text


1 mianem masywnych gwiazd określa się gwiazdy o masach większych od 10 mas Słońca

2 zjawisko analogiczne do wzmocnienia laserowego, z tą różnicą,
że wzmocnieniu ulega nie światło widzialne, ale mikrofale
3 EVN – sieć radioteleskopów rozlokowanych w Europie,
Chinach i Afryce Południowej mogących jednocześnie obserwować niebo, co w
efekcie umożliwia wykonanie map radiowych nieba na których czytelne są szczegóły o
rozmiarach rzędu kilku jednostek astronomicznych ( jedna jednostka astronomiczna
jest to średnia odległość Ziemia – Słońce, czyli około 150 mln km)

4 nazwa gwiazdy zdefiniowana jest przez
jej współrzędne galaktyczne l i b