Crédit d'image: ESO
Sur la base d'un important effort d'observation avec différents télescopes et instruments, principalement de l'Observatoire européen austral (ESO), une équipe d'astronomes européens [1] a montré que dans la nébuleuse M 17 une étoile de masse élevée [2] se forme par accrétion à travers un disque circumstellaire, c'est-à-dire par le même canal que les étoiles de faible masse.
Pour parvenir à cette conclusion, les astronomes ont utilisé des instruments infrarouges très sensibles pour pénétrer le nuage moléculaire sud-ouest de M 17, de sorte que de faibles émissions de gaz chauffées par un amas d'étoiles massives, en partie situées derrière le nuage moléculaire, pouvaient être détectées à travers le poussière.
Sur le fond de cette région chaude, une grande silhouette opaque, qui ressemble à un disque évasé vu presque sur le bord, est associée à une nébuleuse réfléchissante en forme de sablier. Ce système est parfaitement compatible avec une étoile de masse élevée nouvellement formée entourée d'un énorme disque d'accrétion et accompagnée d'un écoulement de masse bipolaire énergétique.
Les nouvelles observations corroborent les calculs théoriques récents qui prétendent que des étoiles jusqu'à 40 fois plus massives que le Soleil peuvent être formées par les mêmes processus qui sont actifs lors de la formation d'étoiles de plus petites masses.
La région M 17
Alors que de nombreux détails liés à la formation et à l'évolution précoce des étoiles de faible masse comme le Soleil sont maintenant bien compris, le scénario de base qui conduit à la formation des étoiles de masse élevée [2] reste encore un mystère. Deux scénarios possibles pour la formation d'étoiles massives sont actuellement à l'étude. Dans la première, ces étoiles se forment par accrétion de grandes quantités de matière circumstellaire; l'infall sur l'étoile naissante varie avec le temps. Une autre possibilité est la formation par collision (coalescence) de protostars de masses intermédiaires, augmentant la masse stellaire en «sauts».
Dans leur quête continue pour ajouter plus de pièces au puzzle et aider à fournir une réponse à cette question fondamentale, une équipe d'astronomes européens [1] a utilisé une batterie de télescopes, principalement sur deux des sites chiliens de l'Observatoire européen austral de La Silla et Paranal , pour étudier en détail la nébuleuse Omega.
La nébuleuse Omega, également connue comme le 17e objet de la liste du célèbre astronome français Charles Messier, c'est-à-dire Messier 17 ou M 17, est l'une des régions de formation d'étoiles les plus importantes de notre Galaxie. Il est situé à une distance de 7 000 années-lumière.
M 17 est extrêmement jeune - en termes astronomiques - comme en témoigne la présence d'un amas d'étoiles de masse élevée qui ionisent l'hydrogène gazeux environnant et créent une région appelée H II. La luminosité totale de ces étoiles dépasse de près de dix millions celle de notre Soleil.
Adjacent à la bordure sud-ouest de la région H II, il y a un énorme nuage de gaz moléculaire qui serait un site de formation continue d'étoiles. Afin de rechercher de nouvelles étoiles de grande masse, Rolf Chini de la Ruhr-Universit? T Bochum (Allemagne) et ses collaborateurs ont récemment étudié l'interface entre la région H II et le nuage moléculaire au moyen d'une optique et d'une infrarouge très profondes. imagerie entre 0,4 et 2,2 µm.
Cela a été fait avec ISAAC (à 1,25, 1,65 et 2,2? M) au Très Grand Télescope ESO (VLT) sur Cerro Paranal en septembre 2002 et avec EMMI (à 0,45, 0,55, 0,8? M) au Télescope ESO New Technology ( NTT), La Silla, en juillet 2003. La qualité de l'image était limitée par la turbulence atmosphérique et variait entre 0,4 et 0,8 arcsec. Le résultat de ces efforts est illustré dans la photo PR 15a / 04.
Rolf Chini est ravi: «Nos mesures sont si sensibles que le nuage moléculaire sud-ouest de M 17 est pénétré et que la faible émission nébulaire de la région H II, qui est en partie située derrière le nuage moléculaire, a pu être détectée à travers la poussière. "
Sur le fond nébulaire de la région H II, une grande silhouette opaque est associée à une nébuleuse réfléchissante en forme de sablier.
Le disque silhouette
Pour obtenir une meilleure vision de la structure, l'équipe d'astronomes s'est alors tournée vers l'imagerie Adaptive Optics à l'aide de l'instrument NAOS-CONICA sur le VLT.
L'optique adaptative est une «arme miracle» en astronomie au sol, permettant aux astronomes de «neutraliser» la turbulence maculante de l'atmosphère terrestre (vue à l'œil nu comme le scintillement des étoiles) afin d'obtenir des images beaucoup plus nettes . Avec NAOS-CONICA sur le VLT, les astronomes ont pu obtenir des images avec une résolution meilleure qu'un dixième de la «vision», c'est-à-dire ce qu'ils ont pu observer avec ISAAC.
La photo PR 15b / 04 montre l'image proche infrarouge haute résolution (2,2 µm) obtenue. Cela suggère clairement que la morphologie de la silhouette ressemble à un disque évasé, vu presque en bordure.
Le disque a un diamètre d'environ 20 000 UA [3] - soit 500 fois la distance de la planète la plus éloignée de notre système solaire - et est de loin le plus grand disque circumstellaire jamais détecté.
Pour étudier la structure et les propriétés du disque, les astronomes se sont ensuite tournés vers la radioastronomie et ont réalisé la spectroscopie des raies moléculaires à l'interféromètre IRAM Plateau de Bure près de Grenoble (France) en avril 2003. Les astronomes ont observé la région dans les transitions de rotation du 12CO , 13CO et C18O, et dans le continuum adjacent à 3 mm. Des résolutions de vitesse de 0,1 et 0,2 km / s, respectivement, ont été atteintes.
Dieter N? Rnberger, membre de l'équipe, voit cela comme une confirmation: "Nos données 13CO obtenues avec IRAM indiquent que le système disque / enveloppe tourne lentement avec sa partie nord-ouest approchant l'observateur." Sur une étendue de 30 800 UA, un changement de vitesse de 1,7 km / s est en effet mesuré.
À partir de ces observations, en adoptant des valeurs standard pour le rapport d'abondance entre les différentes molécules de monoxyde de carbone isotopique (12CO et 13CO) et pour que le facteur de conversion dérive des densités moléculaires d'hydrogène à partir des intensités de CO mesurées, les astronomes ont également pu dériver une limite inférieure conservatrice pour la masse du disque de 110 masses solaires.
C'est de loin le disque d'accrétion le plus massif et le plus grand jamais observé directement autour d'une jeune étoile massive. Le plus grand disque de silhouette jusqu'à présent est connu sous le nom de 114-426 à Orion et a un diamètre d'environ 1 000 UA; cependant, son étoile centrale est probablement un objet de faible masse plutôt qu'une étoile protost massive. Bien qu'il existe un petit nombre de candidats pour de jeunes objets stellaires massifs (YSO), dont certains sont associés à des écoulements, le plus grand disque circumstellaire détecté jusqu'à présent autour de ces objets a un diamètre de seulement 130 UA.
La nébuleuse bipolaire
La deuxième structure morphologique visible sur toutes les images sur toute la gamme spectrale allant du visible à l'infrarouge (0,4 à 2,2 µm) est une nébuleuse en forme de sablier perpendiculaire au plan du disque.
On pense qu'il s'agit d'un écoulement énergétique provenant de l'objet massif central. Pour confirmer cela, les astronomes sont retournés aux télescopes de l'ESO pour effectuer des observations spectroscopiques. Les spectres optiques de l'écoulement bipolaire ont été mesurés en avril / juin 2003 avec EFOSC2 au télescope ESO de 3,6 m et avec EMMI au ESO 3,5 m NTT, tous deux situés à La Silla, au Chili.
Le spectre observé est dominé par les raies d'émission d'hydrogène (H?), De calcium (triplet Ca II 849,8, 854,2 et 866,2 nm) et d'hélium (He I 667,8 nm). Dans le cas des étoiles de faible masse, ces raies fournissent une preuve indirecte de l'accrétion continue du disque interne sur l'étoile.
Le triplet Ca II s'est également avéré être un produit d'accrétion discale pour un grand échantillon de protostars de masse faible et intermédiaire, connus respectivement sous le nom d'étoiles T Tauri et Herbig Ae / Be. De plus, le H? la ligne est extrêmement large et montre une absorption profondément décalée vers le bleu, généralement associée à des écoulements entraînés par le disque d'accrétion.
Dans le spectre, de nombreuses raies de fer (Fe II) ont également été observées, dont la vitesse est décalée de? 120 km / s. Ceci est une preuve claire de l'existence de chocs avec des vitesses de plus de 50 km / s, d'où une autre confirmation de l'hypothèse d'écoulement.
La protostar centrale
En raison d'une forte extinction, la nature d'un objet protostellaire en accrétion, c'est-à-dire une étoile en cours de formation, est généralement difficile à déduire. Accessible uniquement ceux qui se trouvent dans le quartier de leurs frères aînés, par ex. à côté d'un amas d'étoiles chaudes (cf. ESO PR 15/03). Ces étoiles massives déjà évoluées sont une riche source de photons énergétiques et produisent de puissants vents stellaires de protons (comme le «vent solaire» mais beaucoup plus forts) qui ont un impact sur les gaz interstellaires et les nuages de poussière environnants. Ce processus peut entraîner une évaporation et une dispersion partielles de ces nuages, «levant ainsi le rideau» et nous permettant de regarder directement les jeunes étoiles de cette région.
Cependant, pour tous les candidats protostellaires de masse élevée situés à l'écart d'un tel environnement hostile, il n'y a pas de preuve directe unique d'un objet central (proto-) stellaire; de même, l'origine de la luminosité - généralement environ dix mille luminosités solaires - n'est pas claire et peut être due à plusieurs objets ou même à des grappes intégrées.
Le nouveau disque en M 17 est le seul système qui présente un objet central à la position attendue de l'étoile en formation. L'émission de 2,2 µm est relativement compacte (240 AU x 450 AU) - trop petite pour accueillir un amas d'étoiles.
En supposant que l'émission est uniquement due à l'étoile, les astronomes dérivent une luminosité infrarouge absolue d'environ K = -2,5 magnitudes qui correspondrait à une étoile de séquence principale d'environ 20 masses solaires. Étant donné que le processus d'accrétion est toujours actif et que les modèles prédisent qu'environ 30 à 50% du matériau circumstellaire peuvent être accumulés sur l'objet central, il est probable que dans le cas présent une protostar massive est en train de naître.
Les calculs théoriques montrent qu'un nuage de gaz initial de 60 à 120 masses solaires peut évoluer en une étoile d'environ 30 à 40 masses solaires tandis que la masse restante est rejetée dans le milieu interstellaire. Les présentes observations peuvent être les premières à montrer que cela se produit.
Source d'origine: communiqué de presse de l'ESO
