po angielsku

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego

 

Astronomiczny Obiekt Miesiąca: Lipiec 2019

< poprzedni Archiwum następny >

Oznaki promieniowania ultrafioletowego wokół mało masywnych protogwiazd w obłoku molekularnym w gwiazdozbiorze Węża

Nowo “narodzone” protogwiazdy formują się w gęstych ośrodkach wewnątrz obłoku molekularnego. Obłoki te cechują się dużą ekstynkcją w optycznym zakresie widma elektromagnetycznego, więc niezbędne są obserwacje na dłuższych falach. Głównie w zakresie submilimetrowym możemy obserwować linie rotacyjne kluczowych molekuł, które niosą informacje o warunkach fizycznych i chemicznych wokół mało masywnych protogwiazd. Za pomocą kodu transferu promienistego RADEX możemy wyznaczyć gęstość kolumnową molekuł HCN i CN, a następnie porównać je z astrochemicznym modelem. W ten sposób uzyskamy informacje o tym, jak silne jest promieniowanie ultrafioletowe wokół mało masywnych protogwiazd, a tym samym lepsze zrozumienie procesów fizycznych występujących u samego zarania formacji gwiazdowej.


Ilustracja 1: Emisja stosunku linii CN/HCN w Pasie Głównym obłoku molekularnego w gwiazdozbiorze Węża. Czarne trójkąty pokazują położenie protogwiazd, a czarne linie - kierunki wypływów powiązanych z protogwiazdami SMM1, SMM3 i SMM4. Lokalne maksima molekuł CN i HCN zaznaczono fioletowymi krzyżykami. Źródło: Publikacja zespołu

Ilustracja 2: Modelowy stosunek ilościowy molekuł CN i HCN w zależności od gęstości wodoru i strumienia promieniowania ultrafioletowego (parametr G0) przy ustalonej temperaturze 50 K. Na niebiesko zaznaczono obserwowane stosunki ilościowe molekuł CN i HCN. Parametr G0 opisuje średni strumień promieniowania ultrafioletowego w ośrodku międzygwiazdowym. Do odtworzenia obserwowanego stosunku linii potrzebne jest dodatkowe źródło promieniowania UV rzędu kilku procent średniego poziomu tego promieniowania w ośrodku międzygwiazdowym. Źródło: Publikacja zespołu.



W dobie odkryć licznych planet pozasłonecznych pozyskujemy coraz więcej informacji o procesach formowania się układów planetarnych i wczesnych etapach życia gwiazd. Aby lepiej zrozumieć te zjawiska niezbędne jest zrobienie kroku wstecz i przyjrzenie się okolicznościom, w jakich ewoluują gwiazdy. Występowanie energetycznego promieniowania elektromagnetycznego, jakim jest promieniowanie ultrafioletowe czy rentgenowskie, przyczynia się do jonizacji ośrodka wokół młodych gwiazd i zmiany składu chemicznego oraz parametrów fizycznych ich najbliższego otoczenia. Masywne protogwiazdy posiadają silne wypływy molekularne z biegunów, które zderzając się z okoliczną materią powodują powstanie promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego. Istnienie promieniowanie ultrafioletowego wokół mniej masywnych obiektów pozostaje wciąż kwestią dyskusji.

Obłok molekularny w gwiazdozbiorze Węża charakteryzuje się dość dużą ilością rozpoznanych protogwiazd (ponad 250) oraz dość niewielką odległości od Ziemi (ok. 436 pc. Dzięki tym czynnikom możemy łatwiej śledzić promieniowanie emitowane przez rotujące molekuły. W północnej części obłoku znajduje się tzw. Pas Główny, w którym występuje kilkanaście mało masywnych protogwiazd na bardzo wczesnym stadium ewolucji. Pierwsze detekcje tych obiektów pochodziły z submilimetrowych obserwacji fotometrycznych. Zostały one ponumerowane względem ich jasności w tym zakresie wraz z przedrostkiem „SMM” oznaczającym „źródło submilimetrowe”. W omawianej pracy wykorzystano obserwacje cząsteczek HCN, CN i CS przeprowadzone za pomocą submilimetrowego teleskopu IRAM 30m.

Protogwiazdy w początkowym stadium swojej ewolucji zanurzone są w gęstej otoczce, która blokuje promieniowanie pochodzące z okolic młodego obiektu. Otoczka pochłania promieniowanie z zakresu optycznego i ultrafioletowego, które jest następnie reemitowane w postaci promieniowania podczerwonego, w wyniku czego obserwujemy promieniowanie ciała doskonale czarnego z maksimum w okolicach 20 μm. Obiekty z takim rozkładem promieniowania nazywamy protogwiazdami Klasy 0. Obserwacje fotometryczne w szerokim zakresie, tzw. SED (ang. Spectral Energy Distribution, pozwalają na określenie klasy protogwiazdy, a tym samym jej przybliżonego wieku. W momencie, gdy otoczka zaczyna się przerzedzać, a maksimum obserwowanego SED przesuwać w stronę krótszych fal, mamy do czynienia z protogwiazdami Klasy 1. Kolejnym etapem życia protogwiazdy jest tzw. faza T Tauri lub Klasa 2. Charakteryzuje się bardzo grubym dyskiem i szczątkowym występowaniem otoczki. Ostatni etap zwany również „przed ciągiem głównym” (pre-main-sequence) to wyewoluowana protogwiazda wraz z dyskiem protoplanetarnym. Na podstawie analizy SED stwierdzono, że w obserwowanym regionie Pasu Głównego obłoku molekularnego w gwiazdozbiorze Węża znajduje się pięć protogwiazd na najwcześniejszym etapie ewolucji, jeden obiekt późnej Klasy 1 oraz trzy protogwiazdy w stadium przejściowym pomiędzy Klasą 0 a Klasą 1.

W wyniku akrecji okolicznej materii protogwiazda musi pozbyć się nadmiarowego momentu pędu, wyrzucając strugi materii ze swych biegunów w postaci wypływów molekularnych. Wypływy mogą przebić się przez gęstą otoczkę materii, unosząc ze sobą gaz molekularny, który emituje linie rotacyjne. W ten pośredni sposób możemy badać najbliższe otoczenie najmłodszych protogwiazd.

Molekuła HCN pod wpływem promieniowania ultrafioletowego fotodysocjuje w CN. Jednocześnie rodnik cyjankowy CN jest bardziej odporny na fotodysocjację, co sprawia, że stosunek CN do HCN jest dobrym próbnikiem promieniowania ultrafioletowego. Wyższe stosunki omawianych molekuł korelują się przestrzennie z położeniem bardziej wyeluowanych protogwiazd w badanej próbce: SMM5 i SMM6. Więcej molekuł HCN występuje w pozycjach wypływów molekularnych, gdzie jest mniej promieniowania ultrafioletowego powodującego jego rozpad, oraz w gęstych regionach z dużą koncentracją protogwiazd, w których wysokoenergetyczne promieniowanie jest szybko absorbowane przez drobiny pyłu. Okazuje się, że stosunek obserwowanych linii CN i HCN może być więc dobrym wyznacznikiem etapu ewolucyjnego protogwiazd - niezależnie od analizy SED.

Bazując na obserwowanych intensywnościach natężenia linii molekularnych, z pomocą kodu transferu promieniowania RADEX można odtworzyć stosunek ilościowy CN do HCN dla zadanych warunków fizycznych otoczenia: temperatury kinetycznej gazu i gęstości cząsteczkowego wodoru. Niezależnie od wybranych parametrów gazu stosunek CN/HCN w okolicach protogwiazd w badanym obszarze znajduje się w zakresie 1-10. Model astrochemiczny Nahoon odtwarza szereg reakcji chemicznych zachodzących w obłokach molekularnych w zależności od takich parametrów fizycznych jak strumień promieniowania ultrafioletowego, temperatura obłoku czy gęstość drobin pyłu. Stosunek CN do HCN zmienia się mało dynamicznie w niskich temperaturach, co pozwoliło na ustalanie parametru temperatury. Model ilościowego stosunku CN/HCN w najbliższym otoczeniu protogwiazdy pokazuje, że obserwowane obfitości mogą być odtworzone tylko przy uwzględnieniu dodatkowego źródła promieniowania ultrafioletowego. Jest to dowód na istnienie niezaniedbywalnego strumienia wysokoenergetycznego promieniowania wokół mało masywnych protogwiazd.



Oryginalna publikacja: IRAM 30 m observations of Serpens Main and Barnard 1b: gas temperatures and UV radiation around low-mass protostars; Mirocha, Agnieszka; Karska, Agata; Gładkowski, Marcin; Żółtowski, Michał; Kristensen, Lars, Proceedings of the Polish Astronomical Society, Vol. 7 (2018).

Przedstawione wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astronomii Gwiazdowej i Pozagalaktycznej Obserwatorium Astronomicznego UJ.






Kontakt:
Agnieszka Mirocha
Obserwatorium Astronomiczne UJ
A.Mirocha [at] uj.edu.pl
TKGS