Astronomiczny Obiekt Miesiąca: Kwiecień 2024
< poprzedni Archiwum
Wieloczęstotliwościowa diagnostyka obłoku molekularnego DC 314.8-5.1
Międzynarodowy zespół astronomów kierowany przez naukowców z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie
przeprowadził badania ośrodka międzygwiazdowego na różnych długościach fal, analizując populacje gwiazd w ciemnym obłoku DC 314.8-5.1.
Wykorzystał w tym celu dane z optycznego przeglądu nieba Gaia i dane przeglądów w bliskiej podczerwieni 2MASS i średniej podczerwieni WISE,
a także dedykowane obrazowanie uzyskane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera i dane rentgenowskie z Teleskopu Swift-XRT.
Rysunek 1: Rejon DC 314.8-5.1 widziany na różnych długościach fali: (u góry po lewej) mapa mozaikowa Spitzer MIPS (24 mikrony) ze skalą logarytmiczną intensywności; (u góry po prawej) mapa mozaikowa Spitzer IRAC (5,8 mikrona) ze skalą logarytmiczną intensywności; (u dołu po lewej) czerwony skan liniowy DSS (700 nm); (u dołu po prawej) mapa logarytmiczna Swift UVOT M2 - pasmo 2250 Angstremów. W każdym panelu biała przerywana elipsa oznacza globulę z centralną pozycją oznaczoną białym "x". Zielone elipsy wskazują wykryte źródła UVOT, z HD 130079 zaznaczonym po lewej i TYC 9015-926-1 zaznaczonym w pobliżu północnej granicy globuli. ``C1'' oznacza kandydatkę na YSO zidentyfikowaną w pracy Whittet (2007). "C2" i "C3" oznaczają potencjalne kandydatki na obiekty YSO zidentyfikowane w tej pracy. Źródło promieniowania rentgenowskiego wykryte za pomocą satelity Swift-XRT oznaczono symbolem "S" z krzyżykiem. Źródło: Publikacja Zespołu.
Stan fizyczny obłoków molekularnych na danym etapie ich ewolucji jest silnie uzależniony od przebiegu procesu formowania się gwiazd w ich obrębie. Gwiazdy powstają, gdy gęste jądra obłoków molekularnych zapadają się, a napływająca materia powoduje wówczas, że grawitacyjna energia potencjalna podgrzewa ich materiał i zwiększa jego gęstość aż do punktu kolapsu grawitacyjnego, co w konsekwencji prowadzi właśnie do powstania nowej gwiazdy. Głównymi skutkami takiego formowania się gwiazd jest przetwarzanie pyłu w obłoku, zaburzenie struktury danego obłoku i podgrzanie jego materiału. Procesy te trwają tak długo, jak długo cały ten układ jest modyfikowany i zakłócany przez ewoluującą młodą gwiazdę.
Wynika z tego, że badając obłoki przed rozpoczęciem procesu formowania się gwiazd, można określić panujące w nich warunki. Dzięki wykorzystaniu obserwacji na wielu długościach fal możemy zbadać różne warunki fizyczne w obłoku, co pokazano na rysunku 1. Wykorzystanie obserwacji w pasmach optycznych (lewy dolny panel) pozwala zaobserwować pochłanianie światła gwiazd przez pył, w podczerwieni można z kolei dostrzec gwiazdy ukryte za obłokiem (prawy górny panel), a nawet zobaczyć emisję samego pyłu (lewy górny panel). Dodatkowo także dzięki obserwacjom w ultrafiolecie jesteśmy w stanie zobaczyć pobliskie obiekty (lewy dolny panel).
Każda długość fali pozwala na pokazanie różnych aspektów badanego układu, przy czym obserwacje w średniej i dalekiej podczerwieni uwidaczniają emisję pyłu, wraz z chłodniejszym pyłem, który staje się bardziej dominujący na falach milimetrowych. Korzystając z tego rodzaju danych szerokopasmowych można też sporządzić profil temperaturowy badanego obłoku molekularnego, który pokazano na rysunku 2.
Rysunek 2: (u góry) Widmo SED układu DC 314.8-5.1 wyznaczone na podstawie obserwacji za pomocą satelitów Planck (wypełnione czarne kółka), IRAS (czerwone krzyżyki) i WISE (otwarte czerwone kółka). Ciemnoczerwone krzywe ciągłe i przerywane przedstawiają zmodyfikowane modele ciała doskonale czarnego dla emisji zimnego (14 K) i ciepłego (160 K) gazu wewnątrz lub na powierzchni obłoku; czarna krzywa ciągła oznacza superpozycję tych dwóch. (na dole) SED HD 130079 z teleskopów naziemnych i przeglądu Gaia (małe niebieskie gwiazdki), WISE (otwarte czerwone kółka) i Swift UVOT (duża niebieska gwiazda). Ciemnoniebieska krzywa przerywana odpowiada wewnętrznej emisji gwiazdy HD 130079, modelowanej jako ciało doskonale czarne o temperaturze 10 500 K i całkowitej jasności; ciemnoniebieska krzywa ciągła ilustruje tę wewnętrzną emisję z uwzględnieniem poczerwienienia międzygwiazdowego. Źródło: Publikacja Zespołu.
W omawianych badaniach przeanalizowano różne właściwości ciemnej globuli
DC 314.8-5.1 na wielu długościach fal,
korzystając z dedykowanych obserwacji wykonanych przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Spitzera oraz
instrumentów Swift-XRT i UVOT, uzupełnionych archiwalnymi danymi z satelitów Planck, IRAS, WISE, 2MASS i Gaia.
Zidentyfikowano dzięki temu obiekt DC 314.8-5.1 jako idealnego kandydata do głębszych obserwacji, szczególnie w zakresie
wysokoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego i gamma.
Oryginalna publikacja: E. Kosmaczewski, Ł. Stawarz et al. “Multiwavelength Study of Dark Globule DC 314.8-5.1: Point Source Identification and Diffuse Emission Characterization”. In: ApJ 959.1 (Dec. 2023), p. 37, DOI 10.3847/1538-4357/ad077a. arXiv: 2209.02372 [astro-ph.GA].
Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie.
|
Łukasz Stawarz Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego L.Stawarz [@] uj.edu.pl |
