קרדיט תמונה: ESO
תצפיות חדשות מטלסקופ סובארו היפני 8 מ' והטלסקופ ה-Very Large Telescope של ESO (VLT) חשפו פרטים חדשים בצביר הגלקסיות בתולה - שנמצא במרחק של 50 מיליון שנות אור. תובנה אחת היא שנראה שכוכבים צעירים מסיביים מסוגלים להיווצר בבידוד, הרחק מהחלקים הבהירים יותר של הגלקסיות.
במרחק של כ-50 מיליון שנות אור, צביר הבתולה הוא צביר הגלקסיות הקרוב ביותר. הוא ממוקם בקבוצת גלגל המזלות באותו שם (הבתולה) והוא מכלול גדול וצפוף של מאות גלקסיות.
החלל ה'תוך-צביר' בין גלקסיות הבתולה מחלחל על ידי גז פולט קרני רנטגן חם וכפי שהתברר לאחרונה, על ידי 'אוכלוסיית כוכבים תוך-צביר' דלילה.
עד כה, נצפו כוכבים נוצרים בחלקים המאירים של גלקסיות. הכוכבים הצעירים המאסיביים ביותר נראים לעתים קרובות בעקיפין על ידי פליטה חזקה מהפקעות שמסביב של גז חם, אשר מחומם על ידי הקרינה העזה מהכוכבים המוטבעים. 'אזורי HII' אלה (המבוטאים 'Eitch-Two' ונקראים כך בגלל תכולת המימן המיונן שלהם) עשויים להיות בהירים מאוד ולעתים קרובות הם מתחקים אחר הזרועות הספירליות היפות הנראות בגלקסיות דיסק כמו שביל החלב שלנו.
תצפיות חדשות של טלסקופ סובארו היפני 8 מ' והטלסקופ הגדול של ESO (VLT) הראו כעת שכוכבים מסיביים יכולים להיווצר גם בבידוד, הרחק מהחלקים המאירים של הגלקסיות. במהלך שיתוף פעולה פרודוקטיבי ביותר בין אסטרונומים העובדים בשני טלסקופים ברמה עולמית אלו, התגלה אזור HII קומפקטי ממש בגבול בין ההילה החיצונית של גלקסיית צביר בתולה לבין החלל התוך צביר בתולה.
ענן זה מואר ומחומם על ידי כמה כוכבים צעירים חמים ומסיביים. המסה הכוללת המשוערת של הכוכבים בענן היא רק פי כמה מאות מזו של השמש.
חפץ כזה נדיר בעידן הנוכחי. עם זאת, ייתכן שהיו יותר בעבר, אז הם היו אולי אחראים להיווצרות של חלק מאוכלוסיית הכוכבים התוך-צברית בצבירי גלקסיות. כוכבים עצומים באזורי HII מבודדים כאלה יתפוצצו כסופרנובות בסוף חייהם הקצרים, ויעשירו את המדיום התוך-צבירי ביסודות כבדים.
תצפיות על שתי גלקסיות צביר בתולה אחרות, מסייר 86 ומסייר 84, מצביעות על נוכחותם של אזורי HII מבודדים אחרים, ובכך מצביעות על כך שהיווצרות כוכבים מבודדים עשויה להתרחש באופן כללי יותר בגלקסיות. אם כן, תהליך זה עשוי לספק הסבר טבעי לחידה הנוכחית מדוע כמה כוכבים צעירים נמצאים גבוה בהילה של גלקסיית שביל החלב שלנו, הרחק מהעננים היוצרים כוכבים במישור הראשי.
אשכול בתולה
הגלקסיות ביקום מבודדות לעתים רחוקות - הן מעדיפות חברה. רבים נמצאים בתוך מבנים צפופים, המכונים צבירי גלקסיות, ראה. למשל, תמונת יחסי ציבור של ESO 16a/99.
צביר הגלקסיות הקרוב אלינו נראה בכיוון קבוצת גלגל המזלות בתולה (הבתולה), במרחק של כ-50 מיליון שנות אור. תמונת יחסי ציבור 04a/03 (ממצלמת Wide Field Imager במצפה ESO La Silla) מציגה אזור שמיים קטן ליד מרכז הצביר הזה עם כמה מגלקסיות הצביר הבהירות יותר. תמונת יחסי ציבור 04b/03 מציגה תמונה של שדה גדול יותר (חפיפה חלקית לתמונה 04a/03) לאור מימן מיונן - היא הושגה על ידי טלסקופ סובארו היפני 8.2 מ' במאונה קיה (הוואי, ארה'ב). השדה כולל כמה מהגלקסיות הגדולות בצביר זה, למשל, Messier 86, Messier 84 ו-NGC 4388. על מנת להראות את העצמים הקלושים ביותר האפשריים פולטי מימן המשובצים בפאתי הגלקסיות הבהירות, המעטפות החלקות שלהם 'הוחסרו' במהלך עיבוד התמונה. זו הסיבה שהם נראים די שונה בשתי התמונות.
מאמינים כי צבירי גלקסיות נוצרו בגלל כוח הכבידה החזק מחומר אפל וזוהר. צביר בתולה נחשב לצביר צעיר יחסית, מכיוון שמחקרים על התפלגות הגלקסיות החברות בו וחקירות קרני רנטגן של גז צביר חם חשפו 'תת-צבירי גלקסיות' קטנים סביב הגלקסיות הגדולות מסייר 87, מסייר 86 ומסייר 49 תת-צבירים אלה עדיין צריכים להתמזג כדי ליצור צביר גלקסיות צפוף וחלק.
צביר בתולה הוא ככל הנראה בצורת סיגר, כאשר הממד הארוך ביותר שלו הוא כ-10 מיליון שנות אור ליד כיוון קו הראייה - אנו רואים אותו 'מהסוף'.
כוכבים בחלל תוך צביר
צבירי גלקסיות נשלטים על ידי חומר אפל. החלק הגדול ביותר של מסת הצביר הזוהר (כלומר ה'גלוי') מורכב מהגז החם שחודר לכל הצביר. תצפיות עדכניות של כוכבים 'תוך-צביריים' אישרו כי בנוסף לגלקסיות הבודדות, צביר בתולה מכיל גם מה שנקרא 'מרכיב כוכבי מפוזר', הנמצא בחלל שבין גלקסיות הצביר.
הרמז הראשון לכך מתוארך לשנת 1951 כאשר האסטרונום השוויצרי פריץ צוויקי (1898-1974), שעבד בטלסקופ 5 מ' בהר פאלומר בקליפורניה (ארה'ב), טען לגילוי של אור מפוזר המגיע מהחלל שבין הגלקסיות ב- צביר גדול נוסף של גלקסיות, צביר תרדמה. בהירות האור התוך-צביר הזה חלשה פי 100 מהבהירות הממוצעת של שמי הלילה על הקרקע (הנגרמת בעיקר על ידי זוהר של אטומים באטמוספירה הקרקעית העליונה) והמדידה שלו קשה אפילו בטכנולוגיה הנוכחית. כעת אנו יודעים שהזוהר התוך-צביר הזה מגיע מכוכבים בודדים באזור זה.
ערפיליות פלנטריות
לאחרונה, אסטרונומים נקטו בגישה חדשה ושונה לגילוי הכוכבים התוך-צביריים החמקמקים. כעת הם מחפשים כוכבים דמויי שמש בשלב הגסיסה האחרון שלהם, שבמהלכו הם פולטים את השכבות החיצוניות שלהם לחלל שמסביב. במקביל הם חושפים את גרעין הכוכבים הקטן והחם שלהם המופיע כ'כוכב ננס לבן'.
עצמים כאלה ידועים כ'ערפיליות פלנטריות' מכיוון שחלק מאלה הקרובים, למשל. 'ערפילית המשקולות' (השווה. ESO PR תמונה 38a/98) מזכירה את הדיסקים של כוכבי הלכת של מערכת השמש החיצונית כשהם צופים בטלסקופים קטנים.
המעטפה הנפלטת מוארת ומחוממת על ידי הכוכב החם מאוד שבמרכזה. ערפילית זו פולטת חזק בקווי פליטה אופייניים של חמצן (ירוק; באורכי גל 495.9 ו-500.7 ננומטר) ומימן (אדום; קו H-אלפא ב-656.2 ננומטר). ניתן להבחין בין ערפיליות פלנטריות לערפיליות פליטה אחרות בעובדה שקו החמצן הירוק הראשי שלהן ב-500.7 ננומטר בהיר בדרך כלל פי 3 עד 5 מקו ה-H-אלפא האדום.
חפש ערפיליות פלנטריות בתוך צביר
צוות בינלאומי של אסטרונומים [2] מבצע כעת תוכנית מחקר מאתגרת ביותר, שמטרתה למצוא ערפיליות פלנטריות תוך-צביריות. לשם כך, הם צופים באזורים שבין גלקסיות מקבץ עם מסננים אופטיים צר פסים שתוכננו במיוחד המכוונים לאורך הגל של קווי החמצן הירוקים.
המטרה העיקרית היא לחקור את התכונות הכוללות של מרכיב הכוכבים המפוזר בצביר הבתולה הסמוך. כמה אור מפוזר מגיע מהחלל התוך-צביר, איך הוא מופץ בתוך האשכול, ומה מקורו?
מכיוון שהכוכבים באזור זה כנראה ישנים ברובם, ההסבר הסביר ביותר לנוכחותם באזור זה הוא שהם נוצרו בתוך גלקסיות בודדות, שלאחר מכן הופשטו מרבים מהכוכבים שלהן במהלך מפגשים קרובים עם גלקסיות אחרות בשלבים הראשונים של הצביר. היווצרות. הכוכבים ה'אבודים' הללו התפזרו לאחר מכן לחלל התוך צביר, שם אנו מוצאים אותם כעת.
תצפיות סובארו
אסטרונומים יפנים ואירופים השתמשו במצלמת פסיפס רחב שדה Suprime-Cam בטלסקופ סובארו 8 מ' (מאונה קיה, הוואי, ארה'ב) כדי לחפש ערפיליות פלנטריות תוך-צביריות באחד האזורים הצפופים ביותר של צביר בתולה, ראה. תמונת יחסי ציבור 04ב/03. הם נזקקו לטלסקופ בגודל כזה כדי לבחור עצמים כאלה ולהבחין ביניהם בבטחה מאלפי כוכבי החזית בשביל החלב ובגלקסיות הרקע.
בפרט, על ידי תצפית בשני מסננים צר פס הרגישים לחמצן ומימן, בהתאמה, ניתן 'להפריד' את הערפיליות הפלנטריות הנראות בשדה זה מגלקסיות רקע רחוקות (בהסטה לאדום), שאין להן פליטה חזקה בשתי הגלקסיות. פס ירוק ואדום. זה לוקח מאוד זמן לצפות בפליטת ה-H-alpha החלשה וזה יכול להיעשות רק עם טלסקופ גדול.
בשדה זה נמצאו כ-40 מועמדים לערפיליות פלנטריות תוך-צביריות, שהיו עם יחסי עוצמת החמצן/קו H-אלפא הצפויים של 3 - 5, כמו אלה המתוארים PR Photo 04d/03. אולם באופן בלתי צפוי, הנתונים הראו גם מספר קטן של גופי פליטה דמויי כוכבים עם יחסי חמצן/קו H-אלפא של בערך 1. זה אופייני יותר לענן של גז מיונן סביב כוכבים צעירים ומסיביים - כמו מה שנקרא אזורי HII בגלקסיה שלנו, שביל החלב.
עם זאת, זה יהיה מאוד יוצא דופן למצוא אזורי היווצרות כוכבים כאלה באזור התוך-צביר, כך שברור היה צורך בתצפיות ספקטרוסקופיות עוקבות לאישור.
מידות ה-VLT
הדרך היחידה לוודא שעצמים יוצאי דופן אלו מופעלים על ידי כוכבים צעירים היא על ידי מחקר ספקטרוסקופי מפורט, המנתח את האור הנפלט על פני טווח רחב של אורכי גל. אחד מהעצמים נצפה בדרך זו באפריל 2002 עם מכשיר ה- FORS2 מרובה מצבים בטלסקופ VLT YEPUN באורך 8.2 מטר במצפה הכוכבים Paranal ESO (צ'ילה).
זו הייתה תצפית מאתגרת ביותר, אפילו עבור מתקן חזק מאוד זה, שדרש מספר שעות של זמן חשיפה. הבהירות של העצם הקלוש (שטף קו החמצן [OIII 500.7]) הייתה דומה לזו של נורה של 60 וואט במרחק של כ-6.6 מיליון ק'מ, כלומר רחוקה בערך פי 17 מהירח.
הספקטרום המתועד (שסע ארוך) (תצלום יח'צ 04e/03) הוא אכן של אזור HII, עם קווי פליטה אופייניים ממימן, חמצן וגופרית, ועם פליטת 'רצף' כחולה מכוכבים חמים וצעירים. זוהי העדות הקונקרטית הראשונה לכך שחלק מגז המימן המיונן בתווך התוך-צביר ליד NGC 4388 מחומם על ידי כוכבים מסיביים, במקום קרינה מגרעין הגלקסיה.
השוואת הספקטרום עם מודלים פשוטים של התפרצות כוכבים הראתה שאזור HII זה 'מופעל' על ידי כוכב אחד או שניים חמים ומסיביים (סוג O). מודל התפרצות הכוכבים המתאים ביותר מרמז על מסה כוללת משוערת של כוכבים צעירים של כ-400 מסות שמש עם גיל של כ-3 מיליון שנים. האובייקט הוא כמובן מאוד קומפקטי - הוא אכן לא פתור בכל התמונות. הרדיוס המוסק של אזור HII הוא כ-11 שנות אור.
כוכבים צעירים נוצרים רחוק מגלקסיות
אזור יצירת כוכבים קומפקטי זה ממוקם כ-3.4 קשת-מין צפונה ו-0.9 קשת-מין מערבית לגלקסיה NGC 4388, המקביל למרחק של כ-82,000 שנות אור (מוקרן) מאזורי יצירת הכוכבים העיקריים בגלקסיה זו. הענן הקטן מתרחק מאיתנו במהירות נצפית של 2670 ק'מ לשנייה. זה מהיר בהרבה מהמהירות הממוצעת של צביר בתולה (כ-1200 ק'מ לשנייה) אך דומה לזו של NGC 4388 (2520 ק'מ לשנייה), מה שמצביע על כך שהוא כנראה נופל דרך ליבת צביר בתולה יחד עם NGC 4388, אבל הוא לא יכול היה להתרחק במהלך החיים הקצרים יחסית של הכוכבים המאסיביים שלו.
לא ידוע אם פעם הוא היה או עדיין קשור ל-NGC 4388, או שהוא היה שייך רק לסביבה שנפלה לצביר בתולה עם גלקסיה זו. בכל מקרה, קיומו של אזור HII זה הוא הדגמה ברורה לכך שכוכבים יכולים להיווצר בפאתי הגלקסיות ה'פזורות', אם לא בחלל התוך-צבירי.
בגלל תהליכים דינמיים פנימיים, הכוכבים באובייקט זה אינם יכולים להישאר לנצח בצביר צפוף. בתוך כמה מאות מיליוני שנים הם יתפזרו ויתערבבו עם אוכלוסיית הכוכבים המפוזרת בקרבת מקום. היווצרות כוכבים מבודדים זו צפויה אם כן לתרום לאוכלוסיית הכוכבים התוך-צברית, בין אם באופן ישיר או לאחר שהתרחקה מההילה של NGC 4388.
מצב זה של היווצרות כוכבים מבודד אינו תורם הרבה לפליטת האור התוך-צברית הכוללת - בקצב הנוכחי הוא יכול להסביר רק חלק קטן מהאור המפוזר הנצפה כעת באזור זה. עם זאת, ייתכן שזה היה משמעותי יותר בעבר, כאשר פרוטוגלקסיות וקבוצות פרוטו-גלקסיות, עשירות בגז ניטרלי ועם ענני גז במרחקים גדולים ממרכזיהן, נפלו לראשונה לצביר בתולה שנוצר.
לקוחות פוטנציאליים
קיומם של אזורי HII קומפקטיים מבודדים כמו זה חשוב כאתר שונה מאוד של היווצרות כוכבים מאלה הנראים בדרך כלל בגלקסיות. הכוכבים המאסיביים שנולדו בעננים מבודדים כאלה יתפוצצו כסופרנובות ויעשירו את המדיום התוך צביר בתולה במתכות.
אזורי HII קומפקטיים אפשריים אחרים - אך עדיין לא מאומתים ספקטרוסקופית - בהילות של Messier 86 וגם של Messier 84 זוהו במהלך עבודה זו. ממצא זה מעמיד אפוא בספק גם את השימוש הנוכחי בערפיליות פלנטריות קו פליטה כמחוון מרחק; כדי להשיג את הדיוק הטוב ביותר האפשרי, יהיה צורך מעתה והלאה לנכש אזורי HII אפשריים בדגימות.
אם אזורי HII קומפקטיים קיימים בדרך כלל בגלקסיות, הם עשויים להיות מקומות הולדתם של כמה מהכוכבים הצעירים הנצפים כעת בהילה של גלקסיית שביל החלב שלנו, גבוה מעל המישור הראשי. כעת מתוכננות תוכניות תצפית הן עם הטלסקופים סובארו והן עם ה-VLT כדי לגלות יותר מהעצמים המעניינים הללו ולחקור את תכונותיהם.
מקור מקורי: מהדורת חדשות של ESO