Az indukált csillagkeletkezés kapcsolata a csillagközi anyag nagyés kis-skálájú szerkezetével

Átírás

1 Könyves Vera Az indukált csillagkeletkezés kapcsolata a csillagközi anyag nagyés kis-skálájú szerkezetével A Doktori értekezés tézisei Eötvös Loránd Tudományegyetem Fizika Doktori Iskola Részecskefizika és Csillagászat Program Doktori Iskola vezető: Programvezető: Témavezető: Konzulens: Dr. Horváth Zalán egyetemi tanár Dr. Csikor Ferenc egyetemi tanár Dr. Érdi Bálint egyetemi tanár Dr. Kiss Csaba tudományos főmunkatárs (MTA KTM CsKI) ELTE Csillagászati Tanszék Budapest, 2007

2 Bevezetés A nagytömegű, forró csillagok mély nyomot hagynak a környékükön található csillagközi anyagban, és nemcsak életük végén, amikor szupernóvává válnak, hanem stabilabb fázisaikban is erős csillagszelük által. Ezek a folyamatok galaktikus skálánkon mérve is jelentős méretű buborékokat hoznak létre, melyeket a lökéshullámok által egy viszonylag vékony héjba összesöpört gáz és por épít fel (pl. Heiles, 1980; 1984; 1990). Magas galaktikus szélességeken is nagy számban fordulnak elő a csillagközi anyag turbulens mozgása következtében keletkezett üreg- és héjszerű struktúrák. Ezek az alakzatok ránézésre nagyon hasonlóak a nagyenergiás események nyomaihoz. A galaktikus középsík környezetében a szupernóva- és csillagszél-lökéshullámok által összenyomott héjak anyaga ideális környezetet jelent a csillagok következő generációinak keletkezéséhez; az itt keletkező nagy tömegű csillagok pedig újabb forrását jelentik a szupernóva- és csillagszél lökéshullámoknak ( propagating star formation ; Öpik, 1953). A buborékhéjakban a csillagkeletkezés első fázisát a felhőmagokban kialakuló sűrű magok jelentik, melyeket rádiómegfigyelések mutathatnak ki pl. CO és CS izotópok, sűrűbb fázisokban pedig az ammónia hullámhosszain. Az intenzív infravörös sugárzás pedig végigkíséri a fiatal csillagok életét a felhőmagoktól egészen a már kialakult csillagok körüli törmelékkorongokig. Dolgozatomban a diffúz távoli-infravörösben többletsugárzást mutató hurok- és ívszerű struktúrák katalógusát állítottam össze a 90 b 90 és a 0 l 90 és 180 l 360 galaktikus területeken (ennek részmunkáit lásd: Könyves, 2001; Könyves és mtsai., 2002; Könyves és mtsai., 2004a cikkekben). A 2. galaktikus negyed hasonló vizsgálataival együtt (Kiss Cs. és mtsai., 2004; KMT04) összesen 462 ilyen objektumot találtunk. Ezen munka végeredménye a galaktikus távoli-infravörös hurkok katalógusa. Az adatbázis objektumainak fizikai és statisztikai vizsgálata kiváló lehetőséget nyújtott a Naprendszer környéki csillagközi anyag nagyskálás szerkezetének tanulmányozásához. Vizsgáltam továbbá a hurok-katalógus Cepheus-buborék (Kun és mtsai., 1987; Ábrahám és mtsai., 2000) nevű objektumának (GIRL G102+06) falában 910 pc-re (Ábrahám és mtsai., 1995) levő LDN 1188 (Lynds, 1962) sötét molekulafelhő természetét és a benne ülő sűrű magok csillagkeletkezési állapotára jellemző fizikai paramétereit infravörös, szubmilliméteres és rádió mérések alapján. A megfigyelésekből nyilvánvalóan látszik, hogy az LDN 1188 molekulafelhőben párhuzamosan vannak jelen a csillagkeletkezés különböző fázisai, az ammónia magoktól egészen a már kialakult, protoplanetáris korongokkal rendelkező fiatal csillagokig. 1

3 Alkalmazott módszerek Munkám első fázisában a távoli-infravörös hullámhosszakon többletsugárzást mutató hurok-, és ívszerű struktúrák ISSA térképeken (IRAS Sky Survey Atlas, Wheelock és mtsai., 1994) való azonosítását végeztem vizuálisan a SkyView képmegjelenítő szoftver segítségével (IPAC, Infrared Processsing and Analysis Center, CALTECH). A továbbiakban a hurkok fizikai paramétereinek meghatározásához, statisztikai vizsgálatokhoz és csillagkeletkezési vizsgálatok adatainak feldolgozásához IDL (Interactive Data Language) rutinokat használtam, melyekbe a Galaxis csillagközi anyagára vonatkozó modellek (pl. Nakanishi és Sofue, 2003; Ferriére, 1998) vagy statisztikai vizsgálatok (pl. Kolmogorov- Szmirnov teszt, csoport-analízis) könnyen beépíthetők voltak. Az LDN 1188 felhő fiatal csillagszerű objektumainak vizsgálatához az adott adatmezőnek leginkább megfelelő, általában speciálisan az adott mérőrendszerhez írt kiértékelő programokat használtam a szubmilliméteres-, rádió- és infravörös hullámhosszakon. Saját eredmények összefoglalása (tézisek) 1. A poremisszió eloszlásának tanulmányozásához 60 és 100 µm-es ISSA térképeken (IRAS Sky Survey Atlas, Wheelock és mtsai., 1994) vizuálisan azonosítottam távoli-infravörösben többletsugárzást mutató hurok-, ívszerű struktúrákat Tóth és mtsai. (1996) definíciója alapján az 1 40 mérettartományban. Emellett reprocesszált IRAS 100 µm-es és vörösödési térképeken (Schlegel és mtsai., 1998) is ellenőriztem az IRAS képeken azonosított hurkok meglétét. A rájuk illesztett ellipszisek segítségével meghatároztam a hurkok geometriai paramétereit. 2. A teljes-ég felmérés során 462 távoli-infravörös hurkot azonosítottunk. Időrendben először a második galaktikus negyed (90 l 180 ) lett feltérképezve, ahol Kiss Cs. és mtsai. (2004) 145 GIRL (Galactic InfraRed Loop) objektumot találtak. Az első, harmadik és negyedik galaktikus negyedre való kiterjesztést majd a hurkok fizikai paramétereinek meghatározását én végeztem (Könyves és mtsai., 2006). A katalógus elektronikus változata megtalálható a A katalógus tartalmazza a hurkok nevét; az illesztett ellipszis központi galaktikus koordinátáit; ezen ellipszisek méretét és pozíciószögét; valamint az objektumok további, távoli-infravörös adatokból származtatott paramétereit. 3. A teljes-ég mintát felhasználva célom volt még, hogy a héjak/hurkok fizikai tulaj- 2

4 donságaira vonatkozó statisztikai megállapításokat is tegyek. A hurkok szignifikancia-vizsgálatából kiderült, hogy azok a csillagközi anyag valódi képződményei, anyagsűrűsödései. A hurkok méreteloszlásában meglátszik az a trend, hogy a galaktikus síktól távolabb ugyanazon energiájú esemény nagyobb buborékot hozhat létre. Az ívek falának 60 és 100 µm-es radiálisan átlagolt felületi fényesség profiljából számolt színindexek pedig azt mutatják, hogy a hurkok falának többsége a galaktikus cirrusz (Low és mtsai., 1984) átlagos I 60 / I 100 = 0.25±0.12 értékéhez Lagache és mtsai. (1998) hasonló színt mutat, míg a galaktikus síkban fekvő hurkok héjai melegebbek. 4. Az azonosított hurkok égi eloszlása igen komplex. Az eloszlás által sugallt további vizsgálatok szerint hurok-csoportosulások molekulakomplexumokkal esnek egybe pár esetben. A hurkok galaktikus hosszúság szerinti eloszlása visszatükrözi a Tejútrendszer spirális struktúráját, a galaktikus szélesség szerinti eloszlásból pedig arra következtettem, hogy magas galaktikus szélességeken a hurkok darabszámnövekedésének magyarázatához szükség van egy olyan hatásos folyamatra, mely nem csak a galaktikus középsík környezetében működik. A szupernóva-robbanásokat és nagytömegű csillagok csillagszelét, mint domináns effektusokat kizárva, ez a hatás a szuperszonikus turbulencia lehet. 5. Az általam vizsgált galaktikus területen talált hurkok közül 43-ra ismert távolságú, a hurokhoz társítható objektumok segítségével (ún. asszociált objektumok ) távolságot is sikerült származtatnom. A 2. galaktikus negyed 30 objektumának távolsága szintén korábbi munka eredménye és ugyancsak megtalálható a KMT04 cikkben. Az ismert távolságú hurkok mindegyike teljesíti azt az alapvető követelményt, hogy azok a Lokális Buborék falában, vagy azon túl helyezkednek el (Lallement és mtsai., 2003). 6. A csillagközi anyag nagyskálájú szerkezetét gyakran szokták jellemezni az üregek mechanikai luminozitásfüggvényének hatványkitevőjével (β, lásd pl. Oey és Clarke 1997). Ez a paraméter, egy adott modell keretein belül átszámítható egy, a méreteloszlást jellemző paraméterre (s). Már olyan esetben is származtatható s paraméter, amikor a szerkezet kialakításában nem vesznek részt szupernóva-robbanások vagy csillagszél. A teljes-égbolt minta alapján meghatároztam a CsKA szerkezetét jellemző paramétereket (β és s) alacsony galaktikus szélességű területeken, ahol ez lehetséges volt. Egy egyszerű modell segítségével pedig összehasonlítottam a különböző β- 3

5 paraméterekhez tartozó látszó méreteloszlásokat ezzel a magasabb galaktikus szélességű CsKA szerkezete is vizsgálhatóvá vált. A Galaxis különböző vidékeire származtatott paraméterekből és ezek modellekkel történő összehasonlításából arra lehet következtetni, hogy a galaktikus fősík környékén a szerkezetet alakító domináns hatások a szupernóva robbanások és a csillagszél; ugyanakkor magas galaktikus szélességeken a szerkezet jól magyarázható a szuperszonikus turbulencia domináns hatásával. Ez az első olyan vizsgálat, amellyel a szuperszonikus turbulenciára jósolt méreteloszlás létét valódi mérésekkel sikerült alátámasztani. 7. A csillagközi közeg szerkezetének, életciklusainak leírására szolgáló másik fontos paraméter, f, a forró gáz térkitöltési faktora. Bár elméleti megfontolásokból és modellekből sokan becsülték már meg, ezt saját Galaxisunkra pontosan megmondani észlelésekből igen nehéz. Távoli-infravörös vizsgálatokból galaktikus környezetünkre a következő kitöltési faktorokat kaptam: f in 30% és f out 5%. Az f in érték a 20% nagyságrendjébe esik, pont úgy, mint ahogy Ferriére (1998) és Gazol-Patiño és Passot (1999) jósolta, az f out érték pedig Ehlerová és Palouš (2005) f HI 5%-val egyezik jól, melyet a 2. galaktikus negyedbeli HI buborékok automatikus azonosításából kaptak. 8. Az LDN 1188 molekulafelhőben az NH 3 (1,1) és (2,2) vonalainak segítésével kerestem felhőmagokat, feldolgozva a mindeddig publikálatlan, 1995-ben az effelsbergi 100 m-es rádiótávcsővel készült méréseket. Az adatkiértékelés a CLASS 1 szoftverrel történt. A mérések alapján három, néhány ívperces átmérőjű ammónia magot sikerült azonosítani ([105,96, +4,13], [105,81, +4,20] és [105,98, +3,93] galaktikus koordinátáknál). Ebből két esetben az ammónia (1,1) és (2,2) vonalprofilok minősége lehetővé tette kinetikus hőmérséklet származtatását is (T kin 14 K). 9. Az Onsala Space Observatory 20 m-es teleszkópjával az LDN 1188 molekulafelhő mm-es rádióméréseit végeztük 2004 és 2005 során április-májusban az ammónia észlelések alapján választott felhőmagokról CS(2-1) térképeket készítettem, továbbá a térképek CS-csúcsait HCO + (1-0) vonalban is megfigyeltem júliusában CS(1-0) és további CS(2-1) mérések készültek. A molekuláris magok fizikai tulajdonságainak kinetikus hőmérséklet, sűrűség, tömeg, stb. meghatározása a RADEX-kód (Jansen és mtsai., 1994; Schöier és mtsai., 2005) segítségével történt. 10. Az LDN 1188 három fiatal forrásának spektrális energiaeloszlását (Spectral Energy Distribution, SED) adtam meg az elvégzett különböző hullámhosszú (elsősorban 1 4

6 infravörös) észlelésekből. A SED-ekből megbecsültem a magok csillaggá fejlődési állapotát (Könyves és mtsai., 2004b). Eszerint két forrás (IRS 4 és IRS 6) I-típusú protocsillagnak minősült, a harmadik (IRS 5) pedig a csillaggá válás legkorábbi szakaszában levőnek, 0-osztályúnak bizonyult André és Montmerle (1994) definíciója alapján. 11. Az IRAM 30 m-es rádiótávcsőre szerelt MAMBO-II bolométerrel december 14-én az LDN 1188 molekulafelhő három infravörös forrását (IRS 4, 5 és 6) észleltük ( szervíz-módban ) az 1.2 mm-es kontinuum hullámhosszon. A mérések kiértékelését a MOPSIC 2 programcsomaggal végeztem. A korábbi infravörös mérésekénél sokkal jobb térbeli felbontásnak köszönhetően az 1.2 mm-es kontinuumban sikerült az eddig kompakt forrásnak látott IRS 4 és IRS 6 forrást két, illetve három kisebb forrásra bontani, amelyek intenzitását az 1.2 mm-es hullámhosszon apertúra-fotometriával határoztam meg. Az IRS 5-ös forrás környezetében csak gyenge 1.2 mm-es intenzitás-többletet sikerült megfigyelni a háttérhez képest, kiterjedt emisszió formájában. Ez azt mutatja, hogy a gyenge térbeli felbontású infravörös mérésekből kapott eredményekkel ellentétben a szubmilliméteres mérések nem erősítik meg azt, hogy a IRS 5 forrás 0-típusú objektum lenne. Kitekintés A távoli-infravörös hurkok általam létrehozott, teljes égre kiterjedő adatbázisa egyedülálló lehetőséget nyújt a Naprendszer-környéki csillagközi anyag nagyskálájú szerkezetének vizsgálatához. Az elméleti úton származtatott Galaxis-szerkezeti, és a csillagközi anyag eloszlására vonatkozó modellek paramétereit ennek az adatbázisnak a felhasználásával először sikerült valódi észlelésekkel is tesztelni. A munka folytatásaként érdemes lenne megvizsgálni a távoli-infravörös és az egyéb hullámhosszakon (pl. bizonyos molekulavonalak, semleges HI 21 cm-es sugárzás, röntgensugárzás) észlelhető szerkezetek kapcsolatát. A katalógus egyedi objektumait is érdemes részletesebb vizsgálatnak alávetni, mivel még alacsony galaktikus szélességeken is jelentős számban vannak olyan hurkok, amelyek az általam összeállított katalógus előtt ismeretlenek voltak. Ezek az egyedi vizsgálatok nem csak a hurok tulajdonságaira és fejlődéstörténetére terjedhetnek ki, hanem a hurok falában meginduló csillagkeletkezésre, az ott keletkező, és különböző fejlődési állapotban lévő csillaghalmazokra is

7 Irodalomjegyzék André P., Montmerle T., 1994, ApJ 420, 837 Ábrahám P., Dobashi K., Mizuno A. és mtsai., 1995, A&A 300, 525 Ehlerová S., Palouš J., 2005, A&A 437, 101 Ferriére K., 1998, ApJ 503, 700 Gazol-Patiño A., Passot Th., 1999, ApJ 518, 748 Heiles C., 1980, ApJ 235, 833 Heiles C., 1984, ApJS 55, 585 Heiles C., 1990, ApJ 354, 483 Jansen D., van Dishoeck E.F., Black J.H., 1994, A&A 282, 605 Kiss Cs., Moór A., Tóth L.V., 2004, A&A 418, 131 (KMT04) Kiss Z.T., Tóth L.V., Balázs L.G., Könyves V., 2006, Publ. Astron. Dept. Eötvös Univ. 17, 173 Könyves V., 2001, Diplomamunka, ELTE Csillagászati Tanszék, Budapest Könyves V., Kiss Cs., 2002, Publ. Astron. Dept. Eötvös Univ. 12, 91 Könyves V., Kiss Cs., Moór A., 2004a, Publ. Astron. Dept. Eötvös Univ. 14, 101 Könyves V., Moór A., Kiss Cs., Ábrahám P., 2004b, BaltA 13, 470 Könyves V., Kiss Cs, Moór A. és mtsai., 2006, A&A, nyomtatásban 6

8 Kun M., Balázs L., Tóth I., 1987, Ap&SS 134, 211 Lagache és mtsai., 1998, A&A 333, 709 Lallement R., Welsh B.Y., Vergely J.L. és mtsai., 2003, A&A 411, 447 Low F., Beintema D.A., Gautier F.N. és mtsai., 1984, ApJ 278, 19 Lynds B.T., 1962, ApJS 7, 1 Nakanishi H., és Sofue Y., 2003, PASJ 55, 191 Oey M.S., Clarke C.J., 1997, MNRAS 289, 570 Öpik E.J., 1953, Irish Astronomical Journal 2, 219 Schlegel, D.J., Finkbeiner, D.P., Davis, M., 1998, ApJ 500, 525 Schöier F.L., van der Tak F.F.S., van Dishoeck E.F., Black J.H., 2005 A&A 432, 369 Tóth L.V., Kiss Cs., Moór A., 1996, The role of dust in the formation of stars, szerkesztette: Käufl H.U., Siebenmorgen R., kiadv.: Springer-Verlag Berlin Heidelberg, o. Wheelock és mtsai., 1994, IRAS Sky Survey Atlas Explanatory Supplement, JPL Publication (Pasadena: JPL) 7