A galaktikus csillagászat újdonságaiból 237

Kun Mária

A galaktikus csillagászat újdonságaiból

Gigantikus molekuláris hurkoka Tejútrendszer centrumában

A nagoyai egyetem rádiócsillagászai 4 méteres átmérõjû NANTEN rádió-teleszkópjukkal a szén-monoxid molekula 2,6 mm-es sugárzásában térké-pezték fel a galaktikus centrum vidékét. Ez a vonal a csillagközi gáz sûrû(100 molekula/cm3 fölött) és hideg (100 K alatt) tartományaiban keletkezik.A vonal pontos mért hullámhosszából meghatározható a gáz látóirányú se-bessége. Ha pedig mindkét leggyakoribb szénizotópot tartalmazó molekula(12CO és 13CO) sugárzását megmérik egy adott irányban, akkor a mérések-bõl a gáz hõmérséklete és mennyisége (oszlopsûrûsége) is meghatározható.Azt, hogy milyen messze vannak tõlünk a szénmonoxid-vonalat kibocsátófelhõk, közvetlenül a mérésekbõl nem lehet megmondani. A gáz sebessége,a felhõk egyéb, ismert távolságú égitestekkel való megfigyelt kölcsönhatásasegít a távolság meghatározásában.

A galaktikus centrum szénmonoxid-térképein két óriás, hurokszerû alak-zat rajzolódik ki. Az 1. ábra felsõ és középsõ részén látható a két hurok szén-monoxid-térképe, ahogyan a 4 m-es NANTEN teleszkóp látta, az alsó ábrapedig a hurkok sebességeloszlását mutatja. Jól látható, hogy hurkokban agáz sebessége nagyon széles tartományon változik. A hurkok talppontjainálkülönösen szélesek a szénmonoxid-vonalak: a gáz sebessége –40 és +80km/s közt változik. Ekkora sebességgradiens nem mérhetõ a galaktikuscentrumon kívül. A galaktikus síkban bármely irányban csak 10 km/s nagy-ságrendû sebességtartományok figyelhetõk meg. Ez azt mutatja, hogy ahurkok nem véletlenül a centrum irányába vetülõ elõtérobjektumok, ha-nem tényleg ott is vannak, tõlünk mintegy 8,5 kiloparszekre. Megfigyeltszögméreteik ekkor 500 és 300 pc-es hosszúságnak és 30 pc vastagságnak fe-lelnek meg. Magasságuk a galaktikus sík fölött kb. 220, illetve 300 parszek,sokkal nagyobb, mint a Tejútrendszer centrális molekuláris korongjának100 pc-es tipikus vastagsága. Az 1. huroknak 250 pc-es hossza mentén 80km/s-mal változik a látóirányú sebessége, a 2. számúnak pedig 150 pc-en 60

238 A galaktikus csillagászat újdonságaiból

km/s-mal. A 13CO és 12CO adatokatkombinálva meghatározták a hur-kokban levõ gáz hõmérsékletét éstömegét: átlagosan 50 K hõmérsék-leten a kettõ együtt 170 000 naptö-megnyi gázt tartalmaz. Egy-egyhurok teljes kinetikus energiájamintegy 9·1050 erg. Ennyi energiátegy szupernóva nem képes átadni acsillagközi anyagnak, tehát a hur-kokat bizonyára nem szupernó-va-robbanás hozta létre. Sõt, az semvalószínû, hogy több szupernóvaegyüttes hatására létrejött ún. szu-perbuborékot látunk, mivel azok-ban sokkal kisebb a sebességkülönb-ség.

Yasuo Fukui és munkatársai amágneses tér hatásaival, az ún.Parker-instabilitás kialakulásávalmagyarázzák a hurkok létrejöttét ésmegfigyelhetõ tulajdonságait. A ga-laktikus mágneses tér a centrumkörnyékén sokkal erõsebb, mintmásutt. Mivel a molekuláris anya-got is tartalmazó gáz elektromosannem teljesen semleges, a mágnesestér képes a gáz nagy léptékû szerke-zetének és mozgásának befolyásolására. A részben ionizált gázba „befagy” amágneses tér, azaz az anyag és a tér együtt mozognak. A Parker-instabilitásolyan gázrétegben alakul ki, amelyet a gravitációval szemben részben a ho-rizontális mágneses tér stabilizál. Térbeli zavar hatására a gáz hullámzanikezd, és magával viszi a befagyott mágneses teret. Az óriás hurkokat a mág-neses tér emelhette ki a Galaxis molekuláris korongjából. A nagy sebes-séggradiens az erõvonalak mentén a korongba visszahulló gáz mozgásáttükrözi. A galaktikus sík gravitációs hatására lefelé gyorsuló gáz legnagyobbsebességét a talppontok közelében éri el. A talppontoknál lökéshullámok lép-nek fel, amelyek magas hõmérsékletre fûtik a gázt.

A kutatók megbecsülték, milyen méretû és élettartamú hurkokat hozhatlétre a Parker-instabilitás a Tejútrendszer központi tartományának megfele-

1. ábra. A felsõ és a középsõ ábra a két molekulárishurok szénmonoxid-térképe, az alsó ábra pedig ahurkok mentén megfigyelt látóirányú sebessége-ket mutatja (Fukui et al. 2006).

A galaktikus csillagászat újdonságaiból 239

lõ környezetben. A gázréteg tömegén, sûrûségén és ionizációs fokán kívülfontos szerepe van a nyomás változásának a síktól távolodva. A modellek jóegyezést mutatnak a megfigyelésekkel.

A hurkok természete hasonló a napkoronában megfigyelt mágneses hur-kokéhoz, amelyek a fotoszféra granuláiban gyökereznek, és szintén a mág-neses tér emeli fel õket. A galaktikus centrum hurkai azonban mintegy 12nagyságrenddel nagyobbak a Napon megfigyelhetõ rokonaiknál, és élettar-tamuk is hasonlóan hosszabb.

Irodalom

Fukui Y. et al. (2006) Science 314, 106

A Tejútrendszer központi területe

R. Schödel és munkatársai a Tej-útrendszer központja körüli 1 par-szekes területet térképezték felközeli infravörös hullámhosszakona VLT ISAAC kamerájával, adaptívoptikával, soha nem látott szögfel-bontással (2. ábra). Meghatározták acsillagsûrûséget és a diffúz háttér-fény intenzitását. Részletes térképetközölnek a csillagközi fényelnyelésfelületi eloszlásáról is. A centráliscsillaghalmaz tömegére sokkal na-gyobb értéket kaptak, mint koráb-ban mások ugyanerre a térfogatra.A csillagok az össztömeg felét tar-talmazzák. Valószínûleg csillagtö-megnyi fekete lyukak is vannak acentrális parszekben. A csillagok tö-meg szerint szétválnak: középenvannak a legnagyobb tömegûek.A Sgr A* rádióforrás (a Tejútrend-szer dinamikai középpontja) körüli legbelsõ 6 ívmásodpercen belül (0,22parszeknek felel meg) a tömegsûrûség 2,8 millió MA/pc3. Sok sûrû csomó islátható a halmazban, különösen 3 és 7 ívmásodpercre a Sgr A*-tól. Ezek ter-

2. ábra. A Tejútrendszer centrális 40”×40”-estartományáról a VLT ISAAC kamerájával 2,3mikrométeren adaptív optikával készült kép, a pi-xelméret 0,”027. A kép közepe egybeesik a Sgr A*rádióforrás pozíciójával (Schödel et al. 2007).

240 MCSE

mészete tisztázatlan, valószínûleg újonnan keletkezett csillagok. Azextinkció térbeli szerkezetében is vannak változások. Arra lehet következ-tetni, hogy a legbelsõ egy ívmásodpercbõl nagyenergiájú kifúvás indul.

Irodalom

Schödel, R., et al. (2007) Astronomy & Astrophys. 469, 125

Fiatal csillaghalmaz a Tejútrendszer szélén

A Tejútrendszer külsõ régióiban, a Naptól kifelé haladva a csillagközianyag sûrûsége gyorsan csökken. Különösen érvényes ez a molekuláris gáz-ra, amelynek ismereteink szerint mintegy 90%-a a Nap és a galaktikus cent-rum közt található. Míg a semleges hidrogén külsõ határa 24–25 kpc-re van acentrumtól, molekuláris gázt nem észleltek 20 kpc-en túl. A Tejútrendszerlegtávolabbi régióiban a fizikai körülmények nagyon mások, mint itt a kör-nyékünkön vagy a belsõbb tartományokban. A ritka gázban nem kedvez-nek a körülmények a molekulaképzõdésnek. Kevesebb a felhõütközés és aszupernóva-robbanás, gyengébb a spirálkarok hatása, mint a belsõ régiók-ban, ezért a csillagkeletkezés is ritka. A molekuláris gáz és a hozzá kötõdõcsillagkeletkezési folyamatok természetérõl a külsõ galaktikus régiókbanelég kevés adat van, elsõsorban azért, mert a gázréteg alakja, helyzete nagygalaktocentrikus távolságoknál eltér a síktól, így a síkra koncentráló rádió-csillagászati felmérések könnyen elkerülik az esetleges távoli molekulafel-hõket. Jan Brand és Jan Wouterloot az 1980-as évek végén olyan infravörösforrások környékén kezdett molekulafelhõket és csillagkeletkezést keresni aTejútrendszer külsõ régióiban, amelyek a belsõ tartományokban általábanmolekulafelhõkhöz és csillagkeletkezéshez társulnak. Vizsgálataik egyikelsõ fontos eredménye az a több mint 1300 objektumot tartalmazó kataló-gus, amely a külsõ Tejútrendszerben IRAS pontforrásokhoz társuló moleku-lafelhõk alapvetõ adatait tartalmazza (Wouterloot és Brand, 1989 – WB89).A felhõk mért látóirányú sebességébõl becsült távolságok azt mutatják,hogy a legtávolabbiak nagyjából 20 kpc-re vannak a Tejútrendszer centru-mától. Ezeknek a molekulafelhõknek késõbbi, behatóbb vizsgálata eredmé-nyezte egy távoli fiatal csillaghalmaz felfedezését. A halmaz a WB89–789jelû molekulafelhõhöz társul, amelynek sebessége 20,2 kpc-es galakto-centrikus távolságot sugall. Az újonnan felfedezett csillagcsoport tehát amolekuláris korong szélén van, több mint kétszer olyan messze a galaktikus

A galaktikus csillagászat újdonságaiból 241

centrumtól, mint a Nap, 11,9 kpc-re tõlünk. A szerzõk közeli infravörösbenvégzett fotometriai mérésekkel 60 halmaztagot azonosítottak. 14 csillagnál afiatal, fõsorozat elõtti csillagokra jellemzõ infravörös többletet mértek, és ta-láltak három mélyen felhõbe ágyazott, ún. 1. osztályú protocsillagot is.A halmaztagok Hertzsprung–Russell-diagramja is jól összeegyeztethetõ afelhõ látóirányú sebességébõl meghatározott távolsággal. Nagy szögfelbon-tású milliméteres rádiócsillagászati mérésekkel kimutatták, hogy a halmazegy kb. 1000 naptömegnyi molekulafelhõben van. A molekuláris mérések ahalmaz közepérõl nagy sebességgel kiáramló gázt is kimutattak, ami a csil-lagkeletkezés ismert velejárója. A megfigyelési adatok egyértelmûen aztmutatják, hogy a halmaz nagyon fiatal, és a beágyazó felhõben jelenleg is fo-lyamatban van a csillagkeletkezés. Ennek fényében nagyon meglepõ ered-ményt adott a halmaz közepén található, ködbe ágyazott csillagspektroszkópiai vizsgálata. Kiderült, hogy ez a halmaztag K típusú óriás,amelynek kora legalább 20 millió év. Eszerint a halmaz térfogatában leg-alább ennyi ideje folyik a csillagkeletkezés. Nem ismeretlen jelenség, hogyegy felhõben kialakult fiatal csillagok erõs szele a felhõ összenyomásával to-vábbi csillagkeletkezést indukál a környezetében. Ennek következtében alétrejövõ csillagcsoport tagjai nem lesznek egyidõsek.

Irodalom

Brand, J. & Wouterloot, J. G. (2007) Astronomy & Astrophys. 464, 908Wouterloot, J. G. & Brand, J. (1989) Astronomy & Astrophys. Suppl. 80, 149

A Sagittarius-áram csillagai– a Tejútrendszer halójának forrása?

Galaxisunk halójának egyik lehetséges forrásai a kísérõ törpegalaxisok.Ezek csillagai azonban sem korban, sem fémességben nem egyeznek a Tej-útrendszer halójának csillagaiéval. Azok a csillagok azonban, amelyek márrégen kiszakadtak a törpegalaxisokból, lehet, hogy egészen más tulajdonsá-gúak, mint a maradványok. A Sagittarius törpe elliptikus galaxis különösenérdekes ebbõl a szempontból. A galaxisnak még jelentõs maradvány-magjavan, és ezzel egy idõben kiszakított csillagai az egész égbolton megfigyelhe-tõk. Ezekbõl a csillagokból áll a Sagittarius-áram. A törpegalaxis bomlása te-hát még folyamatban van. A befogott csillagok és a megmaradt galaxismagcsillagainak kémiai összetételét összehasonlítva megfejthetõ a törpegalaxis

242 MCSE

csillagkeletkezési története, és közelebb juthatunk a válaszhoz arra a kér-désre is, hogy vajon Galaxisunk halója a kísérõ törpegalaxisokból befogottcsillagokból alakult-e ki. L. Monaco és munkatársai nagy felbontású spekt-roszkópiai mérésekkel meghatározták a Sagittarius-áram 67 vörös óriáscsil-lagának radiális sebességét, és 12-ben néhány nehéz elem gyakoriságát is.Azt az eredményt kapták, hogy a vizsgált csillagok átlagosan fémszegé-nyebbek, mint a törpegalaxis magja, amely a Naphoz hasonló fémtartalmúcsillagokból áll. Sokkal nagyobb minták kémiai összetételének vizsgálatáravan azonban szükség annak eldöntésére, hogy a Tejútrendszer és a Sgrtörpegalaxis régebbi találkozásai során befogott, fémszegényebb csillagokjelentõsen hozzájárultak-e a galaktikus haló populációjához vagy nem.

Irodalom

Monaco, L. et al. (2007) Astronomy & Astrophys. 464, 201

Globulettek: a barna törpék és bolygótömegû égitesteklehetséges születési helyei

Néhány ionizált hidrogénfelhõ (HII-zóna) területén nagyon pici, sötétfelhõk figyelhetõk meg a fényes háttéren. Mivel nagyobb méretû rokonai-kat globuláknak nevezi a szakirodalom, Gösta Gahm és munkatársai (Stock-holm Observatory) globuletteknek nevezték el ezeket a pici felhõket.A globulákkal ellentétben, amelyekben gyakran figyelhetõ meg csillagkelet-kezés, egyetlen ismert globulett sem tartalmaz beágyazott csillagot. A 3. áb-rán néhány globula és globulett látható a Rosetta-köd és az IC 1805 fényesháttere elõtt. A kép Há szûrõvel készült a 2,5 m-es Nordic OpticalTelescope-pal. Gahm és munkatársai összesen 173 ilyen nagyon kis felhõtvizsgáltak meg 10 óriás HII-zóna körül. A Há szûrõvel készített képekenmegvizsgálták a globulettek méretét, alakját és a HII-zóna gerjesztõ csillagá-tól való távolságukat. A háttér fényességének gyengítésébõl meghatároztáka fényelnyelõ por mennyiségét bennük. A por mennyiségébõl következtet-ni lehet a globulettek tömegének legnagyobb részét kitevõ gáz tömegére is.A vizsgálatok azt mutatják, hogy a globulettek átlagos sugara 2500 CSE, ésnagyon kevés anyag van bennük: többségük kisebb 13 jupitertömegnél.Csillag biztosan nem keletkezik bennük. A globulettek egy része nagyobbstruktúrákhoz, a HII-zónát szegélyezõ sötét felhõrõl lefûzõdõ „elefántormá-

A galaktikus csillagászat újdonságaiból 243

3. ábra. Globulák, elefántormányok és globulettek a Rosetta-ködben és az IC 1805-ben (Gahm et al.2007).

244 MCSE

nyokhoz” kapcsolódik, míg vannak, amelyek teljesen különállóak. Mindenesetben úgy látszik, hogy a nagyon kis felhõk nagyobbak eróziójának a vég-termékei.

Mind a globulák, mind a globulettek forró, ionizált gázban úszó hideg,sûrû felhõszigetek. A globulákban a csillagkeletkezést segíti a nagy külsõnyomás. Felmerül a kérdés, hogy mi a globulettek sorsa a nagy nyomásúkörnyezetben. Két eset lehetséges: (1) mivel nagyon picik, a forró csillagoksugárzása és szele teljesen elpárologtatja és szétfújja õket; (2) még mielõtt ezbekövetkezne, a nagy nyomású környezetben gravitációsan kötött égites-tekké húzódnak össze. Saját gravitációs terük nem lenne elég ehhez, fontosa külsõ nyomás. Gahm és munkatársai a rendelkezésükre álló adatokbólmegbecsülték a globulettek elpárolgási és szabadesési idejét. Arra az ered-ményre jutottak, hogy a külsõ nyomást is figyelembe véve a szabadesési idõalig negyede az elpárolgási idõnek. A globulettek többsége 1 millió évnél rö-videbb idõ alatt instabillá válhat és gravitációsan kötött égitestet hozhat lét-re. Ráadásul a forró csillagok irányából még a sugárnyomás és a csillagszél issegítheti az összehúzódást. Az így kialakuló égitestek tömege nagyon kicsi:barna törpék születhetnek és olyan bolygótömegû égitestek, amelyek nemcsillag körül keringenek, ezért valószínû, hogy a valódi bolygóktól eltérõmódon keletkeztek. Az utóbbi években egyre több ilyen magányos bolygó-tömegû égitest felfedezésérõl szerezhettünk tudomást. Mivel bolygótömeg-nyi anyag a csillagközi tér átlagos körülményei közt nem képesgravitációsan instabillá válni, a globulettek léte válasz lehet keletkezésükrejtélyére.

Irodalom

Gahm, G. F. et al. (2007) Astron. J. 133, 1795

Csillagkeletkezési régiók röntgensugárzása

A Nap fiatal, néhány millió éves rokonait nagyon nehéz kiválogatni azöregebb csillagok közül. A csillagok nagy része 10–100 tagú laza csoportok-ban keletkezik, és ezek a csoportok nagyon rövid életûek, gyakran már acsillagkeletkezés végére szétesnek. A fiatal csillagok laza, szétesõ csoportjaitnehéz felfedezni, ha már nincs a közelükben szülõ felhõjük. A röntgenob-szervatóriumok már jó néhányszor bebizonyították hatékonyságukat a fia-tal csillagok keresésében. A fõsorozat elõtti, T Tauri típusú csillagok átlagosröntgenfényessége mintegy 500-szorosa egy öregebb Nap típusú csillagé-

A galaktikus csillagászat újdonságaiból 245

nak, ezért a csillagok röntgensugár-zásának mérése jó lehetõségetteremt e csillagok azonosítására.A ROSAT fedezte fel a TW Hydraeasszociáció és a Chamaeleon-felhõk10 millió év körüli korú, nagy terü-leten szétszórt tagjait, a Chandraröntgenobszervatórium is sok új fi-atal csillagot talált az Orion-köd-ben, számos felhõmagban, halmaz-ban és asszociációban, az XMM-Newton pedig a Felsõ Scorpiusasszociációban és a Taurus moleku-lafelhõben.

A Chandra egyik érdekes cél-pontja volt a CG12 jelû üstökös ala-kú globula a déli égbolton, a Velacsillagképben. Ebben a felhõben aChandra mérései elõtt öt, 2–7 nap-tömegû fõsorozat elõtti csillagot és három beágyazott, kialakulóban levõcsillagot azonosítottak. Maga a felhõ több szempontból is rendkívül rejté-lyes. Elõször is mintegy 200 parszekkel a galaktikus sík fölött található, aholalig vannak csillagkeletkezési területek. Az üstökös alakú globulák általábanHII-zónák szélén, forró, fiatal csillagok közelében vannak. Üstökös-szerûmegjelenésük a közeli csillagok sugárzásával és szelével való kölcsönhatá-suk eredménye (hasonlóan a Naprendszer üstököseihez). A CG12 közelé-ben azonban eddig nem találtak nagy energiájú csillagcsoportot. Továbbiérdekesség, hogy a felhõ „csóvája” áll a galaktikus sík felé, és „feje”, amely-ben csillagok születnek, a magas galaktikus szélességû oldalon (4. ábra). Ezarra utal, hogy a CG12-t magas galaktikus szélességek felõl érte olyan lökés,amelynek hatására csillagkeletkezés kezdõdött benne. Márpedig a forrócsillagok, amelyektõl ilyen hatás várható, többnyire a galaktikus síkban van-nak.

Konstantin Getman és munkatársai a Chandra megfigyeléseit elemezve acsillagkeletkezés további szokatlan, a folyamatról alkotott elméleteknek el-lentmondó tulajdonságait fedezte fel a CG12-ben. Több mint 50 új T Tauri tí-pusú csillagot és egy új beágyazott csillagot találtak. A legtöbb újonnanfelfedezett csillag tömege 0,2 és 0,7 naptömeg közt van. A 2MASS adatbázis-sal összehasonlítva kiderült, hogy 9–15%-uk mutat infravörös többletsugár-zást, ami a tömegbefogási korong, és ezzel együtt a fiatal kor nyomjelzõje.

4. ábra. A CG12 üstökös alakú globula a DigitizedSky Survey képen. A négyzetek a Chandra-képeklátómezõit mutatják (Getman et al. 2007).

246 MCSE

A csillagkeletkezés hatásfoka a felhõben 15–35%, ami sokkal magasabb,mint a hasonló globulákban eddig megfigyelt érték. (A csillagkeletkezés ha-tásfoka azt méri, hogy a felhõnek mekkora tömeghányada alakult csillagok-ká. Az átlagos érték néhány százalék.) A CG12-ben talált T Tauri csillagokátlagos kora 4 millió év, de a korok nagyon tág határok, 1 és 20 millió év köztszórnak, és a beágyazott csillagok jelenléte azt mutatja, hogy a csillagkelet-kezés még nem fejezõdött be.

A fiatal csillagok 5x5 pc2 területen oszlanak el, míg a felhõ területe 1x2 pc2.Ez azt bizonyítja, hogy a felhõ eredetileg nagyobb volt. A hosszú csillagke-letkezési idõ rendkívül szokatlan egy láthatóan kívülrõl összenyomottglobulában, és ellentmond a csillagkeletkezés újabb elméleteinek, amelyekszerint egy felhõben a csillagkeletkezés idõtartama összemérhetõ az ún. át-haladási idõvel. Ez az idõ a felhõ méretének és molekulái átlagos sebességé-nek hányadosa. A CG12 áthaladási ideje kb. 2 millió év, mintegy tizede aténylegesen megfigyelt csillagkeletkezési idõnek. Vagy folyamatos csillag-keletkezés zajlik a felhõben már 20 millió éve, vagy több, rövidebb csillagke-letkezési epizódban születtek a csillagok. Egyiket sem könnyû megmagya-rázni, és a rendelkezésre álló adatok nem kínálnak egyértelmû megoldást.A külsõ nyomás egyik esetleges forrása lehet az az óriás infravörös buborék,egy régi szupernóva-maradvány, amelyet Könyves Vera és munkatársai ta-láltak a Tejútrendszernek ebben a régiójában. Egy másik lehetõségre né-hány, a CG12 közelében látszó B-típusú csillag hívta fel a kutatók figyelmét.Lehet, hogy ezek a csillagok egy öreg OB-asszociáció maradványai, amely-nek legnagyobb tömegû tagjai már szupernóvaként felrobbantak az elmúlt20 millió év során.

Irodalom

Getman, K. et al. (2007), Astrophys. J. megjelenés alattKönyves V. et al. (2007) Astron. & Astrophys. 463, 1227

A bolygók a biztonságos környezetet szeretik

Ahhoz, hogy bolygó szülessen egy csillag körül, nyugodt kozmikus kör-nyezetre van szükség. A forró, O típusú csillagok környezete nem ilyen.Ezek a csillagok rengeteg ultraibolya fotont és nagy energiájú részecskét bo-csátanak ki, és ilyen módon elpárologtatják és szétfújják a közelükben szüle-tett csillagok protoplanetáris korongjait, a bolygók potenciális alapanyagát.A forró csillagóriások mindig sok kisebb tömegû, Nap típusú csillagot is tar-

A galaktikus csillagászat újdonságaiból 247

talmazó népes halmazok legfénye-sebb tagjaiként születnek. BalogZoltán és munkatársai a Spitzer ûr-távcsõ nagy érzékenységû MIPSinfravörös kamerájával készített ké-peken azt vizsgálták, hogy az O tí-pusú csillagokat is tartalmazó fiatalnyílthalmazokban megfigyelhe-tõk-e protoplanetáris korongok akisebb tömegû halmaztagok körül,és a forró csillagoktól milyen távol-ságban van esély a korongokhosszú távú fennmaradására. A ku-tatók azt várták, hogy az O-csillagokközelében csak korong nélküli csil-lagokat találnak. Ehelyett azonbansikerült elkapniuk azt a rövid, át-meneti állapotot, amikor a koron-gok éppen elpárolognak. Háromhalmazban, az NGC 2244-ben, azNGC 2264-ben és az IC 1396-ban fe-deztek fel O-csillagok közelébenegy-egy csillag körül üstökös alakú,párolgó korongot (5. ábra). A méré-sekbõl megbecsülték a korongok tömegvesztési ütemét. Az eredményekösszhangban vannak az elméleti elvárásokkal, és azt bizonyítják, hogy a for-ró csillagok közelében kedvezõtlenek a bolygókeletkezés feltételei.

Irodalom

Balog Z. et al. (2006) Astrophys. J. 650, L83

5. ábra. Üstökös alakú, elpárolgó protoplanetáriskorongok O-csillagok közelében az NGC 2244,NGC 2264 és az IC 1396 nyílthalmazokban.A jobb felsõ kép az NGC 2244-beli objektum elmé-leti modellje (Balog et al. 2006)