Zemská voda má tajemnou minulost, která sahá až k prvotním oblakům plynu, která zrodila Slunce a další hvězdy. Pomocí dalekohledů a počítačových simulací ke studiu takových hvězdných jeslí mohou výzkumníci lépe porozumět kosmické chemii, která ovlivnila distribuci vody ve hvězdných systémech ve vesmíru.
Mnoho vody má formu známého chemického vzorce H2O se dvěma atomy vodíku a jedním atomem kyslíku. Ale některá voda má také podobu méně známé "těžké vody", známé jako deuterovaná voda s chemickým vzorcem HDO. Tento poměr H2O k HDO představuje jedinečný podpis, který může odhalit historii vody v hvězdných školkách, oblacích plynu, která nakonec plodí hvězdné systémy a jejich příslušné planety.
"Poměr HDO/H2O je velmi důležitým nástrojem, protože uchovává paměť podmínek a mechanismů tvorby vody," říká Audrey Coutensová, postdoktorandka v oboru astrofyzika a planetární vědy na Kodaňské univerzitě v Dánsku.
Při pohledu na poměry vody se Coutensová a její kolegové snažili lépe porozumět hvězdné školce s názvem G34.26+0.15. Cílem jejich nedávného výzkumu je oblast vedoucí ke vzniku hvězd hmotnějších než naše Slunce. Procesy, které vedou ke vzniku takto vysoce hmotných hvězd, nejsou dosud plně pochopeny.
Mezihvězdné otisky prstů
Cílem nové studie bylo vrhnout nové světlo na vysokohmotné hvězdné formace tím, že se podíváme na to, jak se změnil poměr vody v oblastech s vysokou hmotností hvězdotvorby, jako je G34. K tomu byly zapotřebí pozemní a vesmírné teleskopy schopné detekovat světelné stopy vody a dalších chemikálií v G34 ve vzdálenosti 11 světelných let od Země.
Snad nejzásadnější data dalekohledu pocházejí z evropského Herschelova vesmírného dalekohledu, který ukončil svou vědeckou misi v roce 2013. Jako vesmírná observatoř se Herschel mohl dívat na vzdálené infračervené světlo vzdálených oblastí tvořících hvězdy nefiltrované zemskou atmosférou. Dalekohled byl schopen pozorovat vodu a další chemické molekuly ve vesmíru na základě jejich světelných emisí pomocí HIFI spektrometru – přístroje, který dokáže detekovat vlnové délky světla a zobrazit je jako spektrální čáry představující „otisky prstů“každé molekuly.
Pomocí Herschelova i pozemního dalekohledu tým detekoval 10 spektrálních čar HDO (používá se k odvození hojnosti HDO) a tři H218O spektrální čáry (používané k odvození množství H2O). Některé linie nepotřebovaly k vzrušení mnoho energie a hlavně vydávaly své výmluvné podpisy v chladnějších oblastech G34. Jiné vyžadovaly vyšší teploty ve vnitřní, teplejší oblasti G34, aby odhalily svůj podpis.
"Pro určení distribuce vody je proto důležité mít mnoho linií s různými úrovněmi buzení pro sondování různých oblastí," říká Coutens.
Profily spektrálních čar také odhalují podrobnosti o pohybu, teplotě a dalších charakteristikách takových molekul. Širší čáry často znamenají vyšší teplotu nebo turbulence, vysvětluje Coutens. Jasnější čáry signalizují větší množství molekul.
Simulace hvězdných školek
Vědci porovnali pozorování z dalekohledů s vlastními chemickými počítačovými simulacemi oblasti vysokohmotné hvězdotvorby G34. Takové simulace předpokládaly, že G34 má zhruba kulový tvar s vnitřním horkým jádrem, které má nejvyšší hustotu a teplotu, které sedí uvnitř větší, chladnější obálky.
"Ve skutečnosti je to pravděpodobně složitější než jednoduchá koule," říká Coutens. "Ale pomáhá nám to mít představu o tom, jak je voda distribuována v těchto typech vysokohmotných zdrojů."
Výsledky studie odhalily, že poměr HDO/H2O v horkém vnitřním jádru G34 postupem času klesal, protože různé chemické reakce ničily a reformovaly molekuly vody. Pro srovnání, poměr HDO/H2O je vyšší v chladnější vnější obálce G34. Tyto výsledky naznačují silné podobnosti v distribuci vody mezi oblastmi tvorby hvězd s vysokou a nízkou hmotností, protože tyto oblasti mají také snížený poměr HDO/H2O v jádře a zvýšený poměr HDO/H2O ve vnější obálce.
"Vidíme pokles poměru HDO/H2O ve vnitřních oblastech ve srovnání s vnějšími oblastmi," říká Coutens. "Je to poprvé, co byl tento trend prokázán u vysoce masového zdroje."
Stále se díváme ke hvězdám
Zjištění týkající se G34 by mohla podpořit vědecké porozumění mezihvězdné chemii, která vytváří vodu v oblastech s vysokou hmotností hvězdotvorby. Pomohl také zpřesnit simulace používané k předpovědi distribuce vody mezi hvězdami. Přesto se výzkumníci stále potřebují podívat na více příkladů podobných oblastí, aby se ujistili, že G34 představuje normu pro vysokohmotné hvězdné školky spíše než výjimku.
O informace jak z vesmírných observatoří, tak z pozemních přístrojů naštěstí v tuto chvíli není nouze. Coutensová a její kolegové mají přístup k datům z pěti až šesti dalších vysoce hmotných hvězdných jeslí shromážděných spektrometrem HIFI Herschel Space Telescope, než byl vesmírný dalekohled vyřazen.
"Máme další HIFI pozorování HDO směrem k několika dalším oblastem tvořícím hvězdy s vysokou hmotností, ale modelování radiačního přenosu je poměrně časově náročné," říká Coutens. "Potřebujeme tedy více času, abychom zjistili, zda je tento trend přítomen i v těchto zdrojích."
Existují alternativy ke zkoumání distribuce vody v teplých vnitřních oblastech hvězdných jeslí. Takovou práci by mohla vykonávat výkonná pole interferometrových antén v zařízení dalekohledu ALMA v chilských Andách nebo interferometr Plateau de Bure ve francouzských Alpách.
