Az Orion-köd távolsága: közelebb, mint gondoltuk

873

Az Orion-köd az egyik legközelebbi csillagkeletkezési terület, ahol ma is aktívan zajlik ez a folyamat, így kitüntetett szerepe van a csillagkeletkezés jobb megértését célzó kutatásokban. A köd belsejében található halmaz csillagainak fizikai paramétereire, például a luminozitásra, tömegre vagy a rendszer tényleges átmérőjére vonatkozó ismereteink azonban függenek attól, hogy mennyire pontosan ismerjük a köd távolságát. Sok éven keresztül a Genzel és társai által 1981-ben meghatározott 480 ± 80 parszek (1560 ± 260 fényév) volt az általánosan elfogadott érték. Ez H2O mézerek sajátmozgásán és radiális sebességén alapult, de a mézerek eloszlására nézve egy geometriai feltétellel dolgozott, így eleve modellfüggő eredmény volt. A távolságadaton érdemben a Hipparcos asztrometriai műhold mérései sem tudtak változtatni, mivel a halmazból csak egy csillag parallaxisát tudták meghatározni, azt is csak nagy hibával. Más eljárások is valamilyen modellfeltevésen alapulnak, s csak nagy, illetve szisztematikus hibákkal képesek megadni a 480 parszekes értékkel többé-kevésbé összhangban levő távolságot.


A Hubble Űrteleszkóp felvétele az Orion-ködről.
(NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) & Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team)

A 480 parszekes távolságnak körülbelül 2 ezred ívmásodperces (mas) évi parallaxis felel meg egy ködbeli objektumra, csillagra. Ilyen kicsiny érték megfelelő pontosságú méréséhez az 1 mas-t messze meghaladó szögfelbontás kell. Rádióinterferometriás módszerekkel a szükséges felbontás elérhető, így például a VLBA (Very Long Baseline Array) rendszer alkalmas lehet kompakt rádióforrások parallaxisának meghatározására néhány száz parszek távolságig.

Az Orion-ködben az elmúlt évtizedekben legalább tíz, a célnak megfelelő kompakt rádióforrást azonosítottak, ezek közül az egyik a GMR A jelű csillag, melynek 86 GHz-en mért fluxusa 2003-ban néhány óra alatt 5 nagyságrendnyit nőtt. A VLBA-val végrehajtott új észlelésekkel 15 és 22 GHz-en is detektálták. Ennek alapján mérete kisebb 1 mas-nál.

Az objektumot Sandstrom és társai 2003 és 2004 folyamán még öt további alkalommal monitorozták a VLBA-val, ebből négy alkalommal sikerült is detektálni. A mérések során az objektum intenzitása eléggé állandó volt, így meg lehetett határozni a sajátmozgását és a parallaxisát, ezen keresztül pedig a távolságát is. Eredményül 389 ± 24 (1270 ± 80 fényév) parszeket kaptak, ami jó száz parszekkel, azaz kb. 300 fényévvel kisebb az eddig elfogadott értéknél, a hibája is jóval kisebb, illetve teljesen modellfüggetlen.


A GMR A forrás parallaktikus és sajátmozgása. A rombuszok a forrás előrejelzett, míg a keresztek (hibával együtt) a mért pozícióit mutatják. A szaggatott vonal a forrás sajátmozgása, megtisztítva a parallaktikus mozgástól.

A kisebb távolság egyben azt is jelenti, hogy a köd csillagainak luminozitása körülbelül másfélszer kisebb az eddig becsültnél, ez pedig befolyásolja a korukat, márpedig a halmaz fősorozat előtti (PMS, pre-main sequence) csillagainak koreloszlása minden, a régió csillagkeletkezési folyamatait magyarázni szándékozó elmélet számára alapvető fontosságú.

Forrás: K.M. Sandstrom és mtsai, ApJ, közlésre elfogadva (arXiv:0706.2361v1)

Hozzászólás

hozzászólás