Ostatnie obserwacje ultrafioletowe dysku protoplanetarnego Beta Pictoris pokazują brak linii wodoru cząsteczkowego w widmie gwiazdy. Wcześniejsze obserwacje w podczerwieni poświadczały jego obecność. Jak wyjaśniono tą pozorną sprzeczność?
Podstawowym budulcem gwiazd, dysków protoplanetarnych i dużych planet jest wodór cząsteczkowy. Problem w tym, że nie jest on łatwym obiektem do obserwacji i bardzo trudno go wykryć.
Jakiś czas temu udało się to w przypadku gwiazdy Beta Pictoris. Gwiazda ta posiada młody, mający około 20 mln lat, dysk protoplanetarny, w którym krążą uformowane niedawno planety. Czyszczą one przestrzeń wokół siebie z materii, wysyłając ją w kierunku gwiazdy centralnej. Potwierdzają to obserwacje spektroskopowe ukazujące bardzo szybkie zmiany widma, za które odpowiedzialne są kometopodobne obiekty przesuwające się na tle tarczy gwiazdy.
Obserwacje w podczerwieni, wykonane za pomocą satelity ISO, ukazały wyraźne linie emisyjne wodoru cząsteczkowego, widoczne w widmie gwiazdy. Oszacowana na ich podstawie zawartość tego pierwiastka w dysku sięgnęła 17 proc. masy Jowisza.
Ponieważ najbardziej obiecującym sposobem detekcji chłodnego wodoru molekularnego są obserwacje jego linii ultrafioletowych, wydawało się, że tak duże jego ilości zawarte w dysku Beta Pictoris powinny być tym sposobem łatwo dostrzegalne.
Dlatego grupa astronomów kierowana przez A. Lecaveller des Etandsa z Institut d”Astrophysique de Paris wykorzystała satelitę ultrafioletowego Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) do obserwacji dysku Beta Pictoris. Wyniki tych obserwacji prezentują w najnowszym numerze „Nature”.
O dziwo, w uzyskanych widmach nie zaobserwowano ani jednej linii absorpcyjnej wodoru cząsteczkowego. Daje to górny limit zawartości wodoru w dysku Beta Pictoris na 0,0003 masy Jowisza. Jest to więc wielkość ponad trzy rzędy wielkości mniejsza niż uzyskana z obserwacji podczerwonych.
Rozwiązanie tego problemu może leżeć w nierównomiernym rozłożeniu wodoru cząsteczkowego w dysku. Jeśli założymy, że znajduje się on w kilku ogromnych chmurach, ich linie emisyjne mogą być łatwo dostrzegalne w podczerwieni. Jeśli jednak, w momencie obserwacji przy pomocy FUSE, żadna z tych chmur nie znajdowała się pomiędzy nami a Beta Pictoris, nie mogliśmy obserwować jej linii absorpcyjnych.
Astronomowie nie wiedzą na razie, jaki jest mechanizm powstawania takich chmur. Nie wiadomo też, jak długo istnieją one w dysku i jaki wpływ mają na inne obiekty w nim się znajdujące. Ponieważ podczerwone linie emisyjne wodoru cząsteczkowego były także obserwowane w dyskach innych gwiazd, może to sugerować, że takie chmury obecne są dość powszechnie.
