Tieteelliset ja teknologiset uutiset

Tämä tähtienvälinen filamentti auttaa ymmärtämään, miten tähdet syntyvät 🌟

Tiimi Astrofysiikan osastolta (DAp) on julkaissut analyysin, joka yhdistää havaintoja tähtienvälisestä filamentista James Webb -avaruusteleskoopilla (JWST) ja APEX-radioteleskoopilla, joka sijaitsee Chilessä.

Nämä havainnot mahdollistavat ensimmäistä kertaa tarkkojen mittausten tekemisen tähtien muodostumisen paikasta, joka sijaitsee Gouldin vyöhykkeen ulkopuolella, ja vahvistavat noin 0,1 pc:n ominaismittakaavan olemassaolon. Tämä tulos auttaa ymmärtämään, miksi tähdet eivät muodostu satunnaisella massalla.

a) NGC6334-tähtien muodostumisen massiivisen pilven pylväs-tiheyskartta 8” resoluutiolla, joka on tuotettu yhdistämällä ArTéMiS- ja Herschel-datat CAFFEINE-ohjelman puitteissa.
b)
JWST/MIRI-kuva osasta kentästä, joka näkyy kohdassa a), paljastaen NGC6334M-filamentin hienorakenteen 0,26” resoluutiolla 7,7 mikronin absorptiossa.
c) Korkean resoluution (0,26”) pylväs-tiheyskartta, joka on johdettu JWST/MIRI:n absorptiodatasta paneelissa b).

Tämä tutkimus on julkaistu Astrophysical Journal Letters -lehdessä.

Tähtien muodostumiseen johtavien rakenteiden monimutkaisen kasvun ymmärtäminen kylmässä tähtienvälisessä ympäristössä (MIS) on keskeinen kysymys astrofysiikassa. Ainakin ensimmäisessä järjestyksessä kylmien tähtienvälisen kaasun pilvien rakenne havaitaan mittakaavattomana tai itsesimilaarisena, siinä mielessä, että kaikki molekyylipilvien kuvat ovat tilastollisesti samanlaisia riippumatta saatujen kuvien spatiaalista resoluutiosta.

Tätä itsesimilaarisuutta pidetään usein supersonisen turbulenssin vaikutuksena, joka muokkaa molekyylipilvien rakennetta. Peruskysymys onkin ymmärtää, miten rajallisen kokoiset tähdet voivat syntyä mittakaavattomasta MIS:stä, jossa syntymähetkellä massojen jakauma (nimeltään Alkuperäinen Massafunktio; tai IMF englanniksi) näyttää laajalta huipulta noin 0,3 M☉, juuri alle oman Aurinkomme massan.

Herschel-avaruusteleskoopin tekemät submillimetriset havainnot lähellä olevista molekyylipilvistä ovat antaneet tärkeitä vihjeitä tähän kysymykseen, osoittaen, että useimmat tähdet syntyvät tiheissä kylmän kaasun filamentteissa, joiden lämpötila on noin 10 K.

Ainakin Auringon läheisyydessä Herschelin havainnot viittaavat siihen, että kaikki tähtien muodostumisen filamentit ovat suunnilleen saman levyisiä, noin 0,1 pc. Kun nämä filamentit saavuttavat kriittisen massan tiheyden, joka on noin 16 M☉/pc, ne voivat fragmentoitua ja muodostaa tähtiä, joiden ominaismassa lähestyy 0,3 M☉, IMF:n havaittua huippua.

Kuitenkin Herschel-teleskooppi ei pystynyt erottamaan noin 0,1 pc:n mittakaavaa kuin suhteellisen kohtuullisesti lähimmissä pilvissä, eikä se pystynyt tutkimaan tähtien muodostumisen filamenttien rakennetta kauempana olevissa pilvissä, Gouldin vyöhykkeen ulkopuolella, eli Auringon läheisyydessä. Tämän vuoksi edellä mainitun selityksen vahvuus ja laajuus IMF:n huipun alkuperästä on kyseenalaistettu.


Tutkiaksemme tiheiden filamenttien ominaisuuksia ja niiden mahdollista roolia tähtimassojen alkuperässä kauempana olevissa pilvissä, tiimimme käytti JWST:n MIRI-instrumenttia 7,7 ja 25,5 μm:n aallonpituuksilla sekä APEX-teleskoopin ArTéMiS-kameraa kuvastaakseen massiivista filamenttia NGC6334M (noin 1,3 kpc) ja sen ympäristöä paremmalla resoluutiolla kuin Herschel, yhdestä kahteen järjestyslukua paremmalla. Filamentit kuten NGC6334M ovat niin kylmiä ja tiheitä, etteivät ne emittoi merkittävästi valoa keskipitkillä infrapuna-aalloilla, mutta ne näkyvät MIRI:ssä tummina siluetteina, jotka ovat absorboituneita taustainfrapunaemissioon (ks. kuva).

JWST:n absorptiodata on paljastanut NGC6334M:n filamentin hienorakenteen ennennäkemättömällä tarkkuudella. Filamentin mediaani leveys on mitattu olevan 0,12±0,02 pc molemmilla MIRI:n aallonpituuksilla, ja se on erottunut lähes kahden järjestysluvun verran JWST:llä, ja se on johdonmukainen Herschelin lähellä olevien molekyylipilvien puoliteholeveyden tyypillisen arvon kanssa.

JWST:n data on myös paljastanut lähes jaksollisen sivufilamenttien kuvion, jonka projektoitu väli on noin 0,125±0,015 pc (ks. kuvassa paneeli c). Äskettäin tehdyt magnetohydrodynaamiset numeeriset simulaatiot pystyvät toistamaan tämän ominaismittakaavan ja lähes jaksollisen kuvion (ks. kuvassa paneeli a).

Tämän noin 0,1 pc:n ominaismittakaavan olemassaolo osoittaa, että tähtien muodostumiseen liittyvät molekyylipilvet eivät ole tiukasti mittakaavattomia ja tukee ehdotusta, että IMF:n huippu noin 0,3 M☉ voisi olla läheisesti sidoksissa kylmän MIS:n filamentaariseen rakenteeseen.

Viite: "Structure and Fragmentation Scale of a Massive Star-Forming Filament in NGC6334: High-Resolution Mid-Infrared Absorption Imaging with JWST" Ph. André, M. Mattern, D. Arzoumanian et al. 2025, The Astrophysical Journal Letters, in press (DOI, arXiv).