由CEA-Irfu的天體物理系-AIM實(shí)驗(yàn)室領(lǐng)導(dǎo)的國際團(tuán)隊(duì)，已將大型干涉儀ALMA和歐洲南方天文臺(ESO)運(yùn)營的APEX射電望遠(yuǎn)鏡的觀測數(shù)據(jù)結(jié)合在一起，獲得了有關(guān)恒星質(zhì)量分布起源的新線索。和赫歇爾太空天文臺。

多虧了ALMA，研究人員才在大約5500光年的所謂的貓爪星云中發(fā)現(xiàn)了星體致密核，其質(zhì)量比在太陽附近觀測到的大得多。研究人員已經(jīng)證明，有是有密不可分的關(guān)系質(zhì)量分布星際絲和質(zhì)量分布的恒星。母絲的密度(或每單位長度的質(zhì)量)是控制新形成的恒星質(zhì)量的關(guān)鍵參數(shù)。這一發(fā)現(xiàn)為恒星團(tuán)起源提供了關(guān)鍵線索。這些結(jié)果發(fā)表在《天文學(xué)與天體物理學(xué)》雜志的三篇文章中。

恒星質(zhì)量之謎

恒星是宇宙的主要組成部分，恒星的壽命幾乎完全取決于其初始質(zhì)量。但是，恒星誕生時(shí)質(zhì)量分布的起源(天文學(xué)家稱之為初始質(zhì)量函數(shù))仍未解決。長期以來人們一直認(rèn)為，恒星是由或多或少的球形星際云坍塌而形成的。但是從2009年起，赫歇爾太空天文臺在遠(yuǎn)紅外和亞毫米波上進(jìn)行觀測，通過揭示恒星主要是由致密的冷氣絲產(chǎn)生而實(shí)現(xiàn)了根本性突破。當(dāng)這些長的氣體燈絲在約10 K(絕對零值以上10度)的溫度下達(dá)到每光年長度大約5個(gè)太陽質(zhì)量的臨界密度閾值時(shí)，質(zhì)量濃度就足以形成恒星。

通過觀察太陽附近的星際云，赫歇爾衛(wèi)星的結(jié)果表明，恒星形成的細(xì)絲寬度大致相同，接近0.3光年。在這些云中，由細(xì)絲破碎形成的恒星特征質(zhì)量約為?0.3太陽質(zhì)量。

但是，赫歇爾衛(wèi)星圖像的靈敏度和分辨率不足以研究更遙遠(yuǎn)的云中的破碎過程。為了更好地理解如何在星際細(xì)絲中形成比我們的太陽重得多的恒星，天文學(xué)家不得不使用比赫歇爾具有更高分辨能力的儀器，例如APEX射電望遠(yuǎn)鏡上的ArTMiS相機(jī)和大型ALMA干涉儀，它們都位于在智利的阿塔卡馬沙漠。

ALMA的研究著重于一個(gè)巨大的恒星形成區(qū)域，稱為NGC 6334，也稱為貓爪狀星云，距地球約5500光年。該星云是ArTéMiS相機(jī)“拍攝”的第一批區(qū)域之一，在350μm的波長處觀察到。ArTéMiS圖像顯示主燈絲的寬度約為0.5光年，這與用赫歇爾測量的太陽附近燈絲的寬度非常相似。

然后，來自AIM實(shí)驗(yàn)室的研究人員可以使用ALMA干涉儀來繪制Cat爪子燈絲的一部分。反過來，ALMA圖像顯示，細(xì)絲的結(jié)構(gòu)與太陽能鄰域細(xì)絲的結(jié)構(gòu)非常相似，它們是由纏結(jié)的“纖維”或辮子和原恒星形成的。但是這些原恒星的凝結(jié)在這里要大一個(gè)數(shù)量級。因此看來，星際間的細(xì)絲定性地以非常相似的方式破碎，而不論其密度如何，但是由細(xì)絲破碎引起的原恒星凝結(jié)的特征質(zhì)量以及由此而來的恒星的質(zhì)量隨細(xì)絲的線性密度而增加。

首次證明的這種緊密關(guān)系加強(qiáng)了這樣一種觀念，即在致密分子氣體的細(xì)絲中形成恒星可能是一個(gè)準(zhǔn)普遍過程。這些細(xì)絲代表恒星誕生的基本“凸起塊”，細(xì)絲密度(或每單位長度的質(zhì)量)似乎是最終決定所形成恒星質(zhì)量的關(guān)鍵參數(shù)。因此，從燈絲線性密度的分布中將部分“繼承”恒星的質(zhì)量分布。

但是恒星團(tuán)的謎團(tuán)尚未完全解決。這項(xiàng)工作的結(jié)果提出了一個(gè)新的問題：星狀長絲密度分布的起源是什么?研究人員懷疑，燈絲內(nèi)部的磁場和磁力線的組織在這里起著至關(guān)重要的作用。在B-BOP儀器，在SPICA的偏振成像儀(空間紅外望遠(yuǎn)鏡對宇宙學(xué)和天體物理學(xué))項(xiàng)目建議作為歐洲航天局(ESA)的M5使命低溫紅外空間望遠(yuǎn)鏡，應(yīng)能檢驗(yàn)這個(gè)假設(shè)在將來。