Evrenimizdeki diğer bazı gökadalara kıyasla, Samanyolu oldukça ince bir karakterdir. Aslında, galaksinin Merkez Moleküler Bölgesinde (CMZ) sıcak gaz bulunması nedeniyle Samanyolu'ndan binlerce kat daha parlak galaksiler var. Bu gaz, galaksinin çekirdeğinde Süper Kütleli Kara Deliği (SMBH) çevreleyen dev yıldız oluşum patlamaları ile ısıtılır.
Samanyolu'nun çekirdeğinde ayrıca bir SMBH (Yay A *) ve yeni yıldızlar oluşturmak için ihtiyaç duyduğu tüm gaz vardır. Ancak bir nedenden dolayı, galaksimizin CMZ'sindeki yıldız oluşumu ortalamanın altında. Bu devam eden gizemi ele almak için, uluslararası bir gökbilimciler ekibi, bunun neden olabileceğine ilişkin cevapları aramak için CMZ hakkında geniş ve kapsamlı bir çalışma yürüttü.
“Yüksek basınçlı bir ortamda yıldız oluşumu: Galaktik Merkez toz sırtının SMA görünümü” başlıklı çalışma, Kraliyet Astronomi Derneği Aylık Bildirimleri. Çalışma, Ortak ALMA Gözlemevi ve Japonya Ulusal Astronomi Gözlemevi'nden Daniel Walker tarafından yönetildi ve çoklu gözlemevlerinden, üniversitelerden ve araştırma enstitülerinden üyeleri içeriyordu.
Çalışmaları uğruna ekip, Hawaii'deki Maunakea'nın tepesinde bulunan Submimetre Dizisi (SMA) radyo interferometresine güvendi. Buldukları şey, CMZ'nin “toz sırtında”, gelişimin ilk aşamasında genç yıldızlar olabilecek on üç yüksek kütle çekirdeğinden bir örnekti. Bu çekirdekler kütle olarak 50 ila 2150 Güneş Kütlesi arasında değişiyordu ve yarıçapları 0,1 - 0,25 parsek (0,326 - 0,815 ışık yılı).
Ayrıca, daha önce bilinmeyen genç, yüksek kütle protostarları gibi görünen iki nesnenin varlığına da dikkat ettiler. Çalışmalarında belirttikleri gibi, tüm bunlar CMZ'deki yıldızların, büyük basınç farkları olmasına rağmen, galaktik diskteki ile aynı oluşum oranına sahip olduklarını gösterdi:
“Hepsi genç gibi görünüyor (UCHII öncesi), yani yüksek kütleli yıldızların ve alt kümelerin başlangıç koşullarını temsil eden başlıca adaylar. Tespit edilen tüm çekirdekleri Galaktik diskteki yüksek kütleli çekirdekler ve bulutlarla karşılaştırırız ve birkaç büyüklük derecesi daha büyük olan dış baskılara maruz kalmasına rağmen kütleleri ve boyutları açısından büyük ölçüde benzer olduklarını buluruz. ”
CMZ'deki dış basıncın daha büyük olduğunu belirlemek için ekip, gazın sıcaklığını ve kinetiğini ölçmek için formaldehit ve metil siyanür moleküllerinin spektral çizgilerini gözlemledi. Bunlar, gaz ortamının yüksek derecede çalkantılı olduğunu gösterdi, bu da onları CMZ'nin türbülanslı ortamının orada yıldız oluşumunu engellemekten sorumlu olduğu sonucuna götürdü.
Çalışmalarında belirttikleri gibi, bu sonuçlar önceki hipotezleriyle tutarlıydı:
“Bu çekirdeklerin yüzde 80'inden fazlasının böyle yüksek basınçlı bir ortamda yıldız oluşturma aktivitesi belirtisi göstermemesi, bunun CMZ'de yıldız oluşumu için kritik yoğunluk eşiğinin arttığına dair daha fazla kanıt olduğu sonucuna varmamıza neden oluyor. türbülans.”
Sonuç olarak, bir CMZ'deki yıldız oluşum oranı sadece çok fazla gaz ve toz olmalarına değil, aynı zamanda gaz ortamının kendisinin doğasına da bağlıdır. Bu sonuçlar, özellikle Samanyolu'nun değil, diğer galaksilerin de - özellikle de Süper Kütleli Karadelikler (SMBH'ler), yıldız oluşumu ve galaksilerin evrimi arasındaki ilişki söz konusu olduğunda gelecekteki çalışmaları bilgilendirebilir.
Gökbilimciler on yıllardır bu ilişkinin nasıl işlediğini belirleme umuduyla galaksilerin merkez bölgelerini incelediler. Ve son yıllarda, gökbilimciler, bazıları yıldız oluşumunun SMBH'lerin varlığı tarafından tutuklandığını, diğerleri ise hiçbir korelasyon göstermediğini gösteren çelişkili sonuçlar ortaya koydu.
Buna ek olarak, SMBH'lerin ve Aktif Galaktik Çekirdeklerin (AGN'ler) ileri incelemeleri, bir galaksinin kütlesi ile merkezi karadeliğin kütlesi arasında daha önce abone olunan bir başka teori olan hiçbir korelasyon olmadığını göstermiştir.
Samanyolu gibi galaksilerde yıldız oluşumunun nasıl ve neden farklı göründüğünü anlamak, bu diğer gizemleri çözmemize yardımcı olabilir. Bundan sonra, kozmik tarih boyunca yıldızların ve galaksilerin nasıl geliştiğinin daha iyi anlaşılması kesin olarak ortaya çıkacaktır.
