Estas observaciones permiten medir con precisión, por primera vez, el ancho de un filamento interestelar, lugar de formación de estrellas, más allá del cinturón de Gould, y confirmar la existencia de una escala característica de ≈0,1 pc. Este resultado ayuda a comprender mejor por qué las estrellas no se forman con una masa arbitraria.
a) Mapa de densidad de columna de la nube masiva de formación estelar NGC6334 a una resolución de 8” producido a partir de los datos combinados ArTéMiS y Herschel en el marco del programa CAFFEINE.
b) Imagen JWST/MIRI de una parte del campo mostrado en a), revelando la estructura fina del filamento NGC6334M a una resolución de 0,26” en absorción a 7,7 micrones.
c) Mapa de densidad de columna a alta resolución (0,26”) deducido de los datos de absorción JWST/MIRI en el panel b).
Este estudio ha sido publicado en la revista Astrophysical Journal Letters.
La comprensión del crecimiento complejo de las estructuras que conducen a la formación de estrellas en el Medio Interestelar (MIS) frío de las galaxias es una cuestión central de la astrofísica. Al menos en primera aproximación, la estructura de las nubes interestelares frías se observa como sin escala o auto-similar, en el sentido de que todas las imágenes de nubes moleculares tienden a ser estadísticamente similares, independientemente de la resolución espacial con la que se obtienen.
Esta auto-similitud se atribuye a menudo al efecto de la turbulencia supersónica que moldea la estructura de las nubes moleculares. Una cuestión fundamental abierta es entender cómo las estrellas, que son cuerpos de tamaño finito, pueden emerger de un MIS sin escala, con una distribución de masas al nacer (llamada Función de Masa Inicial; o IMF en inglés) que presenta un amplio pico alrededor de 0,3 Msol, justo por debajo de la masa de nuestro propio Sol.
Las observaciones submilimétricas de nubes moleculares cercanas realizadas por el observatorio espacial Herschel proporcionaron pistas importantes sobre esta cuestión, mostrando que la mayoría de las estrellas nacen en filamentos densos de gas frío a una temperatura de unos 10 K.
Al menos en las proximidades del Sol, las observaciones de Herschel indican que los filamentos de formación estelar tienen todos aproximadamente el mismo ancho, cercano a unos 0,1 pc. Cuando estos filamentos alcanzan un umbral crítico de masa por unidad de longitud de unos 16 Msol/pc, pueden fragmentarse y formar estrellas cuya masa característica se acerca a 0,3 Msol, el pico observado de la IMF.
Sin embargo, el telescopio Herschel solo pudo resolver la escala de ≈0,1 pc por un factor relativamente modesto en las nubes más cercanas y no pudo sondear la estructura de los filamentos de formación estelar en nubes más distantes, más allá del cinturón de Gould, i.e. el vecindario solar. Por lo tanto, la solidez y el alcance de la explicación anterior para el origen del pico de la IMF han sido cuestionados.
a) Comparación de una vista cercana de la parte noroeste del panel c de la primera figura (girada 20 grados en sentido horario para alinear el filamento principal con el eje y) con simulaciones numéricas MHD recientes de la formación y evolución de un filamento masivo de formación estelar. Tanto en las observaciones como en las simulaciones, se observa un patrón cuasiperiódico de filamentos laterales (uno marcado por una flecha blanca en el panel izquierdo), con un espaciado proyectado del orden de ~0,1 pc.
b) Gráfico de convergencia mostrando el ancho medido en función de la resolución espacial para NGC6334M y otros filamentos observados con Herschel y APEX/ArTéMiS. Nótese cómo los anchos medidos convergen hacia un valor de unos 0,1 pc cuando esta escala es resuelta por un factor de aproximadamente 10.
Para estudiar las propiedades de los filamentos densos y su papel potencial en el origen de las masas estelares más allá de las nubes cercanas, nuestro equipo utilizó el instrumento MIRI a 7,7 y 25,5 μm en el JWST, así como la cámara ArTéMiS en el telescopio APEX, para obtener imágenes del filamento masivo NGC6334M (a unos 1,3 kpc) y su entorno con una resolución mejor que la de Herschel en uno o dos órdenes de magnitud. Los filamentos como NGC6334M son tan fríos y densos que no emiten luz significativa en longitudes de onda del infrarrojo medio, pero se ven como siluetas oscuras por MIRI, en absorción frente a la emisión de fondo infrarrojo (cf. figura).
Los datos de absorción del JWST revelaron la estructura fina del filamento NGC6334M con un detalle sin precedentes. Se midió un ancho mediano de filamento de 0,12±0,02 pc en las dos longitudes de onda MIRI, resuelto por casi dos órdenes de magnitud por el JWST, y consistente con el ancho típico a media potencia de los filamentos Herschel en nubes moleculares cercanas.
Los datos del JWST también revelaron la presencia de un patrón cuasiperiódico de filamentos laterales con un espaciado proyectado similar de 0,125±0,015 pc (cf. panel c de la figura). Simulaciones numéricas magnetohidrodinámicas recientes son capaces de reproducir esta escala característica y este patrón cuasiperiódico (cf. panel a de la figura anterior).
La existencia de esta escala característica de ≈0,1 pc demuestra que las nubes moleculares de formación estelar no son estrictamente sin escala y respalda la sugerencia de que el pico de la IMF a ≈0,3 Msol podría estar íntimamente ligado a la estructura filamentaria del MIS frío.
Referencia: "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, en prensa (DOI, arXiv).