Estas observações permitem medir com precisão, pela primeira vez, a largura de um filamento interestelar, local de formação de estrelas, além do Cinturão de Gould, e confirmar a existência de uma escala característica de ≈0,1 pc. Este resultado ajuda a entender melhor a razão pela qual as estrelas não se formam com uma massa arbitrária.
a) Mapa de densidade de coluna da nuvem massiva de formação de estrelas NGC6334 a uma resolução de 8” produzido a partir dos dados combinados ArTéMiS e Herschel no âmbito do programa CAFFEINE.
b)
Imagem JWST/MIRI de uma parte do campo mostrado em a), revelando a estrutura fina do filamento NGC6334M a uma resolução de 0,26” em absorção a 7,7 micrômetros.
c) Mapa de densidade de coluna em alta resolução (0,26”) deduzido dos dados de absorção JWST/MIRI no painel b).
Este estudo foi publicado na revista Astrophysical Journal Letters.
A compreensão do crescimento complexo das estruturas que levam à formação de estrelas no Meio Interestelar (MIS) frio das galáxias é uma questão central da astrofísica. Pelo menos em primeira ordem, a estrutura das nuvens interestelares frias é observada como sendo sem escala ou auto-similar, no sentido de que todas as imagens de nuvens moleculares tendem a ser estatisticamente semelhantes, independentemente da resolução espacial com que são obtidas.
Esta auto-similaridade é frequentemente atribuída ao efeito da turbulência supersônica que molda a estrutura das nuvens moleculares. Uma questão fundamental em aberto é, portanto, entender como as estrelas, que são corpos de tamanho finito, podem emergir de um MIS sem escala, com uma distribuição de massas ao nascer (chamada Função de Massa Inicial; ou IMF em inglês) apresentando um pico amplo em torno de 0,3 Msol, logo abaixo da massa do nosso próprio Sol.
As observações submilimétricas das nuvens moleculares próximas realizadas pelo observatório espacial Herschel forneceram pistas importantes sobre esta questão, mostrando que a maioria das estrelas nasce em filamentos densos de gás frio a uma temperatura de cerca de 10 K.
Pelo menos na vizinhança do Sol, as observações de Herschel indicam que os filamentos de formação de estrelas têm todos aproximadamente a mesma largura, próxima de cerca de 0,1 pc. Quando estes filamentos atingem um limiar crítico de massa por unidade de comprimento de cerca de 16 Msol/pc, podem fragmentar-se e formar estrelas cuja massa característica se aproxima de 0,3 Msol, o pico observado da IMF.
No entanto, o telescópio Herschel só conseguiu resolver a escala de ≈0,1 pc por um fator relativamente modesto nas nuvens mais próximas e não conseguiu sondar a estrutura dos filamentos de formação de estrelas em nuvens mais distantes, além do Cinturão de Gould, i.e. a vizinhança solar. Consequentemente, a robustez e o alcance da explicação acima para a origem do pico da IMF foram questionados.
a) Comparação de uma visão aproximada da parte noroeste do painel c da primeira figura (girada 20 graus no sentido horário para tornar o filamento principal paralelo ao eixo y) com simulações numéricas MHD recentes da formação e evolução de um filamento massivo de formação de estrelas. Tanto nas observações como nas simulações, nota-se a presença de um padrão quase periódico de filamentos laterais (um dos quais é marcado por uma seta branca no painel esquerdo), com um espaçamento projetado da ordem de ~0,1 pc.
b) Gráfico de convergência mostrando a largura medida em função da resolução espacial para NGC6334M e outros filamentos observados com Herschel e APEX/ArTéMiS. Observe como as larguras medidas convergem para um valor de cerca de 0,1 pc quando esta escala é resolvida por um fator de cerca de 10.
Para estudar as propriedades dos filamentos densos e o seu papel potencial na origem das massas estelares além das nuvens próximas, a nossa equipe utilizou o instrumento MIRI a 7,7 e 25,5 μm no JWST, bem como a câmara ArTéMiS no telescópio APEX, para obter imagens do filamento massivo NGC6334M (a cerca de 1,3 kpc) e da sua vizinhança com uma resolução melhor do que a do Herschel por uma a duas ordens de magnitude. Filamentos como o NGC6334M são tão frios e densos que não emitem luz significativamente nos comprimentos de onda do infravermelho médio, mas são vistos como silhuetas escuras pelo MIRI, em absorção em relação à emissão de fundo infravermelho (cf. figura).
Os dados de absorção do JWST revelaram a estrutura fina do filamento NGC6334M com detalhes sem precedentes. Uma largura mediana de filamento de 0,12±0,02 pc foi medida nos dois comprimentos de onda MIRI, resolvida por quase duas ordens de magnitude pelo JWST, e consistente com a largura típica de meia potência dos filamentos Herschel nas nuvens moleculares próximas.
Os dados do JWST também revelaram a presença de um padrão quase periódico de filamentos laterais com um espaçamento projetado similar de 0,125±0,015 pc (cf. painel c da figura). Simulações numéricas magnetohidrodinâmicas recentes são capazes de reproduzir esta escala característica e este padrão quase periódico (cf. painel a da figura abaixo).
A existência desta escala característica de ≈0,1 pc demonstra que as nuvens moleculares de formação de estrelas não são estritamente sem escala e apoia a sugestão de que o pico da IMF em ≈0,3 Msol pode estar intimamente ligado à estrutura filamentar do MIS frio.
Referência: "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).