원시행성계 원반 HD 143006 그림자 속 분자들: ALMA 14개 스펙트럼선 동시 모델링으로 C/O ≳ 1 확인
T Tauri형 별 HD 143006의 기울어진 안쪽 원반이 바깥 원반에 넓은 그림자를 드리우는 특이한 구조를 이용해, 연구진은 별의 자외선(UV) 복사가 원반 화학·온도·스펙트럼선 형성에 미치는 영향을 조사했다. CO, ¹³CO, C¹⁸O, CN, HCN, HCO⁺, CS, C₃H₂ 등의 새로운 ALMA 관측을 기존 데이터와 결합해, 빛을 받는 쪽과 그림자 쪽을 ProDiMo 모델로 동시에 계산했으며 14개 ALMA 스펙트럼선의 반경 방향 강도 분포와 20㎛ 이상의 SED, ALMA 연속파 영상 2장을 축소 카이제곱 약 2.3으로 맞췄다. 빛을 받는 쪽에서 선 강도가 조금만 증가하는 이유는 가스가 천천히 데워지기 때문이며, 연구진은 그림자를 드나드는 가스 덩어리의 느린 가열·냉각 이완을 반영한 '평형화 모델'로 이를 설명했다. N₂H⁺와 CS 선에서는 NH₃, H₂S 같은 얼음의 느린 UV 탈착이 중요한 역할을 해 그림자 쪽이 오히려 밝아질 수 있다. 바깥 원반의 탄소-산소 비(C/O)는 1보다 약간 큰 약 1.05로 나타났고, 원반 질량은 0.0012 태양질량으로 맞춰졌으나 원반 형태와 먼지·가스 가열/냉각 변수를 재조정하면 0.021 태양질량으로 고정한 모델도 거의 비슷하게 잘 맞는다.
원문 전체를 보시려면
CosmosNews는 원문 전재 없이 요약과 링크만 제공합니다.
관련 기사
ALMA·MeerKAT로 관측한 히드라 I 은하단 중심부 램 압력 박리 은하 4개의 분자 가스
연구팀은 히드라 I(Hydra I) 은하단 중심부의 램 압력 박리(RPS) 은하 NGC 3312, NGC 3314a, NGC 3314b, LEDA 753342에 대해 ALMA의 CO(1-0) 관측과 MeerKAT의 중성수소(HI) 관측 결과를 제시했다. 약 15″(약 4kpc)의 유사한 공간분해능으로 얻은 데이터에서 CO 원반은 HI 및 광학 원반에 대해 비대칭을 보였으나, 꼬리 부분에서 박리된 CO는 발견되지 않았다. H2/HI 비율과 가스 결핍도를 xCOLDGASS 표본 및 VIVA-VERTICO 처녀자리 은하단 RPS 은하와 비교한 결과, LEDA 753342는 RPS 초기 단계, NGC 3312와 NGC 3314a는 초기이지만 매우 활발한 단계, NGC 3314b는 가장 진행된 단계로 해석됐다. 연구팀은 램 압력 박리가 CO 가스가 실제로 뜯겨나가기 전부터 분자 가스 저장고에 영향을 미치기 시작한다고 결론지었다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
AGN 중심부 분자가스, 체계적 고갈 없다 — SALVAGE II 연구
SALVAGE(SDSS-ALMA Legacy-Value Archival Gas Exploration) 데이터를 이용해 적색편이 z < 0.07의 활동성은하핵(AGN) 70개를 광학 방출선·중적외선 색·X선 광도로 선별하고, 은하 중심부(r < 0.5-2 kpc)의 분자가스 저장고를 비(非)AGN 대조군과 비교했다. 그 결과 AGN 중심부의 분자가스 비율은 대조군과 같았고 분자가스 표면밀도는 오히려 높아, 체계적인 가스 고갈은 나타나지 않았다. 선별 기준별로 나눠 보면 두 광학 AGN 분류에서 각각 1.5σ, 1.8σ 수준의 미약한 중심부 가스 고갈 신호가 보였으나, AGN 광도 등 물리적 설명이 될 만한 특정 영역에 몰려 있지는 않았다. 연구진은 AGN이 대규모 가스 제거를 일으킨다면, 이번 결과가 AGN이 관측 가능한 동안 가스가 제거되는 물리적 규모의 상한을 제시한다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
ALMA로 본 고적색편이 은하 형성: z>6.5 관측 리뷰
아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 집합체(ALMA)와 NOEMA로 관측한 z>6.5 천체들의 관측 문헌을 정리한 리뷰 논문이 arXiv에 공개됐다. 저온 가스가 다양한 은하 환경에서 별 형성과 일관되게 비례해 130억 년에 걸쳐 별 형성의 기본 과정이 비교적 일정하게 유지됐음을 시사하며, 빅뱅 이후 3억~4억 년밖에 지나지 않은 은하에서도 뚜렷한 금속 함량 증가가 확인된다. z~7에서 이미 항성질량과 별 형성률이 클수록 먼지에 가려진 별 형성 비율이 높아지는 경향이 나타나고, 우주 별 형성률 밀도의 10퍼센트 이상이 이 시기에 가려져 있는 것으로 측정됐다. 항성질량 대비 추정 먼지 질량은 초신성 기원에 먼지 파괴가 거의 없거나 성간물질 내 급속 성장에 의한 빠른 먼지 증가를 시사하며, 개별 천체에서는 이미 차가운 원반이 존재하고 그 가스 원반이 항성 원반보다 더 넓고 매끄럽게 퍼져 있다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
제임스웹 MIRI로 본 z~2 거대 별형성 은하의 팽대부 성장
제임스웹 우주망원경(JWST)의 MIRI F770W 영상과 8개 대역 NIRCam 영상, ALMA 870마이크론 자료를 결합해 z~2의 먼지 많은 거대 별형성 은하 16개의 팽대부(bulge) 형성을 분석한 연구다. 중간 적색편이 z=2.18에서 F770W는 정지계 2.4마이크론, 즉 정지계 K밴드에 가까운 빛을 포착해 먼지 감쇠가 적은 상태로 항성질량 분포를 추적하며, F770W에서 측정한 유효반지름은 870마이크론 먼지 방출과 중앙값 비율 0.95로 일치하고 F444W보다 통상 23% 작았다. 16개 은하를 같은 분해능으로 스택한 결과 870마이크론과 F770W 프로파일은 8kpc까지 잘 일치했고, F770W 스택의 팽대부-원반 분해에서 팽대부/전체 비율은 0.50으로 나타났다. CIGALE로 반지름 구간별 분광에너지분포를 맞춘 결과 감쇠는 중심부 A_V=3.7 등급에서 r≳7kpc의 1.9 등급으로 감소했고 비항성형성률 프로파일은 평탄했다. 대부분의 은하는 먼지 핵 안에 이미 팽대부가 자리잡았으나, 두 은하는 870마이크론 방출이 F770W 빛보다 3~6배 더 조밀해 아직 팽대부를 만드는 압축 단계에 있는 것으로 보인다.
arXiv astro-ph.GA (은하)