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태양 금속함량의 1/3~1/2 수준인 외부 은하계 별 형성 영역 Sh2-284를 ALMA 1.3mm 먼지 연속 복사로 관측해 고밀도 코어 질량함수(CMF)를 분석한 연구가 발표됐다. 약 0.65초각(3000au) 분해능으로 원적외선이 밝은 6개 하위 영역을 관측해 후보 고밀도 코어 91개를 확인하고, 가우시안 피팅을 통해 68개의 신뢰도 높은 목록을 구성했다. 태양질량 2.5배 이상 구간의 CMF는 살피터(Salpeter)형 기울기로 잘 설명되며, 전방 모델링 기준값은 α=1.22(+0.24/-0.22)로 나타났다. 연구진은 기존 Sh2-284의 초기질량함수(IMF) 제약과 종합할 때 중간 정도의 낮은 금속함량만으로는 고질량 영역의 CMF/IMF 기울기가 크게 달라지지 않는다고 설명했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
Popsicle 프로젝트 연구팀이 복사·난류·자기장을 자체정합적으로 결합한 복사-자기유체역학 시뮬레이션으로 원시별(Pop III) 원시성의 약 50 kyr에 걸친 장기 성장을 추적한 결과를 발표했다. HI 차폐가 없으면 라이먼-베르너(LW) 복사 피드백이 강착을 억제해 결국 중단시키지만, 차폐가 있으면 원시성 주변의 높은 기둥밀도가 LW 피드백을 크게 약화시키며 특히 극 방향에서는 H2 자체 차폐만으로 부족한 영역까지 중성수소가 LW 복사를 완전히 차단했다. 이로 인해 원시성 주변 가스 온도가 낮아지고 강착률이 높아져 최종 항성 질량이 차폐를 고려하지 않은 모델보다 커졌다. HII 영역은 싱크 강착 반경(75 AU)에서 약 100 AU 바깥까지만 확장된 채 갇혀 있었는데, 중력적으로 속박된 고밀도 가스가 높은 재결합률을 유지해 압력에 의한 지속적 돌파를 막았기 때문이다. 연구팀은 이 결과가 원시별의 초기질량함수(IMF)와 초기 항성종족의 피드백 영향에 갖는 함의를 논의했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 3.3cm 파장의 전 배열(all-configuration) VLA 데이터를 약 2000AU 물리 분해능으로 분석해, W49A 원시성단에 묻혀 있는 영년(zero-age) 대질량 항성 집단을 조밀·초조밀(UC)·극조밀(HC) HII 영역을 통해 추정했다. 신뢰할 수 있는 101개 검출원 중 고질량 영역(M > 10.9 태양질량)에 최대우도 추정을 적용한 결과, 초기질량함수(IMF)의 로그 표현 기울기는 Gamma >= 2.40으로 나왔고 3.3cm에서의 광학적 두께 효과를 보정한 뒤에도 Gamma >= 1.88을 유지했다. 이는 표준 항성 IMF 값(Gamma = 1.35)에 비해 고질량 쪽이 뚜렷하게 부족함을 뜻한다. 저자들은 그 원인으로 더 무거운 별이 만드는 전파 검출 가능 HII 영역의 수명이 더 짧기 때문이라고 제안하면서, 원시성단 내 별 형성 질량 분포의 진화 효과도 배제할 수 없다고 덧붙였다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 제임스웹 우주망원경(JWST)의 NIRCam으로 초희미 왜소은하(UFD) 부츠 I(Boötes I)에서 0.15태양질량 이하까지 도달하는 1만 개 이상의 별을 분해 관측해, UFD 중 가장 크고 깊은 분해 항성 표본 중 하나를 확보했다. 기계학습과 통계 기법으로 세 가지 형태의 초기질량함수(IMF)를 검토한 결과, 단일 멱함수 IMF는 관측된 광도함수를 잘 설명하지 못했고 기울기도 표준 살피터(Salpeter) IMF와 일치하지 않았다. 반면 최적합 꺾인 멱함수와 로그정규 IMF 매개변수는 68% 신뢰수준에서 우리은하와 일치해, [Fe/H]≈-2.4 수준의 낮은 금속함량 환경에서도 우리은하와 유사한 IMF를 따른다는 증거를 제시했다. 연구진은 부츠 I을 z≳6에서 항성질량 10^5태양질량 이하인 고적색편이 은하의 국부 유물로 간주할 때, 이번 결과가 국부와 고적색편이 환경 모두에서 IMF가 보편적임을 뒷받침한다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
우주의 질량은 전통적으로 은하 내 별의 수와 가스·먼지 구름, 그리고 이에 동반된 암흑물질을 파악하는 방식으로 측정돼 왔으며, 천문학자들은 대개 가장 밝은 별들의 질량으로 은하 전체의 질량을 추정한다. 이 때문에 은하의 나머지 별과 암흑물질은 사실상 보이지 않는 존재로 남고, 수십 년간 천문학자들은 성단과 은하에 있는 작고 보이지 않는 별의 수를 별이 우주 어디서나 대체로 같은 질량 비율로 형성된다고 가정하는 수학적 규칙, 즉 초기질량함수(IMF)로 추정해 왔다. IMF는 특정 성단이나 은하에 각 크기의 별이 얼마나 있는지를 기술하지만, 그 안에 담긴 가정들 때문에 현재의 적용 방식에는 문제가 있다는 지적이 나온다.
Universe Today