新的恒星普查回答了這個問題：恒星和棕矮星形成時可以達(dá)到多小？火焰星云是獵戶座分子云復(fù)合體的一部分，是一個備受研究的區(qū)域，也是新恒星的誕生地。像美國宇航局的哈勃太空望遠(yuǎn)鏡這樣的望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)對其進(jìn)行了多年的觀測，但隱藏在其致密塵埃核心深處的最小恒星至今仍無法觸及——直到現(xiàn)在。
火焰星云的這組拼貼圖片左側(cè)展示了美國宇航局哈勃太空望遠(yuǎn)鏡拍攝的近紅外圖像，右側(cè)兩幅插圖展示了美國宇航局詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡拍攝的近紅外圖像。哈勃圖像中的大部分暗態(tài)致密氣體和塵埃，以及周圍的白色云層，在韋伯圖像中都清晰可見，讓我們能夠看到一片更加透明的云層，云層中穿梭著產(chǎn)生紅外線的天體，這些天體是年輕的恒星和棕矮星。天文學(xué)家利用韋伯望遠(yuǎn)鏡對這片恒星形成區(qū)域內(nèi)的最低質(zhì)量天體進(jìn)行了普查。圖片來源：美國宇航局、歐空局、加拿大空間局、空間望遠(yuǎn)鏡研究所、邁克爾·邁耶（密歇根大學(xué)）、馬修·德·弗里奧（德克薩斯大學(xué)奧斯汀分校）、馬西莫·羅伯托（空間望遠(yuǎn)鏡研究所）、艾麗莎·佩根（空間望遠(yuǎn)鏡研究所）
美國宇航局的詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡利用其強(qiáng)大的紅外能力，首次探測并統(tǒng)計了該區(qū)域最暗淡、最小的天體，幫助天文學(xué)家確定形成棕矮星所需的最小質(zhì)量。
這段動畫交替展示了哈勃太空望遠(yuǎn)鏡和詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡對火焰星云的觀測?；鹧嫘窃剖歉浇暮阈切纬尚窃疲挲g不到100萬年。對比中，三個低質(zhì)量天體被突出顯示。在哈勃的觀測中，這些低質(zhì)量天體被該區(qū)域濃密的塵埃和氣體所掩蓋。然而，由于韋伯對微弱紅外光的敏感性，這些天體在韋伯的觀測中得以顯現(xiàn)。圖片來源：NASA、ESA、CSA、Alyssa Pagan（太空望遠(yuǎn)鏡科學(xué)研究所）
火焰星云距離地球約1400光年，是一個年輕而活躍的恒星形成區(qū)域——年齡不到一百萬年。在這個恒星孕育區(qū)內(nèi)，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了一些極其微小的天體，它們的質(zhì)量不足以在其核心點(diǎn)燃?xì)渚圩儭＿@些天體被稱為棕矮星。
棕矮星通常被稱為“失敗恒星”，隨著時間的推移，它們會逐漸冷卻、黯淡，變得比普通恒星暗淡得多，也更難探測到。正因為如此，即使它們距離太陽相對較近，大多數(shù)望遠(yuǎn)鏡也難以觀測到它們。然而，當(dāng)棕矮星非常年輕時，它們?nèi)匀蛔銐驕嘏兔髁?，可以被觀測到——盡管它們隱藏在像火焰星云那樣厚厚的塵埃和氣體云層中。
詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡在太空中的藝術(shù)構(gòu)想。圖片來源：NASA-GSFC，Adriana M. Gutierrez（CI實驗室）
美國宇航局的詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡可以穿透稠密的塵埃，捕捉到這些新生棕矮星微弱的紅外光。利用韋伯望遠(yuǎn)鏡強(qiáng)大的能力，一個天文學(xué)家團(tuán)隊著手研究這些自由漂浮物體的體積究竟有多小。他們探測到了一些質(zhì)量約為木星兩到三倍的物體，而且該望遠(yuǎn)鏡的靈敏度足以探測到質(zhì)量只有木星一半的物體。
“該項目的目標(biāo)是探索恒星和棕矮星形成過程中的根本低質(zhì)量極限。借助韋伯望遠(yuǎn)鏡，我們能夠探測到最暗淡、質(zhì)量最小的天體，”該研究的主要作者、德克薩斯大學(xué)奧斯汀分校的馬修·德弗里奧說道。
這張由美國宇航局詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡拍攝的火焰星云部分近紅外圖像突出顯示了右側(cè)插圖中三個低質(zhì)量天體。這些天體比原恒星溫度低得多，需要韋伯望遠(yuǎn)鏡高靈敏度的儀器才能探測到它們。這些天體的研究旨在探索火焰星云中棕矮星的最低質(zhì)量極限。韋伯圖像將波長為1.15微米和1.4微米（濾光片F(xiàn)115W和F140M）的光顯示為藍(lán)色，1.82微米（F182M）的光顯示為綠色，3.6微米（F360M）的光顯示為橙色，4.3微米（F430M）的光顯示為紅色。圖片來源：美國宇航局、歐空局、加拿大空間局、太空望遠(yuǎn)鏡科學(xué)研究所、邁克爾·邁耶（密歇根大學(xué)）
研究團(tuán)隊尋求的低質(zhì)量極限是由一個叫做碎片化的過程決定的。在這個過程中，恒星和棕矮星誕生的大型分子云會分裂成越來越小的單元，或者說碎片。
碎裂高度依賴于多種因素，其中溫度、熱壓和重力之間的平衡是最重要的因素。更具體地說，當(dāng)碎片在重力作用下收縮時，其核心會升溫。如果核心足夠大，它就會開始聚變氫。聚變產(chǎn)生的向外壓力抵消了重力，阻止了坍縮并穩(wěn)定了物體（當(dāng)時被稱為恒星）。然而，如果碎片的核心不夠致密且溫度不足以燃燒氫，只要它們繼續(xù)散發(fā)內(nèi)部熱量，就會繼續(xù)收縮。
右圖為火焰星云 (NGC 2024) 的兩張圖像，由韋伯太空望遠(yuǎn)鏡的近紅外相機(jī) (NIRCam) 拍攝，并配有羅盤箭頭、比例尺和色標(biāo)以供參考。這些圖像是哈勃太空望遠(yuǎn)鏡拍攝的火焰星云內(nèi)部的放大區(qū)域。北向和東向的羅盤箭頭指示了圖像在天空中的方向。請注意，天空中（從下方看）的北向和東向的關(guān)系相對于地面地圖上（從上方看）的方向箭頭是翻轉(zhuǎn)的。圖片來源：NASA、ESA、CSA、STScI、Michael Meyer（密歇根大學(xué)）、Matthew De Furio（德克薩斯大學(xué)奧斯汀分校）、Massimo Robberto（STScI）、Alyssa Pagan（STScI）
密歇根大學(xué)的邁克爾·邁耶說：“這些云層的冷卻至關(guān)重要，因為如果內(nèi)部能量足夠，它就能抵抗引力。如果云層有效冷卻，它們就會坍塌并分裂?！?/p>
當(dāng)碎片變得足夠不透明，能夠重新吸收自身輻射時，碎裂就會停止，從而阻止冷卻并防止進(jìn)一步坍縮。理論認(rèn)為這些碎片的下限在1到10個木星質(zhì)量之間。這項研究顯著縮小了這一范圍，因為韋伯的普查統(tǒng)計了星云內(nèi)不同質(zhì)量的碎片。
“正如許多先前研究發(fā)現(xiàn)的那樣，質(zhì)量越低，在木星質(zhì)量十倍以下的范圍內(nèi)，我們實際上能發(fā)現(xiàn)更多天體。在我們利用詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行的研究中，我們對木星質(zhì)量0.5倍以下的天體都敏感，而當(dāng)質(zhì)量低于木星十倍時，我們發(fā)現(xiàn)的天體越來越少，”德弗里奧解釋說?！拔覀儼l(fā)現(xiàn)五個木星質(zhì)量的天體比十個木星質(zhì)量的天體少，而三個木星質(zhì)量的天體比五個木星質(zhì)量的天體少得多。我們實際上沒有發(fā)現(xiàn)任何低于兩個或三個木星質(zhì)量的天體，如果它們存在，我們預(yù)計會看到它們，所以我們假設(shè)這可能就是極限本身?！?/p>
邁耶補(bǔ)充道：“韋伯太空望遠(yuǎn)鏡首次能夠探測到甚至超越這個極限。如果這個極限是真實存在的，那么我們的銀河系中就不應(yīng)該存在任何質(zhì)量相當(dāng)于木星的天體自由漂浮，除非它們最初是行星，然后被行星系統(tǒng)拋射出去?！?/p>
棕矮星雖然難以發(fā)現(xiàn)，但其與恒星和行星的相似性，為恒星形成和行星研究提供了豐富的信息。美國宇航局的哈勃太空望遠(yuǎn)鏡幾十年來一直在搜尋這些棕矮星。
盡管哈勃望遠(yuǎn)鏡無法像韋伯望遠(yuǎn)鏡那樣觀測到火焰星云中質(zhì)量較低的棕矮星，但它對于確定進(jìn)一步研究的候選對象至關(guān)重要。這項研究是韋伯望遠(yuǎn)鏡如何接過哈勃望遠(yuǎn)鏡數(shù)十年來從獵戶座分子云復(fù)合體獲得的數(shù)據(jù)，并開展深入研究的一個例子。
“這項工作非常困難，從地面觀測質(zhì)量小至十倍木星的棕矮星，尤其是在這樣的區(qū)域。哈勃望遠(yuǎn)鏡過去30年左右的觀測數(shù)據(jù)讓我們知道，這是一個非常有價值的恒星形成區(qū)域。我們需要韋伯望遠(yuǎn)鏡來研究這個特殊的科學(xué)課題，”德弗里奧說。
“這是我們理解哈勃望遠(yuǎn)鏡觀測結(jié)果能力的一次巨大飛躍。韋伯望遠(yuǎn)鏡真正開辟了一個全新的可能性領(lǐng)域，讓我們能夠更好地理解這些天體?！碧胀h(yuǎn)鏡科學(xué)研究所的天文學(xué)家馬西莫·羅伯托解釋道。
該團(tuán)隊正在繼續(xù)研究火焰星云，利用韋伯的光譜工具進(jìn)一步描述其塵埃繭內(nèi)的不同物體?！翱赡艹蔀樾行堑奈镔|(zhì)和質(zhì)量極低的棕矮星之間存在很大的重疊，”邁耶說道?！岸覀兾磥砦迥甑娜蝿?wù)就是：弄清楚它們究竟是什么，以及原因?！?/p>
這些結(jié)果已被《天體物理學(xué)雜志快報》接受并發(fā)表。
編譯自/ScitechDaily
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