NOEMA, M33 중심부 파섹 규모 분자 필라멘트와 정렬된 가스-별 형성 순서 포착
NOEMA CO(1-0) 관측으로 M33 중심부 약 500pc 영역을 0.91″×0.37″(3.7×1.5pc) 해상도로 분해해 조밀한 분자가스 구조와 최근의 거대질량 별 형성의 관계를 조사했다. 가장 두드러진 구조는 주축 방향 76pc, 폭 23pc로 뻗은 남동쪽 분자 필라멘트로, CO가 밝은 덩어리 3개를 품고 있으며 8개의 독립적인 횡단면에서 인접한 Hα 능선이 CO 주능선의 한쪽으로 중앙값 10.0(+0.9/-1.4)pc만큼 치우쳐 있었다. 이 필라멘트는 길이 방향 속도 변화는 작지만 단축 방향으로는 분해된 기울기를 보여, 국소적으로 비대칭적인 분자가스 압축과 뒤이은 거대질량 별 형성 시나리오와 부합한다고 연구진은 설명했다. 더 넓은 영역에서 잘 측정된 조밀한 덩어리 23개의 중앙값 반지름은 2.67pc, 중앙값 속도분산은 2.15km/s였으며, 선폭과 겉보기 비리얼 계수 분포는 남동쪽 필라멘트와 나머지 영역 사이에 뚜렷한 차이를 보이지 않았다.
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CO 동위원소로 측정한 허빅별 HD 179218 원시행성계 원반의 가스 질량
광도 약 100 L☉, 질량 약 3.0 M☉의 밝은 허빅별 HD 179218 주위 원반은 CO 스노라인이 원반 외곽보다 바깥에 있어 CO가 전역에서 기체 상태로 남아 있는 드문 검증 사례다. 연구진은 ALMA와 NOEMA로 ¹³CO·C¹⁸O·C¹⁷O의 J=2-1, 1-0 총 6개 선을 관측하고, 열화학 코드 DALI로 모델링해 가스 원반 특성 반경 약 90au와 가스 질량 약 8×10⁻³ M☉을 얻었으며, 분광에너지분포 적합으로 먼지 질량 약 3×10⁻⁵ M☉을 구했다. 이에 따른 가스-먼지 비는 약 270으로 통상적인 성간 값 약 100보다 높은데, 모델의 열 구조상 CO 동결은 일어나지 않으므로 이는 CO 고갈의 인공적 결과가 아니라 밀리미터 크기 먼지의 상당한 내향 이동(radial drift)과 일치한다고 설명했다. 또한 50au 내부에 밀리미터 먼지 원반을 감싸는 가스 공동이 발견됐는데, 이는 전형적인 전이 원반과 반대되는 구조로 자갈이 안쪽으로 이동한 뒤 내부 가스가 광증발로 제거된 결과로 해석됐다.
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FIRE-2 시뮬레이션으로 예측한 은하 CO 방출선 광도, 관측과 비교해 재현성 확인
FIRE-2 시뮬레이션에서 추출한 적색편이 z=0, 1, 2, 3의 은하 765개, 850개, 887개, 915개를 SKIRT 복사전달 및 CLOUDY 방출선 계산으로 후처리해 CO(1-0)·CO(2-1) 광도를 예측하고 기존 관측과 비교한 연구가 발표됐다. z=0에서는 대질량 항성형성 은하와 저금속도 왜소은하 모두에서 항성형성률(SFR)과 CO(1-0) 광도의 평균 관계와 산포를 재현했고, CO(1-0) 광도와 금속도 사이의 초선형 멱함수 기울기도 재현했다. z=1의 CO(2-1) 예측은 관측보다 훨씬 낮은 광도까지 분포했는데, 연구진은 이를 현재 관측 탐사의 제한된 감도 때문으로 추정했다. SFR을 고정하면 CO(1-0) 광도는 적색편이가 1 증가할 때마다 약 한 자릿수(10배)씩 감소했으며, 이는 적색편이가 커질수록 금속도가 낮아지는 영향으로 보인다. 반면 항성질량을 고정하면 적색편이 의존성은 나타나지 않았고, 연구진은 이 결과가 CO 방출선 세기 지도화(intensity mapping) 실험의 예측 모델 구축에 활용될 수 있다고 밝혔다.
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APOD: 숨겨진 은하 IC 342 — 은하수 먼지를 뚫고 포착
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