Az Orion A óriás csillagközi molekulafelhő nem is akkora, mint volt. De nem azért, mert megnőtt.
Az Orion csillagkép talán a leghíresebb és legtöbbet tanulmányozott terület az égen, már az ókori görögök is… Rengeteg bámulatos asztrofotó és tudományos mérés készült az Orion különböző részeiről, amelyek körbejárták a világot, és nagyban hozzájárultak a csillagászat és az asztrofizika népszerűsítéséhez. Mindez annak is köszönhető, hogy az egyik legközelebbi, és legnagyobb csillagkeletkezési területről van szó, amely több ezer fiatal csillagnak ad otthont, és amelyet közelsége miatt rendkívüli részletességgel lehet megfigyelni. Emiatt aztán a csillagkeletkezéssel foglalkozó kutatócsoportok kedvenc állatorvosi lova is lett az Orion-köd, amelyen a lehető leggyorsabban lehet tesztelni a csillag- és bolygókeletkezéssel kapcsolatos elméleteket.
Nem tett másképp a Josefa Großschedl és a Bécsi Egyetem Asztrofizikai Intézete által vezetett nemzetközi kutatócsoport sem, az áprilisban publikussá vált második Gaia katalógus segítségével rögtön letesztelték, hogy mennyire állják meg a helyüket a csillagkeletkezési terület 3D formáját korábban firtató kutatások. A struktúra térbeli eloszlásának vizsgálata elengedhetetlen ahhoz, hogy megtudjuk, valójában mennyi csillagközi anyag (gáz és por) található a Tejútrendszernek ebben az igen pici szegletében, annak milyen az eloszlása, hol találhatók benne sűrű csomók, azok pedig milyen hatékonysággal gyártják a csillagokat, és ha eltérő az egyes sűrűsödésekben a csillagkeletkezési hatékonyság, akkor ideje megválaszolni azt a kérdést is, hogy annak mi lehet a kiváltó oka?
2014-ben Schlafly és munkatársai már vizsgálták az Orionban található struktúrák térbeli eloszlását, elsősorban az Orion A elnevezésű óriás molekulafelhőt. Eredményül pedig azt kapták, hogy a felhőnek van egy hozzánk közelebb eső „feje”, illetve egy csóva, amely nagyjából 228 fényévnyi hosszan nyúlik el, tőlünk távolodva. Utánuk következett Kounkel és csapata, akik 2017-ben csak 130 fényévnek találták a struktúra kiterjedését, majd 2018-ban megismételték a számításokat új adatok felhasználásával, és 180 fényévre módosították az eredményüket.
A bécsi vezetésű kutatócsoport a Gaia legújabb eredményeit használta a kutatásukhoz, hiszen az új méréseknek köszönhetően a legtöbb, Gaia által detektált égi objektumnak már a távolságát is tudjuk valamekkora pontossággal. A kulcsszó itt a „valamekkora”, hiszen mérési hibák bármikor előfordulhatnak, és egy ilyen méretű tudományos projekt esetében az adatfeldolgozás és az adatkezelés is okozhat nehézségeket. Kiküszöbölendő, hogy a rossz adatok miatt alapvető hibákat ejtsenek a számítások során, a kutatócsoport csak azokat a csillagokat használta, amelyeknél a távolságmérés hibája szinte elhanyagolható. Az ilyen kis hibával terhelt objektumok pozícióját aztán összevetették a már ismert fiatal csillagok pozíciójával, azonosítva, hogy mely források szerepelnek mindkét adathalmazban. Így kaptak egy olyan mintát, amit már bátran használhattak a 3D eloszlás feltérképezésére.
Végül arra a következtetésre jutottak, hogy a molekulafelhő kiterjedése kb. 290 fényév, vagyis az Orion A messzemenően a legnagyobb ilyen típusú felhő a Naprendszer környezetében. És hogy mi ennek a jelentősége a csillagkeletkezés kapcsán? A korábbi számítások a felhő távolabbi részeiben található fiatal csillagok tömegét nagy valószínűséggel 30-40%-kal alulbecsülték, valamint a kettős rendszerek egymástól mért távolságát is elvétették 10-20%-kal. Ezek pedig sokat számítanak akkor, mikor azt szeretnénk vizsgálni, hogy milyen hatékonysággal válik a szinte vákuumnak mondható csillagközi anyag olyan sűrűvé, hogy beindulhat a hidrogén fúziója a protocsillag belsejében. De fontos támpontokat adhatnak arra nézve is, hogy milyen arányban keletkeznek egy sűrűbb felhőmagban kettős, illetve többes csillagrendszerek, végső soron pedig módosításra szorulhatnak a fiatal csillagok és a csillagközi anyag dinamikai fejlődését leíró jelenlegi modellek is.
A tanulmányt nemrég fogadták el közlésre az Astronomy & Astrophysics szaklapban.
Forrás: arxiv.org/abs/1808.05952
