Sjene u oblacima iz kojih nastaju zvijezde mogu promijeniti kemijske reakcije u plinu i njegov infracrveni sjaj. Novi trodimenzionalni model područja nalik Orionovoj prečki pokazuje kako guste nakupine zaklanjaju dio zvjezdanog zračenja, dok ono kroz rjeđe dijelove prodire dublje u oblak. Takav raspored pomaže objasniti lukove, niti i kemijske granice koje astronomi vide u podacima svemirskog teleskopa James Webb.
Tim pod vodstvom Brandta Gachesa sa Sveučilišta Duisburg-Essen u radu objavljenom 16. listopada u časopisu Astronomy & Astrophysics istražio je što se događa kada se odustane od prikaza oblaka kao niza ravnih slojeva. U tri dimenzije granice između različitih kemijskih područja postaju nepravilne površine, s udubinama i zaklonima koje jednostavniji prikazi ne mogu vjerno opisati.
Što zvjezdana svjetlost radi oblaku
Orionova prečka, poznata i pod engleskim nazivom Orion Bar, nalazi se u Orionovoj maglici, oko 1350 svjetlosnih godina od Zemlje. To je granica na kojoj snažno ultraljubičasto zračenje masivnih zvijezda obasjava gusti molekularni oblak. Budući da je gledamo gotovo s boka, astronomi ondje mogu razlučiti slojeve koji bi se iz drugog kuta preklapali.
Takva se područja nazivaju fotodisocijacijskim regijama: zvjezdano zračenje zagrijava plin i razbija molekule, a može i odvojiti elektrone od atoma. Dublje u oblaku zračenje slabi pa se mijenjaju uvjeti za nastanak i opstanak molekula. Raspored vodika, ugljika i njihovih spojeva pritom nije jednak posvuda.
Ranije Webbove opservacije Orionove maglice u sklopu programa PDRs4All otkrile su mnoštvo sitnih struktura i omogućile detaljno mapiranje plina. Uz podatke radioteleskopskog sustava ALMA, ta su mjerenja pokazala da se dvije kemijske granice nalaze vrlo blizu: područje prijelaza između atomskog i molekularnog vodika te područje u kojem ionizirani ugljik ponovno postaje neutralan.
Guste nakupine stvaraju zaklone
Dio postojećih jednodimenzionalnih modela već je mogao reproducirati malu udaljenost između tih granica. Teže je bilo objasniti njihovu zamršenu prostornu strukturu. Stvarni oblak sadrži guste nakupine, šupljine i uske prolaze, pa udaljenost od zvijezde sama po sebi ne određuje koliko će zračenja doprijeti do nekog mjesta.
U novom su istraživanju autori ispitali osam rasporeda gustoće, od velikih povezanih nakupina do sitnijih, ravnomjernije raspršenih zgušnjenja. Koristili su nadograđeni računalni program 3D-PDR, s algoritmom RAYTHEIA za praćenje prolaska zračenja kroz oblak. U kemijskom proračunu pratili su 108 kemijskih vrsta, od atoma do molekula i iona, te 1828 reakcija među njima.
Modelirani prostor bio je širok oko trećine svjetlosne godine, a razlučivost modela iznosila je približno 160 astronomskih jedinica. Jedna astronomska jedinica odgovara prosječnoj udaljenosti Zemlje od Sunca. Takva je razlučivost omogućila praćenje uskih područja u kojima se kemijski sastav naglo mijenja.
Proračuni su pokazali da gusta nakupina na osvijetljenom rubu može zakloniti plin iza sebe. U susjednoj šupljini ultraljubičasto zračenje prodire znatno dublje. Tako na sličnoj udaljenosti od osvijetljene površine mogu postojati različite temperature i kemijski uvjeti. U modelu se dvije promatrane kemijske granice uglavnom podudaraju, a ponegdje neutralizacija ugljika počinje i prije prijelaza prema molekularnom vodiku.
Kako nastaju lukovi na snimci
Istraživači su izračunali i kako bi svijetlio molekularni vodik u takvom oblaku. Izradili su sintetičke karte zračenja na valnim duljinama od 2,12 i 4,69 mikrometara, koje Webbov instrument NIRCam može zabilježiti.
Na tim kartama pojavljuju se niti i lukovi slični strukturama u opservacijama. Dio tih oblika nastaje zato što nepravilnu, osvijetljenu površinu oblaka gledamo s boka: udubina ili rub šupljine u projekciji se može vidjeti kao zakrivljena svijetla nit. Model tako povezuje geometriju oblaka s rasporedom kemijskih reakcija i zračenjem koje dopire do teleskopa.
Autori nisu pokušali rekonstruirati svaki detalj stvarne Orionove prečke. Za gustoću su koristili matematički zadane, nepravilne rasporede nalik strukturi turbulentnog plina, a kemiju su računali u stacionarnom stanju. Model ne prati istodobno cjelokupno gibanje i kemijski razvoj oblaka.
Izračunati sjaj vodika bio je blizak izmjerenom, ali nešto viši. Kao moguće objašnjenje autori navode veću količinu plina u modelu duž smjera gledanja. Autori kao sljedeći korak predlažu ispitivanje oblaka čija je struktura nastala različitim fizikalnim procesima. Time bi mogli provjeriti kako se kemija plina i njegov infracrveni sjaj mijenjaju s rasporedom gustih nakupina i šupljina.
