Stjernedannende filamenter

Interstellare molekylære skyer ses ofte at være aflange og "filamentære" i form, og fås i en lang række størrelser. I molekylære skyer, hvor stjerner dannes, filamentstrukturen menes at spille en vigtig rolle i stjernedannelse, da stoffet kollapser for at danne protostarer. Filamentære skyer opdages, fordi støvet, de indeholder, tilslører baggrundsstjernernes optiske lys, mens de udsendes ved infrarøde og submillimeterbølgelængder.

Observationer af nogle filamenter indikerer, at de selv er sammensat af bundter af fibre med tæt afstand med forskellige fysiske egenskaber. Computersimuleringer er i stand til at gengive nogle af disse filamentstrukturer, og astronomer er generelt enige om, at turbulens i gassen kombineret med gravitationskollaps kan føre til filamenter og protostarer i dem, men de nøjagtige måder, hvorpå filamenter dannes, lave stjerner, og til sidst forsvinder ikke forstås. Antallet af nye stjerner, der udvikler sig, for eksempel, varierer meget mellem filamenter af årsager, der ikke kendes.

Den sædvanlige model for et stjerneformende filament er en cylinder, hvis tæthed stiger mod aksen i henhold til en specifik profil, men som ellers er ensartet langs dens længde. CfA-astronomen Phil Myers har udviklet en variant af denne model, hvor filamentet har en stjerneformende zone langs dens længde, hvor densiteten og diameteren er højere, med tre generiske profiler til at beskrive deres former. Udover at være en mere realistisk beskrivelse af filamentets struktur, de forskellige tæthedsprofiler udvikler forskellige tyngdekrafts "brønde", der naturligvis fører til forskellige stjerner, der dannes inden i dem.

Myers sammenligner stjernedannelsesegenskaberne for disse tre slags zoner med egenskaberne af observerede stjernedannelsesfilamenter, med fremragende resultater. Filamentet i den molekylære sky i Musca har relativt lidt stjernedannelse, og kan rimeligt forklares med en af ​​de tre profiler, der indikerer et tidligt udviklingsstadium. En lille klynge af unge stjerner i Corona Australis -stjernebilledet passer til en anden model, der har udviklet sig længere, mens Ophiuchus er vært for en glødetråd, der kan være tæt på slutningen af ​​dens stjernedannende levetid og ligner den tredje type. De tre profiler synes indtil videre at kunne tage højde for hele forholdet. De nye resultater er et vigtigt skridt i at bringe mere sofistikering og realisme til teorien om stjerneformende filamenter. Fremtidens arbejde vil undersøge de specifikke processer, der fragmenterer de forskellige stjernedannende zoner til deres stjerner.