私たちの宇宙の他のいくつかの銀河と比較すると、天の川はかなり微妙な特徴です。実際、銀河の中心分子ゾーン（CMZ）には暖かいガスが存在するため、天の川の数千倍も明るい銀河があります。このガスは、銀河の核にある超大質量ブラックホール（SMBH）を取り巻く大量の星形成バーストによって加熱されます。
天の川の中心には、SMBH（射手座A *）と新しい星を形成するために必要なすべてのガスもあります。しかし、何らかの理由で、私たちの銀河のCMZの星形成は平均よりも少ないです。この進行中の謎に対処するために、天文学者の国際チームはCMZの大規模かつ包括的な調査を実施し、なぜそうなのかについての答えを探しました。
「高圧環境での星の形成：銀河中心のダストリッジのSMAビュー」というタイトルの研究は、最近、 王立天文学会の月次通知。 この研究は、共同アルマ望遠鏡と国立天文台のダニエルウォーカーが主導し、複数の観測所、大学、研究機関からのメンバーが含まれていました。
彼らの研究のために、チームはハワイのマウナケアにあるサブミリメータアレイ（SMA）無線干渉計に依存していました。彼らが発見したのは、CMZの「ダストリッジ」にある13個の高質量コアのサンプルで、開発の初期段階では若い星である可能性があります。これらのコアの質量範囲は50から2150太陽質量で、半径は0.1 – 0.25パーセク（0.326 – 0.815光年）です。
彼らはまた、以前は知られていない若い大質量プロトスターであるように見えた2つの物体の存在に言及しました。彼らが彼らの研究で述べているように、これらすべては、CMZの星がそれらの巨大な圧力差であるにもかかわらず、銀河円盤のそれらとほぼ同じ形成率を持っていることを示しました：
「すべてが若いようです（UCHII以前）。つまり、それらは高質量の星とサブクラスターの初期条件を表すための主要な候補です。検出されたすべてのコアを銀河円盤内の高質量コアおよび雲と比較すると、数桁大きい外部圧力にさらされているにもかかわらず、質量とサイズの点でそれらが広く類似していることがわかります。」
CMZの外圧が高いことを確認するために、チームは分子のホルムアルデヒドとシアン化メチルのスペクトル線を観察して、ガスの温度とその反応速度を測定しました。これらは、ガス環境が非常に乱流であることを示し、CMZの乱流環境がそこでの星形成の阻害に関与しているという結論に導きました。
彼らが彼らの研究で述べているように、これらの結果は以前の仮説と一致していた：
「これらのコアの80％以上がこのような高圧環境で星形成活動の兆候を示さないという事実は、これが原因でCMZ内の星形成の臨界密度しきい値が増加したことのさらなる証拠であると結論づけます。乱流。」
つまり、結局、CMZでの星の形成率は、それらが大量のガスとダストであることだけでなく、ガス環境自体の性質にも依存しています。これらの結果は、特に超巨大ブラックホール（SMBH）、星形成、および銀河の進化の間に存在する関係に関しては、天の川だけでなく他の銀河の将来の研究にも影響を与える可能性があります。
何十年もの間、天文学者はこの関係がどのように機能するかを決定することを期待して銀河の中央領域を研究してきました。そして近年、天文学者たちは矛盾する結果を出してきました。その中には、星形成がSMBHの存在によって阻止されていることを示すものもあれば、相関関係を示さないものもあります。
さらに、SMBHとアクティブ銀河核（AGN）をさらに調べたところ、銀河の質量とその中心のブラックホールの質量には相関関係がない可能性があることが明らかになりました。
そのため、天の川のような銀河で星の形成がどのように、そしてなぜ異なっているように見えるかを理解することは、これらの他の謎を解明するのに役立ちます。それから、宇宙の歴史の中で星と銀河がどのように進化したかについての理解が深まることは間違いありません。
