В центре Млечного Пути, в области, известной как Центральная молекулярная зона (CMZ), сосредоточено огромное количество плотного молекулярного газа. Этот регион играет ключевую роль в эволюции галактики: здесь формируются новые звёзды, происходят мощные динамические процессы и взаимодействуют крупные газовые структуры.

Новый крупный проект радиоинтерферометра ALMA под названием ACES (ALMA CMZ Exploration Survey) позволил впервые составить высокодетальные карты распределения молекулярного газа в этой области. Разрешение наблюдений настолько высокое, что учёные смогли рассмотреть структуру газа на масштабах от десятков парсек до десятых долей парсека — то есть вплоть до размеров отдельных плотных газовых нитей.

Анализ показал, что газ в CMZ образует сложную сеть филаментов — вытянутых структур космических «нитей». Исследователи выделили два основных типа таких образований. Крупномасштабные филаменты (LF) имеют длину более 10 парсек и часто связаны с орбитальными потоками газа, движущимися вокруг галактического центра. Малые филаменты (SF) значительно компактнее — их длина составляет около 1 парсека, и они чаще всего связаны с отдельными молекулярными облаками.

Данные проекта ACES показывают, что в Центральной молекулярной зоне (CMZ) Млечного Пути повсеместно встречаются нитевидные структуры молекулярного газа — от масштабов десятков до десятых долей парсека. На центральной панели представлена карта пиковой интенсивности; цветными рамками отмечены области, выбранные для анализа. Три верхних увеличенных фрагмента показывают крупномасштабные филаменты, где излучение интегрировано по диапазону скоростей каждой структуры. Три нижних фрагмента демонстрируют характерные области, в которых особенно заметно преобладание маломасштабных филаментов (SF) в молекулярном газе CMZ. Внутри этих областей для детального количественного анализа выбран по одному типичному малому филаменту. Источник: arXiv:2602.20262

Для анализа морфологии и динамики этих структур использовались современные методы обработки астрономических изображений и спектральных данных. Учёные применяли комбинацию ручных и автоматических масок, а также алгоритмы выделения структур, что позволило определить центральные линии вытянутых газовых образований. В результате удалось измерить основные параметры филаментов: их ширина обычно составляет около 0,1–0,2 парсека, а длина может варьироваться от 1 до 49 парсек. Крупные филаменты часто имеют разрывы и фрагментируются на несколько сегментов, тогда как малые структуры обычно более компактны и непрерывны.

Отдельное внимание уделили роли магнитного поля. Для этого данные ALMA сравнили с результатами проекта FIREPLACE, полученными на инфракрасной обсерватории SOFIA. В некоторых случаях направление магнитного поля совпадает с ориентацией филамента, а в других — оказывается перпендикулярным. Такая геометрия может играть важную роль в динамике газа и запуске процессов звездообразования.

Сравнение морфологии трёх крупных и трёх малых филаментов. Они демонстрируют как сходство — протяжённые нитевидные структуры, согласованные в координатах «положение–скорость–скорость по лучу зрения», — так и различия, прежде всего в масштабах. На правых панелях представлены диаграммы «положение–скорость» (PV), построенные вдоль осей филаментов. Они показывают, что структуры остаются в основном кинематически связными. На левых изображениях показаны карты интегральной интенсивности. В левом верхнем углу каждого изображения указан угол между осью филамента и плоскостью Галактики. Белые звёздочки отмечают точку, от которой начинается построение PV-диаграммы на правых панелях. Малые филаменты демонстрируют непрерывную кинематическую структуру на своей небольшой длине, тогда как у крупных филаментов на масштабах более 10 парсек заметны небольшие разрывы в распределении скоростей (особенно у LF1 в центральной части). Источник: arXiv:2602.20262

Дополнительную информацию дала химия газа. Учёные сравнили интенсивности излучения в разных молекулярных линиях — например изоциановой кислоты (HNCO), монооксида кремния (SiO), сульфида углерода (CS), монооксида серы (SO) и цианоацетилена (HC3N). Оказалось, что филаменты заметно различаются по химическому составу и признакам воздействия ударных волн. В частности, в малых филаментах наблюдается относительно более сильное излучение HNCO, что может указывать на более слабые локальные шоки по сравнению с крупными структурами.

Авторы подчёркивают, что обнаружение столь сложной и разветвлённой структуры молекулярного газа в Центральной молекулярной зоне открывает новые возможности для изучения процессов звездообразования и динамики межзвёздной среды в центре галактики. Дальнейший анализ данных ACES позволит лучше понять происхождение этих филаментов и их роль в эволюции галактического центра.

Работа выполнена международной командой астрономов в рамках проекта ACES. Все полученные данные и программные инструменты анализа опубликованы в открытом доступе, что позволит другим исследовательским группам использовать их для дальнейших исследований структуры и эволюции Млечного Пути.

Подробнее на iXBT