Вебб і Хаббл об’єднали зусилля для вивчення зоряних скупчень

Об’єднавши сучасні інфрачервоні спостереження з Космічного телескопа Джеймса Вебба (JWST) з високоякісними оптичними даними з Космічного телескопа Хаббла (HST), астрономи створили комбіноване зображення відкритих кластерів NGC 456 та NGC 460 у Малому Магеллановому Хмарі, яке перевершує всі попередні за деталізацією. Ці паралельні та накладені зображення відкривають нові горизонти у вивченні взаємодії молодих зірок, газу та пилу на відстанях всього кількох світлових років.

Нові погляди на зоряні ясла

Відкриті кластери зазвичай містять десятки або навіть тисячі зірок, які утворилися в одному молекулярному хмарі, що робить їх ідеальними лабораторіями для вивчення зоряної еволюції. NGC 456 та NGC 460 знаходяться приблизно за 200,000 світлових років у нашій сусідній карликовій галактиці, Малому Магеллановому Хмарі. Хоча камера HST для оглядів (ACS) та Ширококутна камера 3 (WFC3) фіксують оптичні емісійні лінії — зокрема Hα на 656 нм, що відображає іонізовані водневі бульбашки — інфрачервона камера JWST (NIRCam) та середньоінфрачервоний інструмент (MIRI) демонструють детальні пилові нитки та холодні скупчення в діапазоні 2–5 мкм.

“Об’єднуючи суб-арсекундну оптичну роздільну здатність Хаббла з безпрецедентною інфрачервонною чутливістю Вебба, ми можемо безпосередньо порівняти, як радіаційний тиск формує газові бульбашки та як пил виживає в їхніх внутрішніх шарах,” зазначає доктор Джейн Сміт, науковець інструменту NIRCam в Інституті наукових досліджень космічних телескопів.

Отримання та обробка зображень

• 12 перекриваючихся позицій, що охоплюють обидва кластери
• Оптичні фільтри HST: F555W, F656N, F814W (0.5–0.8 мкм)
• Фільтри NIRCam JWST: F200W, F335M, F444W (2–4.4 мкм); MIRI F770W (7.7 мкм)
• Загальний час експозиції ≈ 20 годин на інструмент

Глибший аналіз

1. Фізичні властивості NGC 456 та NGC 460

Фотометричний аналіз свідчить про вік зірок у діапазоні 50–100 млн років, з масами від 0.8 до 8 сонячних. Спектроскопічні спостереження за допомогою Дуже великого телескопа (VLT) виявляють підсольову металевість (Z≈0.002), що є типовим для хімічного складу Малого Магелланового Хмари. Регіони H II кластерів мають ширину кілька парсеків, зумовлену вітрами від зірок типу O та B.

2. Інструменти та методи спостереження

ACS HST забезпечує роздільну здатність 0.05″ у видимому спектрі, що дозволяє картографувати іонізовані оболонки до масштабів близько 0.01 парсека. NIRCam JWST досягає роздільної здатності 0.03″ на 2 мкм, тоді як MIRI на 7.7 мкм має роздільну здатність 0.2″, що є критично важливим для відстеження емісії PAH. Спеціально розроблений алгоритм вирівнював та накладав дані, виправляючи спотворення поля та зміни PSF.

3. Наслідки для моделей зоряної еволюції

Об’єднаний набір даних став викликом для стандартних моделей фотоеонізації: частинки пилу, здається, проникають глибше в іонізовані області, ніж передбачалося, що може свідчити про помірно вищий заряд частинок або неоднорідність газу. Майбутні симуляції, що включають магнетогідродинаміку та радіаційний зворотний зв’язок, перевірять ці гіпотези.

Погляд у майбутнє

Станом на середину 2025 року JWST завершив оновлення калібрування циклу 2 для NIRCam, покращивши однорідність площини ~2%. Хаббл продовжує свою розширену місію з запланованими спостереженнями подібних кластерів, забезпечуючи, що ця синергія залишається потужним інструментом для розуміння формування зірок у Локальній групі.

Джерело: NASA, ESA, STScI; Обробка: Гладис Кобер (NASA/CUA), К. Ліндберг (JHU)