Carbonio ionizzato come tracciante dell'assemblaggio delle nubi interstellari

Nature Astronomy volume 7, pagine 546–556 (2023) Citare questo articolo

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Le nubi di idrogeno molecolare sono una componente chiave del mezzo interstellare perché sono il luogo di nascita delle stelle. Sono immersi nel gas atomico che pervade lo spazio interstellare. Tuttavia, i dettagli su come le nubi molecolari si assemblano e interagiscono con il gas atomico sono ancora in gran parte sconosciuti. Come risultato di nuove osservazioni della linea di carbonio ionizzato da 158 μm [CII] nella regione del Cigno nell’ambito del programma FEEDBACK su SOFIA (Osservatorio Stratosferico per l’Astronomia Infrarossa), presentiamo prove convincenti che [CII] svela interazioni dinamiche tra insiemi di nuvole. Questo processo non è né una collisione frontale di nubi completamente molecolari né una dolce fusione di sole nubi atomiche. Inoltre, dimostriamo che le dense nubi molecolari associate alle regioni di formazione stellare DR21 e W75N e una nube a velocità più elevata sono incorporate nel gas atomico e tutti i componenti interagiscono in un ampio intervallo di velocità (circa 20 km s−1). Il gas atomico ha una densità di circa 100 cm−3 e una temperatura di circa 100 K. Concludiamo che la linea [CII] da 158 μm è un eccellente tracciante per testimoniare i processi coinvolti nelle interazioni delle nuvole e anticipare ulteriori rilevamenti di questo fenomeno in altre regioni.

Le nubi molecolari sono una componente cruciale del mezzo interstellare (ISM) delle galassie poiché sono i luoghi di nascita delle stelle e dei sistemi planetari. Tuttavia, i processi attraverso i quali queste nubi vengono assemblate dal grande serbatoio di idrogeno atomico (HI) nelle galassie non sono ancora ben compresi. Alcuni modelli si basano su un sottile equilibrio tra gravità, turbolenza e campi magnetici, ad esempio, rif. 1. Un aumento esterno di pressione o turbolenza dovuto al feedback stellare o alle onde di densità del braccio a spirale innesca quindi casualmente un lento accumulo quasi statico di densità, che porta alla formazione di sacche di gas di idrogeno molecolare (H2). Altri modelli, ad esempio, rif. 2, propongono che la formazione delle nubi sia più dinamica e guidata da movimenti su larga scala nella galassia, ma ancora strettamente legata alla transizione locale dal gas caldo (T ≅ 5.000 K), tenue, per lo più atomico, a quello denso e più freddo (T ≲ 100). K), gas parzialmente molecolare. In questo semplice modello a due fasi dell'ISM, solo il mezzo neutro caldo e freddo (rispettivamente WNM e CNM) sono termicamente stabili. Il gas a temperature intermedie non è in equilibrio e, a seconda della sua densità, si raffredderà e diventerà più denso e completamente molecolare oppure si riscalderà per unirsi al WNM. Inoltre, gli effetti di feedback stellare come le radiazioni, i venti e le esplosioni di supernova generano turbolenze e complicano il quadro. È quindi difficile trovare i giusti traccianti osservativi sia per l'interazione dinamica tra i flussi di gas che per le transizioni termiche e chimiche tra WNM e CNM.

Nelle simulazioni, gli scenari dinamici di formazione delle nuvole sono idealizzati da flussi convergenti a bassa velocità (≲10 km s−1), ad esempio, rif. 3,4,5,6, che convertono il gas HI diffuso in gas H2 denso. Un recente studio7 ha mostrato che solo flussi con densità di idrogeno pari a circa 100 cm−3 che collidono con velocità ≃20 km s−1 riescono a costruire strutture massicce in cui possono formarsi proto-ammassi stellari. Nei modelli con densità ancora più elevata, i flussi di gas sono già molecolari prima di collidere e vengono quindi definiti collisioni nuvola-nuvola8,9,10. Le osservazioni con velocità ≳20 km−1 sono riportate nei rif. 11,12. Tuttavia, questi diversi scenari danno luogo a previsioni osservative contrastanti. I modelli di flusso HI in collisione6 anticipano molte componenti di velocità nelle linee del carbonio ionizzato ([CII]) e molto meno nelle transizioni rotazionali del monossido di carbonio (CO). L’emissione [CII] ha la sua origine nel gas atomico e dai contributi non termici di molteplici superfici di aggregati molecolari a diverse velocità lungo la linea di vista, mentre la CO deriva solo dalla componente molecolare. Le simulazioni di collisione nuvola-nuvola8 producono due principali componenti di velocità molecolare visibili nella CO, con un ponte di emissione nello spazio di velocità tra i due componenti. L'emissione [CII] deriva principalmente dall'involucro della nube molecolare e dal gas ISM ambientale circostante che non partecipa alla collisione9.

4 km s−1 using predictions30 from the PDR toolbox (Methods) for a [CII] line integrated intensity of 5 K km s−1. From a census of the 169 OB stars of Cyg OB2, we derive a Habing field of roughly 10 Go (Extended Data Fig. 3), where Go is the mean interstellar radiation field. The PDR model (Fig. 5a) indicates hydrogen densities of roughly 100 cm−3, which is typical for diffuse gas at the transition from atomic to molecular. We exclude here the high-density solution (>104 cm−3) because, then, significant CO emission should have been detected, which is not the case. We note that all numbers have an uncertainty mostly because of the adopted value of the far ultraviolet (FUV) field. With the derived densities, we obtain a surface temperature (Fig. 5b) of 115 K for the PDR gas layer. This is an upper limit for the kinetic temperature Tkin of the gas, since the temperature drops entering deeper PDR layers. To narrow down Tkin, we performed a study of HI self-absorption (HISA) towards DR21 (Methods and Extended Data Figs. 4 and 5) and obtained a gas temperature of roughly 100 K. We use this value to calculate C+ and hydrogen column densities, N(CII) and N(H), respectively (Methods and Extended Data Fig. 6), and give all input values and results in Table 1. N(H) consists of an atomic and molecular part, and the relative fractions are variable because the formation of H2 depends on the local radiation field and density, and on turbulent mixing motions31 that cause large- and small-scale density fluctuations. We estimate (Methods) that roughly 23% of the gas in the W75N range and roughly 14% in the HV range is molecular. This is qualitatively in good agreement with results from colliding HI flow simulations6, predicting that about 20% of hydrogen is in the form of H2 at densities around 100 cm−3 for the initial phases of cloud formation. Our values also conform with the results of ref. 16 who find that ≲20% of [CII] comes from the molecular phase. Their simulation set-up represents a section of the Milky Way disc in which turbulence is injected by supernova explosions but the dynamic effect of gas accretion on to the clouds from the larger scale, galactic environment is retained. However, they investigate only the earliest phases of cloud formation with an UV field of 1.7 Go and lower temperatures of roughly 50 K. The masses (Methods) contained in the atomic gas are 7,800 Msun for the W75N range and 9,900 Msun for the HV range, respectively. This is an important mass reservoir for building up more molecular clouds, comparable to the fully molecular cloud DR21 (roughly 15,000 Msun, ref. 29). The time scale for cloud assembly is given by the relative velocity of the components and their size. The column densities of the W75N and the HV cloud translate into a size of 12 pc for a density of 100 cm−3, leading to an assembly time of 1.3 Myr on the basis of their separation in velocity space by about 10 km s−1. In a quasi-static scenario, molecular cloud formation would take much longer, about 10 Myr at a density of 100 cm−3, on the basis of the formation rate of molecular H2 of 3 × 10−17 cm3 s−1 (refs. 32,33). Faster cloud formation with significant fractions of H2 can be explained, however, from colliding flow simulations that temporarily create pockets of gas with higher density34./p> 4 km s−1 (W75N, HV) must be located in front of DR21 and the dynamics we traced in [CII] indicates that all three of them are clearly on collisional trajectories. Our scenario of molecular cloud + HI envelopes interaction, visible through [CII], indicates that the DR21, W75N and HV components are not too far separated but should be located within a similar volume with a radius of presumably 20–50 pc. More precise distance estimates would help to test our view./p>4 km s−1) is partly molecular and partly atomic. We here give a rough estimate of the molecular fraction, which is defined50 by/p>