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.