Carbono ionizado como traçador da montagem de nuvens interestelares

Nature Astronomy volume 7, páginas 546–556 (2023)Cite este artigo

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As nuvens moleculares de hidrogênio são um componente chave do meio interestelar porque são os locais de nascimento das estrelas. Eles estão embutidos no gás atômico que permeia o espaço interestelar. No entanto, os detalhes de como as nuvens moleculares se formam e interagem com o gás atômico ainda são em grande parte desconhecidos. Como resultado de novas observações da linha de carbono ionizado [CII] de 158 μm na região Cygnus dentro do programa FEEDBACK no SOFIA (Observatório Estratosférico para Astronomia Infravermelha), apresentamos evidências convincentes de que [CII] revela interações dinâmicas entre conjuntos de nuvens. Este processo não é nem uma colisão frontal de nuvens totalmente moleculares, nem uma fusão suave apenas de nuvens atômicas. Além disso, demonstramos que as densas nuvens moleculares associadas às regiões de formação estelar DR21 e W75N e uma nuvem em maior velocidade estão incorporadas no gás atômico, e todos os componentes interagem em uma ampla faixa de velocidades (aproximadamente 20 km s-1). O gás atômico tem uma densidade de cerca de 100 cm-3 e uma temperatura de aproximadamente 100 K. Concluímos que a linha [CII] 158 μm é um excelente traçador para testemunhar os processos envolvidos nas interações das nuvens e antecipar novas detecções deste fenômeno em outras regiões.

As nuvens moleculares são um componente crucial do meio interestelar (ISM) das galáxias, pois são os locais de nascimento de estrelas e sistemas planetários. No entanto, os processos pelos quais estas nuvens são formadas a partir do grande reservatório de hidrogénio atómico (HI) nas galáxias ainda não são bem compreendidos. Alguns modelos baseiam-se num equilíbrio subtil entre gravidade, turbulência e campos magnéticos, por exemplo, ref. 1. Um aumento externo de pressão ou turbulência devido ao feedback estelar ou ondas de densidade de braço espiral desencadeia aleatoriamente um aumento lento e quase estático de densidade, levando à formação de bolsas de gás de hidrogênio molecular (H2). Outros modelos, por exemplo, ref. 2, propõem que a formação de nuvens é mais dinâmica e impulsionada por movimentos de grande escala na galáxia, mas ainda intimamente ligada à transição local de gás quente (T ≅ 5.000 K), tênue, principalmente atômico, para gás denso e mais frio (T ≲ 100 K), gás parcialmente molecular. Neste modelo simples de duas fases do ISM, apenas o meio neutro quente e frio (WNM e CNM, respectivamente) são termicamente estáveis. O gás a temperaturas intermédias não está em equilíbrio e, dependendo da sua densidade, irá arrefecer e tornar-se mais denso e totalmente molecular ou aquecer para se juntar ao WNM. Além disso, efeitos de feedback estelar, como radiação, ventos e explosões de supernovas, geram turbulência e complicam o quadro. É, portanto, um desafio encontrar os traçadores observacionais corretos tanto para a interação dinâmica entre fluxos de gás quanto para as transições térmicas e químicas entre WNM e CNM.

Nas simulações, cenários dinâmicos de formação de nuvens são idealizados por fluxos convergentes de baixa velocidade (≲10 km s-1), por exemplo, refs. 3,4,5,6, que convertem gás HI difuso em gás H2 denso. Um estudo recente7 mostrou que apenas fluxos com densidades de hidrogênio aproximadamente iguais a 100 cm−3 que colidem com velocidades ≃20 km s−1 conseguem construir estruturas massivas nas quais proto-aglomerados estelares podem se formar. Em modelos com densidade ainda maior, os fluxos de gás já são moleculares antes de colidirem e são então chamados de colisões nuvem-nuvem8,9,10. Observações com velocidades ≳20 km−1 são relatadas nas refs. 11,12. No entanto, estes diferentes cenários resultam em previsões observacionais contrastantes. Os modelos de fluxo HI em colisão6 antecipam muitos componentes de velocidade nas linhas de carbono ionizado ([CII]) e muito menos nas transições rotacionais de monóxido de carbono (CO). A emissão [CII] tem sua origem no gás atômico e em contribuições não térmicas de múltiplas superfícies de aglomerados moleculares em diferentes velocidades ao longo da linha de visão, enquanto o CO surge apenas do componente molecular. Simulações de colisão nuvem-nuvem8 produzem dois componentes principais de velocidade molecular visíveis no CO, com uma ponte de emissão no espaço de velocidade entre os dois componentes. A emissão [CII] decorre principalmente do envelope da nuvem molecular e do gás ISM ambiente circundante que não participa da colisão .

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>