Carbono ionizado como traçador da montagem de nuvens interestelares
Nature Astronomy volume 7, páginas 546–556 (2023)Cite este artigo
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Detalhes das métricas
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 .