Ионизированный углерод как индикатор строения межзвездных облаков

Природная астрономия, том 7, страницы 546–556 (2023 г.) Процитировать эту статью

2172 Доступа

1 Цитаты

560 Альтметрический

Подробности о метриках

Молекулярные водородные облака являются ключевым компонентом межзвездной среды, поскольку они являются местом рождения звезд. Они встроены в атомный газ, который пронизывает межзвездное пространство. Однако детали того, как молекулярные облака собираются из атомного газа и взаимодействуют с ним, до сих пор в значительной степени неизвестны. В результате новых наблюдений линии ионизированного углерода [CII] длиной 158 мкм в районе Лебедя в рамках программы FEEDBACK SOFIA (Стратосферная обсерватория инфракрасной астрономии) мы представляем убедительные доказательства того, что [CII] раскрывает динамические взаимодействия между ансамблями облаков. Этот процесс не является ни лобовым столкновением полностью молекулярных облаков, ни плавным слиянием только атомных облаков. Более того, мы демонстрируем, что плотные молекулярные облака, связанные с областями звездообразования DR21 и W75N, а также облако с более высокой скоростью встроены в атомный газ, и все компоненты взаимодействуют в широком диапазоне скоростей (примерно 20 км с-1). Атомный газ имеет плотность около 100 см-3 и температуру около 100 К. Мы пришли к выводу, что линия [CII] 158 мкм является отличным индикатором для наблюдения за процессами, связанными с взаимодействием облаков, и ожидаем дальнейшего обнаружения этого явления в другие регионы.

Молекулярные облака являются важнейшим компонентом межзвездной среды (МЗС) галактик, поскольку они являются местами рождения звезд и планетных систем. Однако процессы, посредством которых эти облака собираются из большого резервуара атомарного водорода (HI) в галактиках, до сих пор недостаточно изучены. Некоторые модели основаны на тонком равновесии между гравитацией, турбулентностью и магнитными полями, например, см. 1. Внешнее увеличение давления или турбулентности из-за звездной обратной связи или волн плотности спиральных рукавов затем случайным образом запускает квазистатическое, медленное нарастание плотности, что приводит к образованию карманов газа молекулярного водорода (H2). Другие модели, например, реф. 2, предполагают, что образование облаков является более динамичным и обусловлено крупномасштабными движениями в галактике, но все же тесно связано с локальным переходом от теплого (T ≅ 5000 К), разреженного, в основном атомарного газа, к плотному, более холодному (T ≲ 100 К), частично молекулярный газ. В этой простой двухфазной модели ISM только теплая и холодная нейтральная среда (WNM и CNM соответственно) термически стабильны. Газ при промежуточных температурах не находится в равновесии и, в зависимости от его плотности, либо охладится и станет более плотным и полностью молекулярным, либо нагреется, чтобы присоединиться к WNM. Кроме того, эффекты звездной обратной связи, такие как радиация, ветры и взрывы сверхновых, создают турбулентность и усложняют картину. Таким образом, сложно найти правильные наблюдательные индикаторы как для динамического взаимодействия между газовыми потоками, так и для тепловых и химических переходов между WNM и CNM.

В моделировании сценарии динамического образования облаков идеализируются сходящимися потоками с низкой скоростью (≲10 км/с), например, ссылки. 3,4,5,6, которые преобразуют диффузный газ HI в плотный газ H2. Недавнее исследование7 показало, что только потоки с плотностью водорода примерно 100 см–3, сталкивающиеся со скоростями ≃ 20 км/с, способны образовывать массивные структуры, в которых могут образовываться звездные протоскопления. В моделях с еще более высокой плотностью газовые потоки уже являются молекулярными еще до столкновения, и тогда их называют столкновениями облаков8,9,10. Наблюдения со скоростями ≳20 км-1 представлены в работах. 11,12. Однако эти разные сценарии приводят к противоположным предсказаниям наблюдений. Модели встречных потоков HI6 предвидят множество компонентов скорости в линиях ионизированного углерода ([CII]) и гораздо меньше во вращательных переходах монооксида углерода (CO). Эмиссия [CII] возникает в атомном газе и в результате нетеплового вклада нескольких поверхностей молекулярных сгустков с разными скоростями вдоль луча зрения, тогда как CO возникает только из молекулярного компонента. Моделирование столкновений облаков с облаками8 дает два основных компонента скорости молекул, видимых в CO, с мостом излучения в пространстве скоростей между двумя компонентами. Излучение [CII] происходит в основном из оболочки молекулярного облака и окружающего окружающего газа ISM, который не участвует в столкновении9.

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>