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星間雲の集合体のトレーサーとしてのイオン化炭素
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星間雲の集合体のトレーサーとしてのイオン化炭素

Dec 20, 2023

Nature Astronomy volume 7、546–556 ページ (2023) この記事を引用する

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561 オルトメトリック

メトリクスの詳細

水素分子雲は星の誕生の場であるため、星間物質の重要な構成要素です。 それらは星間空間に広がる原子ガスの中に埋め込まれています。 しかし、分子雲が原子ガスからどのように集合し、原子ガスと相互作用するかについての詳細はまだほとんどわかっていません。 SOFIA (成層圏赤外線天文学) のフィードバック プログラム内で、はくちょう座領域の 158 μm の炭素イオン線 [CII] が新たに観測された結果、[CII] が雲群間の動的な相互作用を明らかにするという説得力のある証拠を提示します。 このプロセスは、完全な分子雲の正面衝突でも、原子雲のみの穏やかな合体でもありません。 さらに、DR21 および W75N の星形成領域に関連する高密度の分子雲と、より高速の雲が原子ガスに埋め込まれており、すべての成分が広範囲の速度 (約 20 km s−1) にわたって相互作用していることを実証します。 原子ガスの密度は約 100 cm-3、温度は約 100 K です。[CII] 158 μm 線は、雲の相互作用に関与するプロセスを目撃し、この現象のさらなる検出を期待するための優れたトレーサーであると結論付けています。他の地域。

分子雲は星や惑星系の誕生の場であるため、銀河の星間物質 (ISM) の重要な構成要素です。 しかし、これらの雲が銀河内の大きな原子状水素 (HI) 貯蔵庫から組み立てられるプロセスはまだよく理解されていません。 一部のモデルは、重力、乱流、磁場の間の微妙な平衡に基づいています。 1. 恒星のフィードバックや螺旋腕の密度波による外部からの圧力や乱流の増加は、準静的なゆっくりとした密度の増加をランダムに引き起こし、水素分子 (H2) のガスのポケットの形成につながります。 他のモデル、たとえば参考文献。 2、雲の形成はより動的であり、銀河内の大規模な運動によって引き起こされるが、それでもなお、暖かく（T ≅ 5,000 K）、希薄でほとんどが原子ガスから高密度で低温（T ≲ 100 K）への局所的な移行と密接に関連していると提案します。 K)、部分的に分子ガス。 ISM のこの単純な 2 相モデルでは、暖かい中性媒体と冷たい中性媒体 (それぞれ WNM と CNM) のみが熱的に安定しています。 中間温度のガスは平衡状態になく、その密度に応じて、冷却されてより高密度になり完全に分子になるか、または加熱されて WNM に加わります。 さらに、放射線、風、超新星爆発などの恒星のフィードバック効果により乱流が発生し、状況が複雑になります。 したがって、ガス流間の動的相互作用と、WNM と CNM 間の熱遷移および化学遷移の両方に対して適切な観察トレーサーを見つけることは困難です。

シミュレーションでは、動的雲形成シナリオは、低速 (≲10 km s−1) の収束流によって理想化されます。 3、4、5、6、拡散 HI ガスを高密度 H2 ガスに変換します。 最近の研究 7 では、水素密度が約 100 cm-3 で、速度 ≃ 20 km s-1 で衝突する流れだけが、星の原始星団が形成される巨大な構造を構築できることが示されました。 さらに高密度のモデルでは、ガス流は衝突する前にすでに分子になっており、雲と雲の衝突と呼ばれます8、9、10。 速度≳20 km−1の観測は参考文献に報告されています。 11、12。 ただし、これらの異なるシナリオは対照的な観測予測をもたらします。 衝突 HI 流モデル 6 では、イオン化炭素 ([CII]) のラインに多くの速度成分が予測され、一酸化炭素 (CO) の回転遷移にはあまり含まれません。 [CII] 放出は原子ガスと、視線に沿った異なる速度での複数の分子塊表面の非熱的寄与から発生しますが、CO は分子成分からのみ発生します。 雲と雲の衝突シミュレーション 8 では、CO で目に見える 2 つの主な分子速度成分が生成され、2 つの成分間の速度空間での放出のブリッジが発生します。 [CII] 放出は主に分子雲のエンベロープと、衝突に関与しない周囲の ISM ガスに由来します9。

 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>