성간 구름 집합의 추적자로서 이온화된 탄소

Nature Astronomy 7권, 546~556페이지(2023)이 기사 인용

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분자 수소 구름은 별이 탄생하는 곳이기 때문에 성간 물질의 핵심 구성 요소입니다. 그들은 성간 공간에 퍼져 있는 원자 가스에 묻혀 있습니다. 그러나 분자 구름이 어떻게 원자 가스로부터 조립되고 상호 작용하는지에 대한 자세한 내용은 아직 대부분 알려져 있지 않습니다. SOFIA(적외선 천문학을 위한 성층권 관측소)의 FEEDBACK 프로그램 내에서 백조자리 지역의 158μm 이온화 탄소 라인[CII]에 대한 새로운 관측 결과, 우리는 [CII]가 구름 앙상블 간의 동적 상호 작용을 공개한다는 강력한 증거를 제시합니다. 이 과정은 완전한 분자 구름의 정면 충돌도 아니고 원자 구름만의 완만한 병합도 아닙니다. 더욱이, 우리는 DR21 및 W75N 별 형성 영역과 관련된 밀도가 높은 분자 구름과 더 빠른 속도의 구름이 원자 가스에 내장되어 있으며 모든 구성 요소가 광범위한 속도(대략 20km s−1)에 걸쳐 상호 작용한다는 것을 보여줍니다. 원자 가스의 밀도는 약 100cm−3이고 온도는 약 100K입니다. 우리는 [CII] 158μm 선이 구름 상호 작용과 관련된 프로세스를 목격하고 이 현상에 대한 추가 탐지를 예상할 수 있는 탁월한 추적자라고 결론을 내렸습니다. 다른 지역.

분자 구름은 별과 행성계의 탄생지이기 때문에 은하의 성간 물질(ISM)의 중요한 구성 요소입니다. 그러나 이러한 구름이 은하계에 있는 대규모 수소원자(HI) 저장소로부터 형성되는 과정은 아직 잘 이해되지 않고 있습니다. 일부 모델은 중력, 난류 및 자기장 사이의 미묘한 평형을 기반으로 합니다(예: ref). 1. 항성 피드백 또는 나선팔 밀도파로 인한 외부 압력 또는 난류 증가는 무작위로 준정적이며 느린 밀도 축적을 유발하여 분자 수소(H2) 가스 포켓이 형성됩니다. 예를 들어 ref. 2는 구름 형성이 더 역동적이고 은하계의 대규모 운동에 의해 주도되지만 여전히 따뜻한(T ≅ 5,000 K), 희박하고 대부분 원자 가스에서 밀도가 높고 차가운(T ≲ 100) 국지적 전환과 밀접하게 연관되어 있다고 제안합니다. K), 부분적으로 분자 가스. ISM의 이 간단한 2단계 모델에서는 따뜻하고 차가운 중성 매체(각각 WNM 및 CNM)만 열적으로 안정적입니다. 중간 온도의 가스는 평형 상태에 있지 않으며 밀도에 따라 냉각되어 밀도가 높아지고 완전히 분자화되거나 가열되어 WNM에 합류합니다. 또한 방사선, 바람, 초신성 폭발과 같은 항성 피드백 효과는 난류를 생성하고 그림을 복잡하게 만듭니다. 따라서 가스 흐름 사이의 동적 상호 작용과 WNM과 CNM 사이의 열적, 화학적 전이 모두에 대해 올바른 관찰 추적자를 찾는 것은 어렵습니다.

시뮬레이션에서 동적 구름 형성 시나리오는 저속(≲10kms−1) 수렴 흐름(예: refs)에 의해 이상화됩니다. 3,4,5,6은 확산된 HI 가스를 고밀도 H2 가스로 변환합니다. 최근 연구7에서는 수소 밀도가 대략 100 cm−3이고 속도 ≃20 km s−1와 충돌하는 흐름만이 항성 원시 클러스터가 형성될 수 있는 거대한 구조를 구축할 수 있다는 것을 보여주었습니다. 밀도가 더 높은 모델에서는 가스 흐름이 충돌하기 전에 이미 분자 상태이므로 구름-구름 충돌이라고 합니다8,9,10. 속도 ≳20km−1의 관측치가 참고문헌에 보고되어 있습니다. 11,12. 그러나 이러한 서로 다른 시나리오는 대조적인 관찰 예측을 초래합니다. 충돌하는 HI 흐름 모델6은 이온화된 탄소([CII]) 라인에서 많은 속도 구성요소를 예상하고 일산화탄소(CO)의 회전 전이에서는 훨씬 적은 속도 구성요소를 예상합니다. [CII] 방출은 원자 가스와 시선을 따라 서로 다른 속도로 여러 분자 덩어리 표면의 비열적 기여에서 발생하는 반면 CO는 분자 구성 요소에서만 발생합니다. 구름-구름 충돌 시뮬레이션8은 CO에서 볼 수 있는 두 가지 주요 분자 속도 구성 요소를 생성하며, 두 구성 요소 사이의 속도 공간에서 방출 브리지가 나타납니다. [CII] 방출은 주로 분자 구름의 외피와 충돌에 참여하지 않는 주변 ISM 가스에서 비롯됩니다9.

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>