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Le carbone ionisé comme traceur de l'assemblage des nuages ​​interstellaires
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Le carbone ionisé comme traceur de l'assemblage des nuages ​​interstellaires

Dec 20, 2023

Nature Astronomy volume 7, pages 546-556 (2023)Citer cet article

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Les nuages ​​​​d’hydrogène moléculaire sont un élément clé du milieu interstellaire car ils sont le lieu de naissance des étoiles. Ils sont noyés dans le gaz atomique qui imprègne l’espace interstellaire. Cependant, les détails de la manière dont les nuages ​​moléculaires s’assemblent à partir du gaz atomique et interagissent avec lui sont encore largement inconnus. À la suite de nouvelles observations de la raie de 158 μm de carbone ionisé [CII] dans la région du Cygnus dans le cadre du programme FEEDBACK sur SOFIA (Observatoire stratosphérique pour l'astronomie infrarouge), nous présentons des preuves convaincantes que [CII] dévoile des interactions dynamiques entre les ensembles nuageux. Ce processus n’est ni une collision frontale de nuages ​​entièrement moléculaires, ni une douce fusion de nuages ​​uniquement atomiques. De plus, nous démontrons que les nuages ​​moléculaires denses associés aux régions de formation d’étoiles DR21 et W75N et un nuage à vitesse plus élevée sont noyés dans du gaz atomique et que tous les composants interagissent sur une large plage de vitesses (environ 20 km s−1). Le gaz atomique a une densité d'environ 100 cm−3 et une température d'environ 100 K. Nous concluons que la raie [CII] 158 μm est un excellent traceur pour observer les processus impliqués dans les interactions entre nuages ​​et anticiper d'autres détections de ce phénomène dans d'autres régions.

Les nuages ​​moléculaires sont un élément crucial du milieu interstellaire (ISM) des galaxies car ils sont le lieu de naissance des étoiles et des systèmes planétaires. Cependant, les processus par lesquels ces nuages ​​sont assemblés à partir du grand réservoir atomique d’hydrogène (HI) des galaxies ne sont pas encore bien compris. Certains modèles reposent sur un équilibre subtil entre gravité, turbulence et champs magnétiques, par exemple réf. 1. Une augmentation externe de pression ou de turbulence due à une rétroaction stellaire ou à des ondes de densité de bras en spirale déclenche alors de manière aléatoire une lente accumulation quasi statique de densité, conduisant à la formation de poches de gaz d’hydrogène moléculaire (H2). D'autres modèles, par exemple réf. 2, proposent que la formation des nuages ​​soit plus dynamique et entraînée par des mouvements à grande échelle dans la galaxie, mais reste étroitement liée à la transition locale d'un gaz chaud (T ≅ 5 000 K), ténu, principalement atomique, à un gaz dense et plus froid (T ≲ 100). K), gaz en partie moléculaire. Dans ce modèle simple biphasé de l’ISM, seuls les milieux neutres chaud et froid (WNM et CNM, respectivement) sont thermiquement stables. Le gaz à des températures intermédiaires n'est pas en équilibre et, en fonction de sa densité, soit il se refroidira et deviendra plus dense et entièrement moléculaire, soit il se réchauffera pour rejoindre le WNM. De plus, les effets de rétroaction stellaire tels que les radiations, les vents et les explosions de supernova génèrent des turbulences et compliquent le tableau. Il est donc difficile de trouver les bons traceurs d'observation pour l'interaction dynamique entre les flux de gaz et les transitions thermiques et chimiques entre WNM et CNM.

Dans les simulations, les scénarios dynamiques de formation de nuages ​​sont idéalisés par des flux convergents à faible vitesse (≲ 10 km s−1), par exemple, réf. 3,4,5,6, qui convertissent le gaz HI diffus en gaz H2 dense. Une étude récente7 a montré que seuls les flux ayant des densités d’hydrogène approximativement égales à 100 cm−3 et entrant en collision avec des vitesses ≃20 km s−1 parviennent à construire des structures massives dans lesquelles peuvent se former des proto-amas stellaires. Dans les modèles avec une densité encore plus élevée, les flux de gaz sont déjà moléculaires avant d’entrer en collision et sont alors appelés collisions nuage-nuage8,9,10. Les observations avec des vitesses ≳20 km−1 sont rapportées dans les références. 11,12. Cependant, ces différents scénarios aboutissent à des prédictions observationnelles contrastées. Les modèles de flux HI en collision6 anticipent de nombreuses composantes de vitesse dans les lignes du carbone ionisé ([CII]) et beaucoup moins dans les transitions rotationnelles du monoxyde de carbone (CO). L'émission de [CII] a son origine dans le gaz atomique et dans les contributions non thermiques de plusieurs surfaces d'amas moléculaires à différentes vitesses le long de la ligne de visée, tandis que le CO ne provient que du composant moléculaire. Les simulations de collision nuage-nuage8 produisent deux composantes principales de vitesse moléculaire visibles dans le CO, avec un pont d'émission dans l'espace de vitesse entre les deux composantes. L'émission de [CII] provient principalement de l'enveloppe du nuage moléculaire et du gaz ISM ambiant environnant qui ne participe pas à la collision9.

 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>