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