Formação estelar aprimorada através da alta

Apr 20, 2024

Nature Astronomy volume 7, páginas 541–545 (2023)Cite este artigo

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A microfísica da formação de hidrogênio molecular tem influência nas taxas de formação de estrelas em escala galáctica ao longo do tempo cósmico. H2 é o agente de resfriamento necessário para iniciar o colapso da nuvem, regulando a eficiência da formação estelar. A formação de H2 é ineficiente na fase gasosa sob condições interestelares típicas, exigindo superfícies de grãos de poeira para atuarem como catalisadores. Demonstrou-se que pequenos grãos carbonáceos com tamanhos de aproximadamente 4 a 100-200 Å, incluindo hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAHs), aumentam as taxas de formação de H2 devido às suas grandes proporções superfície-volume. Anteriormente, pensava-se que as taxas de formação de H2 em PAHs reduziam temperaturas acima de 50 K e acreditava-se que a recombinação de átomos de H era altamente eficiente apenas abaixo de 20 K. Até agora, tanto experimentos de laboratório quanto modelagem teórica sugeriram que H2 não pode se formar em grãos com temperaturas acima 100 K. Aqui relatamos evidências, através de medições laboratoriais diretas, da formação altamente eficiente de H2 em temperaturas de até 250 K em superfícies carbonáceas que imitam poeira interestelar. Ao empurrar a sua formação para temperaturas mais quentes, as moléculas de H2 poderiam começar a contribuir substancialmente para o arrefecimento do gás mais quente (temperaturas de aproximadamente 50-250 K). Isto terá um impacto marcante na nossa compreensão da formação de H2 em galáxias próximas e na sua eficiência em galáxias com elevado desvio para o vermelho, onde a radiação cósmica de fundo já eleva as temperaturas da poeira para mais de 20 K.

O hidrogênio molecular H2 é a menor, mais simples, mas mais abundante das moléculas do Universo, sua abundância (1) molda as fases moleculares do meio interestelar (ISM) onde as estrelas são formadas porque sua autoproteção da radiação interestelar1 controla a extensão das regiões de fotodissociação H2 (ref. 2), e (2) regula a eficiência de formação de estrelas através do efeito de H2 e das moléculas subsequentes formadas, linhas de resfriamento na função de resfriamento ISM para temperatura do gás T ≤ 104 K (refs. 3 ,4). O hidrogênio molecular tem três rotas principais de formação: (1) a rota H+ (H + H+ → H2+ + hν, H2+ + H → H2 + H+), que domina para redshifts z de aproximadamente 400, (2) a rota H− ( H + e− → H− + hν, H− + H → H2 + e−), que domina para az de aproximadamente 100 e (3) a rota catalítica da superfície do grão (H + H + superfície → H2 + superfície), que domina no Universo local (z = 0). As duas rotas da fase gasosa dominam o gás primordial do Universo Primitivo e, embora ineficientes, desempenham um papel principal na formação das primeiras estrelas (estrelas da população III).

A rota dominante de formação de H2 depende da presença de grãos de poeira e, portanto, da metalicidade e da temperatura da poeira. A formação de H2 em grãos de poeira também pode dominar no redshift 6–7, após a formação das primeiras estrelas e o enriquecimento do ISM com metais e grãos de poeira5,6. Nosso presente estudo concentra-se nesta terceira e principal rota. O processo de formação de H2 nos grãos interestelares pode ser resumido em três etapas. A primeira consiste na aderência dos átomos da fase gasosa nas superfícies dos grãos, a segunda refere-se à difusão e reatividade dos átomos na superfície e a terceira ao retorno da molécula à fase gasosa. A etapa mais crítica é a segunda, pois, dependendo da temperatura do grão, os átomos já adsorvidos podem dessorver antes que um novo átomo chegue, impossibilitando a recombinação. É por isso que em uma superfície de gelo de água, por exemplo, como a energia de ligação do H fisabsorvido é baixa (tempo de residência do H curto para o aumento da temperatura), a eficiência da recombinação diminui abruptamente além de 12–15 K (ref. 7). O mesmo foi observado para superfícies de silicato8. A faixa é mais ampla para superfícies de grafite ou carbono amorfo9 mas, no geral, se os átomos não puderem ser quimicamente absorvidos (ou seja, fazer uma ligação covalente com a superfície), a eficiência de formação não poderá mais ser importante além de 20 K, devido à rápida dessorção de H. Em uma superfície de carbono alifático, a recombinação HD foi relatada em temperaturas mais altas, mas com seções transversais baixas10. Se os átomos puderem ser quimiabsorvidos, então Cazaux et al.11 estimaram que a formação de H2 deveria reduzir acima de 50 K e diminuir lentamente para zero a 150 K. Muitos estudos sobre aderência, difusão e recombinação de H em diferentes superfícies foram realizados e estão coletados em o artigo de revisão de Wakelam et al.12. No entanto, nenhum realizou uma medição direta da eficiência de recombinação em temperaturas acima de 20 K.

Dust grains at high redshift are probably partly in the form of very small graphitic grains (PAHs). In fact, both in the nearby and high-redshift Universe, one can see evidence for the PAH mass fraction correlates with metallicity13,14 due to harder and more intense radiation fields in low-metallicity galaxies. Given the high dust masses in several high-redshift galaxies, rather high metallicities are expected. Indeed, both observations and models suggest that the metallicity can already be around 20% of the solar value15,16, which would still allow for sufficient PAHs to be present in these high-z galaxies. Recent ALMA (Atacama large millimetre/submillimetre array) observations have demonstrated the presence of large quantities of dust already at redshifts of roughly z = 6–9 (refs. 17,18, 4 submillimeter galaxy. Astrophys. J. 786, 31 (2014)." href="/articles/s41550-023-01902-4#ref-CR19" id="ref-link-section-d12002356e594"19; Spilker, J. S. et al., unpublished manuscript); it is likely that H2 formation on dust grains is already the dominant mechanism in those galaxies. Theoretical models predict dust temperatures in high-redshift giant molecular clouds above 60 K (ref. 20), while estimates from observational studies range between 40 and 80 K (refs. 21,22,23). The fact that star formation is efficient in these galaxies suggests that H2 formation must also be efficient at those temperatures to enable high levels of star-formation activity. The experimental results reported in this paper have the potential to revolutionize our understanding of the formation of the first generations of stars at high redshift. The high H2 formation rate estimated from the observation of photodissociation region (PDR) has been proposed to be due to the catalytic effect of PAH24 and its propensity to do chemisorption has been calculated25. There are several studies in the literature highlighting that the presence of small carbonaceous grains, with large surface-to-volume ratios in comparison to large grains, increases the H2 formation rates24,26. Direct experimental results supporting the hypothesis of PAHs as active catalysts for H2 formation under interstellar conditions have so far been lacking. This study provides a breakthrough in experimental insights and will finally enable an estimation of the contribution of PAHs to interstellar H2 formation at higher temperatures until now not considered./p> 4 submillimeter galaxy. Astrophys. J. 786, 31 (2014)./p>