Formation d'étoiles améliorée à travers les hautes

Apr 20, 2024

Nature Astronomy volume 7, pages 541-545 (2023)Citer cet article

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La microphysique de la formation moléculaire de l’hydrogène a une influence sur les taux de formation d’étoiles à l’échelle galactique au cours du temps cosmique. H2 est l'agent de refroidissement nécessaire pour déclencher l'effondrement des nuages, régulant l'efficacité de la formation des étoiles. La formation de H2 est inefficace en phase gazeuse dans des conditions interstellaires typiques, nécessitant que les surfaces des grains de poussière agissent comme catalyseurs. Il a été démontré que les petits grains carbonés d'une taille d'environ 4 à 100-200 Å, y compris les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP), augmentent les taux de formation de H2 en raison de leurs rapports surface/volume élevés. On pensait auparavant que les taux de formation de H2 sur les HAP diminuaient au-dessus des températures de 50 K et que la recombinaison des atomes de H était considérée comme très efficace seulement en dessous de 20 K. Jusqu'à présent, les expériences en laboratoire et la modélisation théorique suggéraient que le H2 ne pouvait pas se former sur les grains à des températures supérieures à 50 K. 100 K. Nous rapportons ici des preuves, grâce à des mesures directes en laboratoire, de la formation très efficace de H2 à des températures allant jusqu'à 250 K sur des surfaces carbonées imitant la poussière interstellaire. En poussant leur formation vers des températures plus chaudes, les molécules H2 pourraient commencer à contribuer substantiellement au refroidissement des gaz plus chauds (températures d’environ 50 à 250 K). Cela aura un impact marqué sur notre compréhension de la formation de H2 dans les galaxies proches et sur son efficacité dans les galaxies à fort redshift où le fond diffus cosmologique pousse déjà la température des poussières à plus de 20 K.

L'hydrogène moléculaire H2 est la plus petite, la plus simple mais la plus abondante des molécules de l'Univers, son abondance (1) façonne les phases moléculaires du milieu interstellaire (ISM) où se forment les étoiles car son auto-protection contre le rayonnement interstellaire1 contrôle l'étendue des régions de photodissociation H2 (réf. 2), et (2) régule l'efficacité de la formation d'étoiles par l'effet de H2 et des molécules ultérieures formées, des lignes de refroidissement sur la fonction de refroidissement ISM pour une température du gaz T ≤ 104 K (réf. 3 ,4). L'hydrogène moléculaire a trois voies principales de formation : (1) la voie H+ (H + H+ → H2+ + hν, H2+ + H → H2 + H+), qui domine pour des redshifts z d'environ 400, (2) la voie H− ( H + e− → H− + hν, H− + H → H2 + e−), qui domine pour un az d'environ 100 et (3) la voie catalytique de surface des grains (H + H + surface → H2 + surface), qui domine dans l’Univers local (z = 0). Les deux voies en phase gazeuse dominent dans le gaz primordial de l'Univers primitif et, bien qu'inefficaces, elles jouent un rôle majeur dans la formation des premières étoiles (étoiles de population III).

La voie dominante de formation de H2 dépend de la présence de grains de poussière, et donc de la métallicité et de la température des poussières. La formation de H2 sur les grains de poussière peut également dominer au redshift 6-7, après la formation des premières étoiles et l'enrichissement de l'ISM en métaux et en grains de poussière5,6. Notre présente étude se concentre sur cette troisième et principale voie. Le processus de formation de H2 sur les grains interstellaires peut être résumé en trois étapes. La première consiste en le collage des atomes de la phase gazeuse sur les surfaces des grains, la seconde concerne la diffusion et la réactivité des atomes en surface et la troisième au retour de la molécule en phase gazeuse. L'étape la plus critique est la deuxième, car selon la température du grain, les atomes déjà adsorbés peuvent se désorber avant l'arrivée d'un nouvel atome, rendant la recombinaison impossible. C'est pourquoi, sur une surface de glace d'eau, par exemple, comme l'énergie de liaison du H physisorbé est faible (temps de séjour du H court pour l'augmentation de la température), l'efficacité de la recombinaison diminue brusquement au-delà de 12-15 K (réf. 7). La même chose a été observée pour les surfaces silicatées8. La gamme est plus large pour les surfaces de graphite ou de carbone amorphe9 mais, globalement, si les atomes ne peuvent pas chimisorber (c'est-à-dire établir une liaison covalente avec la surface), l'efficacité de formation ne peut plus être importante au-delà de 20 K, en raison de la désorption rapide de H. Sur une surface de carbone aliphatique, une recombinaison HD a été rapportée à des températures plus élevées mais avec de faibles sections efficaces10. Si les atomes peuvent chimisorber, alors Cazaux et al.11 ont estimé que la formation de H2 devrait diminuer au-dessus de 50 K et diminuer lentement jusqu'à zéro à 150 K. De nombreuses études sur l'adhérence, la diffusion et la recombinaison de H2 sur différentes surfaces ont été réalisées et sont rassemblées dans l'article de synthèse de Wakelam et al.12. Cependant, aucun n’a réalisé de mesure directe de l’efficacité de la recombinaison à des températures supérieures à 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>