Улучшенное звездообразование за счет высоких

Apr 20, 2024

Природная астрономия, том 7, страницы 541–545 (2023 г.) Процитировать эту статью

1767 Доступов

6 Альтметрика

Подробности о метриках

Микрофизика образования молекулярного водорода оказывает влияние на скорость звездообразования галактического масштаба в течение космического времени. H2 — охлаждающий агент, необходимый для инициирования коллапса облака, регулирующего эффективность звездообразования. Образование H2 неэффективно в газовой фазе в типичных межзвездных условиях, требуя, чтобы поверхности пылевых частиц выступали в качестве катализаторов. Было показано, что мелкие углеродистые зерна размером примерно от 4 до 100–200 Å, включая полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), увеличивают скорость образования H2 из-за их большого отношения поверхности к объему. Ранее считалось, что скорость образования H2 на ПАУ снижается при температуре выше 50 К, а рекомбинация атомов H считалась высокоэффективной только при температуре ниже 20 К. До сих пор как лабораторные эксперименты, так и теоретическое моделирование предполагали, что H2 не может образовываться на зернах с температурой выше 20 К. 100 К. Здесь мы сообщаем о доказательствах, полученных посредством прямых лабораторных измерений, высокоэффективного образования H2 при температурах до 250 К на углеродистых поверхностях, имитирующих межзвездную пыль. Подталкивая свое образование к более высоким температурам, молекулы H2 могут начать существенно способствовать охлаждению более теплого газа (температуры примерно 50–250 К). Это окажет заметное влияние на наше понимание образования H2 в близлежащих галактиках и его эффективности в галактиках с большим красным смещением, где космический микроволновый фон уже поднимает температуру пыли до более чем 20 К.

Молекулярный водород H2 — самая маленькая, простая, но самая распространенная из молекул во Вселенной. Его содержание (1) формирует молекулярные фазы межзвездной среды (МЗС), в которой формируются звезды, поскольку его самозащита от межзвездного излучения1 контролирует степень областей фотодиссоциации H2 (ссылка 2), а (2) регулирует эффективность звездообразования за счет влияния H2 и последующих образующихся молекул, линий охлаждения на функцию охлаждения МЗС для температуры газа T ≤ 104 K (ссылки 3) ,4). Молекулярный водород имеет три основных пути образования: (1) путь H+ (H + H+ → H2+ + hν, H2+ + H → H2 + H+), который доминирует при красном смещении z примерно 400, (2) путь H− ( H + e− → H− + hν, H− + H → H2 + e−), который доминирует при az примерно 100, и (3) каталитический путь поверхности зерна (H + H + поверхность → H2 + поверхность), который доминирует в локальной Вселенной (z = 0). Два газофазных маршрута доминируют в первичном газе Ранней Вселенной и, хотя и неэффективны, но играют основную роль в формировании первых звезд (звезд III населения).

Преобладающий путь образования H2 зависит от наличия пылинок и, следовательно, от металличности и температуры пыли. Образование H2 на пылинках может также доминировать при красном смещении 6–7, после образования первых звезд и обогащения МЗС металлами и пылинками5,6. Наше настоящее исследование сосредоточено на этом третьем и главном маршруте. Процесс образования H2 на межзвездных зернах можно свести к трем этапам. Первый состоит в прилипании атомов газовой фазы к поверхности зерен, второй связан с диффузией и реакционной способностью атомов на поверхности, а третий — с возвратом молекулы в газовую фазу. Наиболее важным этапом является второй, поскольку в зависимости от температуры зерна уже адсорбированные атомы могут десорбироваться до прибытия нового атома, что делает рекомбинацию невозможной. Вот почему, например, на поверхности водяного льда, поскольку энергия связи физически адсорбированного H низка (время пребывания H короткое при повышении температуры), эффективность рекомбинации резко снижается за пределами 12–15 K (ссылка 7). То же самое наблюдалось и для силикатных поверхностей8. Диапазон шире для поверхностей графита или аморфного углерода9, но в целом, если атомы не могут хемосорбироваться (то есть образовывать ковалентную связь с поверхностью), эффективность образования больше не может иметь значения после 20 К из-за быстрой десорбции H. На поверхности алифатического углерода сообщалось о рекомбинации HD при более высоких температурах, но с низкими сечениями10. Если атомы способны хемосорбироваться, то Казо и др.11 подсчитали, что образование H2 должно уменьшиться при температуре выше 50 К и медленно уменьшиться до нуля при 150 К. Многие исследования по прилипанию, диффузии и рекомбинации H на различных поверхностях были выполнены и собраны в обзорная статья Wakelam et al.12. Однако никто не проводил прямых измерений эффективности рекомбинации при температурах выше 20 К.

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>