高気圧による星形成の強化

Apr 20, 2024

Nature Astronomy volume 7、541–545 ページ (2023) この記事を引用する

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水素分子形成の微物理は、宇宙時間にわたる銀河規模の星の形成速度に影響を与えます。 H2 は星形成効率を制御する雲の崩壊を開始するために必要な冷却剤です。 典型的な星間条件下では、気相での H2 生成は非効率的であり、触媒として作用するにはダスト粒子の表面が必要です。 多環芳香族炭化水素 (PAH) を含む、サイズがおよそ 4 ～ 100 ～ 200 Å の小さな炭素質粒子は、表面積と体積の比が大きいため、H2 生成速度が増加することが示されています。 これまで、PAH 上の H2 生成速度は 50 K を超える温度では低下すると考えられ、H 原子の再結合は 20 K 未満でのみ高効率であると考えられていました。これまで、室内実験と理論モデルの両方で、それを超える温度では H2 が粒子上に生成できないことが示唆されてきました。今回我々は、実験室での直接測定を通じて、星間塵を模倣した炭素質表面上で最高 250 K の温度で H2 が高効率に形成されるという証拠を報告する。 H2 分子の形成をより暖かい温度に向けて進めることにより、H2 分子はより暖かいガス (温度約 50 ～ 250 K) の冷却に大きく寄与し始める可能性があります。 これは、近くの銀河での H2 形成と、宇宙マイクロ波背景放射によってすでに塵の温度が 20 K 以上に押し上げられている高赤方偏移銀河での H2 形成の効率の理解に顕著な影響を与えるでしょう。

水素分子 H2 は、宇宙に存在する分子の中で最も小さく、最も単純ですが、最も豊富にあり、その存在量 (1) は、星間放射線からの自己遮蔽によって範囲が制御されるため、星が形成される星間物質 (ISM) の分子相を形成します。 (2) 光解離領域 H2 の影響 (参考文献 2)、(2) H2 とその後に形成される分子の影響、ガス温度 T ≤ 104 K の ISM 冷却機能の冷却ラインによって星形成効率を制御する (参考文献 3) 、4）。 分子状水素には 3 つの主要な形成ルートがあります: (1) H+ ルート (H + H+ → H2+ + hν、H2+ + H → H2 + H+)。これは約 400 の赤方偏移 z で支配的です。(2) H- ルート ( H + e− → H− + hν、H− + H → H2 + e−）、これは約 100 の z で支配的であり、（3）粒子表面の触媒ルート（H + H + 表面 → H2 + 表面）。ローカル宇宙 (z = 0) で優勢です。 初期宇宙の原始ガスでは 2 つの気相ルートが支配的であり、非効率ではありますが、最初の星 (集団 III 星) の形成において主要な役割を果たしています。

主な H2 形成経路はダスト粒子の存在、つまり金属量とダストの温度に依存します。 塵粒子上の H2 形成は、最初の星の形成と金属と塵粒子による ISM の濃縮後の赤方偏移 6 ～ 7 でも優勢になる可能性があります 5,6。 私たちの現在の研究は、この 3 番目の主要なルートに焦点を当てています。 星間粒子上での H2 形成のプロセスは 3 つのステップに要約できます。 1 つ目は気相からの原子の粒子表面への付着で構成され、2 つ目は表面上の原子の拡散と反応性に関係し、3 つ目は分子の気相への戻りに関係します。 最も重要なステップは 2 番目のステップです。粒子の温度によっては、新しい原子が到着する前にすでに吸着されている原子が脱離し、再結合が不可能になる可能性があるためです。 これが、例えば水氷表面では、物理吸着された H の結合エネルギーが低いため (温度上昇に対する H の滞留時間が短い)、再結合効率が 12 ～ 15 K を超えると急激に低下する理由です (参考文献 7)。 同じことがケイ酸塩表面でも観察されています8。 グラファイトまたはアモルファスカーボン表面の場合、その範囲はさらに広くなります9が、全体として、原子が化学吸着できない (つまり、表面と共有結合を形成できない) 場合、20 K を超えると形成効率は重要ではなくなります。 H. 脂肪族炭素表面では、高温での HD 再結合が報告されていますが、断面積は小さくなります 10。 原子が化学吸着できる場合、Cazaux et al.11 は、H2 の生成は 50 K を超えると減少し、150 K でゆっくりとゼロになるはずであると推定しています。さまざまな表面上での H の付着、拡散、再結合に関する多くの研究が実施されており、 Wakelamらによるレビュー記事12。 しかし、20 K を超える温度での再結合効率を直接測定した人はいません。

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>