높은 곳을 통해 강화된 별 형성

Apr 20, 2024

Nature Astronomy 7권, 541~545페이지(2023)이 기사 인용

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측정항목 세부정보

분자 수소 형성의 미세물리학은 우주 시간에 따른 은하 규모의 별 형성 속도에 영향을 미칩니다. H2는 별 형성 효율을 조절하는 구름 붕괴를 시작하는 데 필요한 냉각제입니다. H2 형성은 일반적인 성간 조건에서 기체상에서 비효율적이므로 먼지 입자 표면이 촉매 역할을 해야 합니다. 다환 방향족 탄화수소(PAH)를 포함하여 대략 4~100~200Å 크기의 작은 탄소질 입자는 표면 대 부피 비율이 크기 때문에 H2 형성 속도를 증가시키는 것으로 나타났습니다. PAH의 H2 형성 속도는 이전에 50K 이상의 온도에서 감소하는 것으로 생각되었으며 H 원자 재결합은 20K 이하에서만 매우 효율적인 것으로 여겨졌습니다. 지금까지 실험실 실험과 이론적 모델링 모두 H2가 온도가 50K 이상인 입자에서는 형성될 수 없다고 제안했습니다. 여기서 우리는 직접적인 실험실 측정을 통해 성간 먼지를 모방한 탄소질 표면에서 최대 250K의 온도에서 H2가 매우 효율적으로 형성된다는 증거를 보고합니다. 더 따뜻한 온도를 향해 형성을 추진함으로써 H2 분자는 더 따뜻한 가스(대략 50~250K의 온도)의 냉각에 실질적으로 기여하기 시작할 수 있습니다. 이는 인근 은하에서의 H2 형성에 대한 우리의 이해와 우주 마이크로파 배경으로 인해 이미 먼지 온도가 20K 이상으로 올라가는 적색편이가 높은 은하에서의 효율성에 대한 우리의 이해에 현저한 영향을 미칠 것입니다.

분자 수소 H2는 우주에서 가장 작고 단순하지만 가장 풍부한 분자입니다. 그 풍부함(1)은 성간 방사선으로부터 자체 보호1가 범위를 제어하기 때문에 별이 형성되는 성간 매질(ISM)의 분자 위상을 형성합니다. 광해리 영역 H2(참조 2) 및 (2)는 H2 및 형성된 후속 분자의 효과를 통해 별 형성 효율을 조절하고, 가스 온도 T ≤ 104K에 대한 ISM 냉각 기능에 대한 냉각 라인(참조 3) ,4). 분자 수소에는 세 가지 주요 형성 경로가 있습니다. (1) 대략 400의 적색편이 z를 지배하는 H+ 경로(H + H+ → H2+ + hν, H2+ + H → H2 + H+), (2) H− 경로( H + e− → H− + hν, H− + H → H2 + e−), 이는 z가 대략 100이고 (3) 입자 표면 촉매 경로(H + H + 표면 → H2 + 표면)에 대해 지배적입니다. 지역 우주(z = 0)를 지배합니다. 두 가지 기상 경로는 초기 우주의 원시 가스를 지배하며 비효율적이지만 첫 번째 별(인구 III 별)의 형성에 주요 역할을 합니다.

지배적인 H2 형성 경로는 먼지 입자의 존재, 즉 금속성과 먼지 온도에 따라 달라집니다. 먼지 입자의 H2 형성은 첫 번째 별이 형성되고 ISM이 금속과 먼지 입자로 농축된 후 적색편이 6~7에서도 지배적일 수 있습니다5,6. 우리의 현재 연구는 이 세 번째이자 주요 경로에 초점을 맞추고 있습니다. 성간 입자의 H2 형성 과정은 세 단계로 요약될 수 있습니다. 첫 번째는 입자 표면에 기체 상태의 원자가 달라붙는 것으로 구성되며, 두 번째는 표면에 있는 원자의 확산 및 반응성과 관련되며, 세 번째는 분자가 기체 상태로 되돌아가는 것과 관련이 있습니다. 가장 중요한 단계는 두 번째 단계입니다. 입자의 온도에 따라 이미 흡착된 원자가 새로운 원자가 도착하기 전에 탈착되어 재결합이 불가능해질 수 있기 때문입니다. 예를 들어 얼음 표면에서 물리적으로 흡착된 H의 결합 에너지가 낮을 때(온도 상승에 대한 H의 체류 시간이 짧음) 재결합 효율이 12-15 K를 넘어 갑자기 감소하는 이유입니다(참조 7). 규산염 표면에서도 동일한 현상이 관찰되었습니다8. 흑연 또는 비정질 탄소 표면의 경우 범위가 더 넓지만9 전체적으로 원자가 화학 흡착할 수 없는 경우(즉, 표면과 공유 결합을 만드는 경우) 빠른 탈착으로 인해 형성 효율은 20K를 초과하는 것이 더 이상 중요하지 않습니다. H. 지방족 탄소 표면에서 HD 재결합은 더 높은 온도에서 보고되었지만 단면적은 낮습니다. 만약 원자가 화학적으로 흡착할 수 있다면 Cazaux et al.11은 H2 형성이 50K 이상에서 감소하고 150K에서 천천히 0으로 감소해야 한다고 추정했습니다. 서로 다른 표면에서의 H 고착, 확산 및 재결합에 대한 많은 연구가 수행되었으며 다음과 같이 수집되었습니다. Wakelam et al.12의 리뷰 기사. 그러나 20K 이상의 온도에서 재결합 효율을 직접 측정한 사람은 없습니다.

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>