¿Estarán las regiones H II y la formación de estrellas destinadas a estar juntas?

• Título del artículo: The role of Galactic HII regions in the formation of filaments: High-resolution submillimeter imaging of RCW 120 with ArTéMiS
• Autores:  A. Zavagno, Ph. André, F. Schuller, N. Peretto, Y. Shimajiri, D. Arzoumanian, T. Csengeri, M. Figueira, G.A. Fuller, V. Könyves, A. Men’shchikov, P. Palmeirim, H. Roussel, D. Russeil, N. Schneider, S. Zhang
• Institución del primer autor:  Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM, Marseille, France and Institut Universitaire de France
• Estado del artículo I: Aceptado en A&A [acceso abierto en arXiv]
• Astrobite: Are HII regions and star formation fila-meant to be together? por Ashley Piccone

Soplando burbujas

Toda esta historia comienza con una estrella tipo O: una estrella tan masiva y brillante que irradia suficiente energía para ionizar una burbuja de hidrógeno a su alrededor. Los científicos han planteado la hipótesis de que las regiones de hidrógeno ionizado (H II) como esta burbuja pueden desencadenar compresiones supersónicas en la superficie externa de su caparazón, creando estructuras filamentosas de material más denso que luego se condensan para formar estrellas. Estos filamentos son especialmente buenos para formar estrellas masivas, posiblemente porque crean las condiciones necesarias para aumentar la eficiencia de la formación de estrellas más masivas. Los autores de este artículo querían explorar los efectos de las regiones HII en la creación de estructura filamentosa y desencadenar la formación de estrellas, por lo que se sumergieron en la historia de RCW 120, una región HII con estructuras densas a lo largo de su borde exterior.

Encontrando filamentos

Para obtener una visión clara de RCW 120 y sus alrededores, los autores combinaron imágenes de la cámara ArTéMiS en el Experimento Atacama Pathfinder y el proyecto clave Herschel HOBYS, todas tomadas en longitudes de onda submilimétricas para ilustrar la radiación proveniente del polvo. El resultado se muestra en la Figura 1, donde se superpone con estructuras filamentosas trazadas en blanco, rojo y morado. Las estructuras se determinaron utilizando algoritmos específicamente diseñados para encontrar formas filamentosas en imágenes. La Figura 1 también muestra las fuentes jóvenes identificadas por Herschel en círculos negros, que indican la formación de estrellas diseminadas a través de los filamentos pero principalmente ubicadas en las partes más densas del caparazón.

Restringir la compresión

Con sus filamentos recientemente identificados, los autores exploraron las tendencias en la superficie de la burbuja de HII. Usando los filamentos contorneados en rojo en la Figura 1, investigaron el cambio promedio en intensidad a través del borde este y oeste de la burbuja. Los resultados se muestran en la Figura 2. El panel izquierdo muestra el lado este de la burbuja, mientras que el panel derecho muestra el lado oeste. Puedes imaginar la estrella ionizante como residente entre estas dos tramas. Cada perfil es claramente asimétrico, lo que demuestra una pendiente mucho más pronunciada en intensidad en el lado más cerca a la estrella interior. Este cambio pronunciado en intensidad probablemente se debe a una compresión uniforme a través de la burbuja HII a medida que se expande en el espacio.

Los autores también exploraron un filamento que se extiende radialmente hacia afuera desde la estrella ionizante (el filamento púrpura en la Figura 1). A diferencia de los filamentos en la Figura 2, este filamento parece tener un pico simétrico en intensidad y, por lo tanto, no experimenta ninguna compresión. Esto parece tener sentido: debido a que el filamento no está orientado hacia la región HII en expansión, no experimenta la misma fuerza de compresión que los otros filamentos.

Además, este artículo investigó la estructura de la burbuja HII. Al comparar las gráficas de intensidad, como las de la Figura 2, con los modelos de un caparazón esférico, los autores pudieron determinar que el modelo esférico muestra una intensidad demasiado alta dentro de la burbuja y una intensidad muy baja fuera de la burbuja para explicar la estructura. que vemos en RCW 120. Los autores concluyen que esta región HII debe ser un anillo 3D en lugar de una carcasa esférica.

Iniciando la formación estelar

Al ajustar el perfil de intensidad a través de cada filamento, los autores encontraron un valor medio máximo de ancho completo de 0.09 pc en promedio. Este valor es interesante porque concuerda con las medidas del ancho de otras estructuras filamentosas en regiones de formación de estrellas de baja y alta masa. ¡Eso significa que estos filamentos probablemente todos se forman de la misma manera, a pesar de sus diferencias en la formación de estrellas!

La compresión de la burbuja indica un aumento de la densidad en su borde, y un material más denso significa mejores condiciones para la formación de estrellas. ¡No solo esto, sino que los objetos jóvenes de Herschel en la Figura 1 nos muestran que la formación de estrellas realmente está ocurriendo en estos bolsillos! Esto nos da mucha información sobre lo que está sucediendo alrededor del RCW 120. Primero, una estrella brillante y masiva ioniza el hidrógeno a su alrededor. Esa región HII se expande y crea estructuras filamentosas densas en sus bordes que luego colapsan y comienzan a formar estrellas. Los autores han proporcionado un fuerte ejemplo del efecto que una región HII puede tener sobre los filamentos y han establecido otro vínculo entre las regiones HII y la formación de estrellas.