Formación estelar mejorada a través de la alta

Apr 20, 2024

Nature Astronomy volumen 7, páginas 541–545 (2023)Cite este artículo

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La microfísica de la formación de hidrógeno molecular influye en las tasas de formación de estrellas a escala galáctica a lo largo del tiempo cósmico. El H2 es el agente refrigerante necesario para iniciar el colapso de las nubes y regular la eficiencia de la formación de estrellas. La formación de H2 es ineficiente en la fase gaseosa en condiciones interestelares típicas, lo que requiere que las superficies de los granos de polvo actúen como catalizadores. Se ha demostrado que los pequeños granos carbonosos con tamaños de aproximadamente 4 a 100-200 Å, incluidos los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH), aumentan las tasas de formación de H2 debido a sus grandes relaciones superficie-volumen. Anteriormente se pensaba que las tasas de formación de H2 en los HAP reducían temperaturas superiores a 50 K y se creía que la recombinación de átomos de H era altamente eficiente sólo por debajo de 20 K. Hasta ahora, tanto los experimentos de laboratorio como los modelos teóricos han sugerido que el H2 no se puede formar en granos con temperaturas superiores a 50 K. 100 K. Aquí presentamos evidencia, a través de mediciones directas de laboratorio, de la formación altamente eficiente de H2 a temperaturas de hasta 250 K en superficies carbonosas que imitan el polvo interestelar. Al impulsar su formación hacia temperaturas más cálidas, las moléculas de H2 podrían comenzar a contribuir sustancialmente al enfriamiento del gas más caliente (temperaturas de aproximadamente 50 a 250 K). Esto tendrá un marcado impacto en nuestra comprensión de la formación de H2 en galaxias cercanas y su eficiencia en galaxias de alto corrimiento al rojo donde el Fondo Cósmico de Microondas ya eleva las temperaturas del polvo a más de 20 K.

El hidrógeno molecular H2 es la más pequeña, más simple pero más abundante de las moléculas del Universo; su abundancia (1) da forma a las fases moleculares del medio interestelar (ISM) donde se forman las estrellas porque su autoprotección contra la radiación interestelar1 controla la extensión de las regiones de fotodisociación H2 (ref. 2), y (2) regula la eficiencia de formación de estrellas a través del efecto de H2 y las moléculas posteriores formadas, líneas de enfriamiento en la función de enfriamiento ISM para temperatura del gas T ≤ 104 K (ref. 3 ,4). El hidrógeno molecular tiene tres rutas principales de formación: (1) la ruta H+ (H + H+ → H2+ + hν, H2+ + H → H2 + H+), que domina para desplazamientos al rojo z de aproximadamente 400, (2) la ruta H− ( H + e− → H− + hν, H− + H → H2 + e−), que domina para az de aproximadamente 100 y (3) la ruta catalítica de la superficie del grano (H + H + superficie → H2 + superficie), que domina en el Universo local (z = 0). Las dos rutas de la fase gaseosa dominan en el gas primordial del Universo Temprano y, aunque ineficientes, desempeñan un papel principal en la formación de las primeras estrellas (estrellas de población III).

La ruta dominante de formación de H2 depende de la presencia de granos de polvo y, por tanto, de la metalicidad y la temperatura del polvo. La formación de H2 en los granos de polvo también puede dominar con un corrimiento al rojo de 6 a 7, después de la formación de las primeras estrellas y el enriquecimiento del ISM con metales y granos de polvo5,6. Nuestro presente estudio se centra en esta tercera y principal ruta. El proceso de formación de H2 en los granos interestelares se puede resumir en tres pasos. El primero consiste en la adherencia de átomos de la fase gaseosa sobre las superficies de los granos, el segundo se relaciona con la difusión y reactividad de los átomos en la superficie y el tercero con el retorno de la molécula a la fase gaseosa. El paso más crítico es el segundo, ya que, dependiendo de la temperatura del grano, los átomos ya adsorbidos pueden desorberse antes de que llegue un nuevo átomo, imposibilitando la recombinación. Esta es la razón por la que en una superficie de hielo de agua, por ejemplo, como la energía de unión del H fisisorbido es baja (el tiempo de residencia del H es corto para el aumento de temperatura), la eficiencia de recombinación disminuye abruptamente más allá de 12-15 K (ref. 7). Lo mismo se ha observado para las superficies de silicato8. El rango es más amplio para superficies de grafito o carbono amorfo9 pero, en general, si los átomos no pueden quimisorberse (es decir, formar un enlace covalente con la superficie), la eficiencia de la formación ya no puede ser importante más allá de 20 K, debido a la rápida desorción de H. En una superficie de carbono alifático, se ha informado de recombinación de HD a temperaturas más altas pero con secciones transversales bajas10. Si los átomos pueden quimisorberse, Cazaux et al.11 estimaron que la formación de H2 debería reducirse por encima de 50 K y disminuir lentamente hasta cero a 150 K. Se han realizado muchos estudios sobre la adherencia, difusión y recombinación de H en diferentes superficies, que se recogen en el artículo de revisión de Wakelam et al.12. Sin embargo, ninguno ha realizado una medición directa de la eficiencia de recombinación a temperaturas superiores a 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, JS et al., manuscrito no publicado); es probable que la formación de H2 en los granos de polvo sea ya el mecanismo dominante en esas galaxias. Los modelos teóricos predicen temperaturas del polvo en nubes moleculares gigantes de alto corrimiento al rojo por encima de 60 K (ref. 20), mientras que las estimaciones de estudios observacionales oscilan entre 40 y 80 K (ref. 21, 22, 23). El hecho de que la formación de estrellas sea eficiente en estas galaxias sugiere que la formación de H2 también debe ser eficiente a esas temperaturas para permitir altos niveles de actividad de formación de estrellas. Los resultados experimentales presentados en este artículo tienen el potencial de revolucionar nuestra comprensión de la formación de las primeras generaciones de estrellas con alto corrimiento al rojo. Se ha propuesto que la alta tasa de formación de H2 estimada a partir de la observación de la región de fotodisociación (PDR) se debe al efecto catalítico del HAP24 y se ha calculado su propensión a realizar quimisorción25. Hay varios estudios en la literatura que destacan que la presencia de pequeños granos carbonosos, con grandes relaciones superficie-volumen en comparación con los granos grandes, aumenta las tasas de formación de H224,26. Hasta ahora no se han obtenido resultados experimentales directos que respalden la hipótesis de que los HAP son catalizadores activos para la formación de H2 en condiciones interestelares. Este estudio proporciona un gran avance en los conocimientos experimentales y finalmente permitirá estimar la contribución de los HAP a la formación de H2 interestelar a temperaturas más altas que hasta ahora no se habían considerado.

La Figura 1 muestra el protocolo que utilizamos para medir la eficiencia de recombinación de D en D2, para una superficie y temperatura determinadas. Los experimentos se llevan a cabo con la configuración FORMOLISMO (formación de moléculas en el medio interestelar): una cámara de ultra alto vacío (UHV) que alberga un soporte de muestra de cobre, conectado a un criostato, en el que se deposita la superficie de la película de coroneno. La línea de luz que contiene D2 apunta hacia la superficie donde se miden los resultados dependientes de la temperatura informados en este documento. La detección se realiza mediante un espectrómetro de masas cuadrupolo (QMS). Se pueden encontrar más detalles sobre los detalles de la configuración utilizada en la sección Métodos.

Comparación entre señales M4 (D2, m/z 4) utilizando coronene (línea negra, Ts = 250 K) y c-ASW (línea azul claro, Ts = 100 K) como superficies (izquierda); cuatro configuraciones esquemáticas del FORMOLISMO que incluyen la posición y el papel de la bandera, la posición del QMS asociado a las cuatro divisiones de la señal que se muestran a la izquierda (derecha). Las líneas verdes muestran los valores de las eficiencias de recombinación (ε).

Para los experimentos de eficiencia de recombinación, el QMS se coloca frente a la superficie y mide principalmente lo que sale de la superficie (más alguna contribución de fondo inevitable de la pared de la cámara). El haz, disociado (1, 2) o no (3, 4), puede ser interceptado por la bandera (1, 4) (Fig. 1). De esta forma, podemos restar la aportación de la cámara. La curva negra en el panel izquierdo es la medida del M4 (m/z = 4 correspondiente a D2) usando una película de coroneno mantenida a 250 K como superficie, mientras que la curva azul es para una película de hielo de agua sólida, compacta y amorfa (c -ASW) de 30 capas de espesor depositadas sobre el portamuestras a 100 K. La película de hielo se ha depositado para validar nuestro protocolo y comprobar la diferencia de resultados respecto a cuando se utiliza coroneno como superficie. Para la curva azul, no observamos ningún aumento de M4 cuando el haz disociado apunta a la superficie. El aumento entre los pasos 1 y 2 se debe únicamente a la parte no disociada de la viga. Por el contrario, observamos un claro aumento de la señal cuando se utiliza la película de coroneno (curva negra). Esta es una evidencia directa de que, en el caso de las películas de coroneno, las moléculas D2 se forman y se desorben fácilmente para ser detectadas por el QMS. En el caso del hielo de agua, como se esperaba, la contribución de la formación de D2 se considera insignificante, lo que demuestra la solidez del protocolo. A partir de este gráfico, y teniendo en cuenta la eficiencia de disociación, podemos calcular la eficiencia de la recombinación D + D mediada por la superficie a una temperatura determinada. Como la señal total de M4 detectada cuando el plasma está encendido es igual a la señal de fondo más la parte no disociada del haz y la señal de recombinación, la eficiencia (ε) se expresa de la siguiente manera:

donde M4plasma activado - BKGplasma activado es la señal total detectada con el QMS cuando el plasma está activado después de la resta del fondo (BKG); (M4plasma off - BKGplasma ff) × (1 - τ) es la parte de la señal proveniente de las moléculas no disociadas y donde τ representa la eficiencia de disociación (%) medida antes y después de cada experimento (consulte la Información complementaria para obtener detalles de su cálculo). ε se normaliza a la señal de m/z = 4 detectada cuando el plasma estaba apagado restado de su fondo (M4plasma apagado - BKGplasma apagado). ε corresponde a la probabilidad de que un átomo choque con la superficie para recombinarse y ser detectado como una molécula; incluye todos los pasos de acreción, difusión y reacción. Por lo tanto, la definición de eficiencia de recombinación puede diferir dependiendo de la inclusión de esos pasos. En Cazaux y Spaans5, la cantidad mostrada no incluye la fase de acreción (es decir, de adherencia).

La Figura 2 muestra la variación de ε con la temperatura de la superficie. Los puntos a temperaturas superiores a 100 K se han realizado a una temperatura fija, mientras que los puntos inferiores se han medido sobre la marcha, utilizando la técnica de temperatura programada durante la desorción por exposición (DED) con una rampa de 1 K min-127. Las barras de error se han estimado sumando todas las fuentes de incertidumbre, incluidas las fluctuaciones más extremas de la eficiencia de disociación que hacen la mayor contribución a la incertidumbre. Observamos una meseta por encima de 100 K, en torno al 20%, un valor superior en torno al 30% entre 30 y 80 K, dos valores extremos alrededor de 20 K y una fuerte disminución a 10 K. La reducción de la eficiencia a 10 K se debe a la presencia de moléculas adsorbidas. La presencia de moléculas preadsorbidas reduce la contribución directa de las moléculas formadas, como se observa de manera similar en las películas de hielo de agua28. La eficiencia general de la recombinación depende de diferentes mecanismos competitivos. Se supone que la adherencia o acreción no depende mucho de la temperatura de la superficie en este rango29 y debería ser de alrededor de 0,5, lo que está en línea con nuestro valor superior de ε. Esto se debe a la naturaleza corrugada de nuestro coroneno, a diferencia de cuando se utiliza grafito como sustrato, donde el coroneno forma una película uniforme y plana. La desorción de átomos aumenta exponencialmente con la temperatura y debería convertirse en un canal de pérdida dominante. Para una energía de enlace típica de 45 meV, el tiempo de residencia es de cien picosegundos a 60 K; por lo tanto, la única posibilidad de que un átomo se recombine es incorporarse en un sitio de quimisorción. Afortunadamente, la terminación C-H de la PAH puede generar tales sitios de quimisorción. Esto fue propuesto y calculado por primera vez por Rauls y Hornekaer25, y la inclusión de átomos de D en el coroneno se demostró experimentalmente más tarde30. Mennella10 también ha demostrado que el grupo alifático también podría tener un papel catalítico similar, a pesar de su sección transversal más baja. La meseta en alrededor del 20% para temperaturas superiores a 80-100 K es, por lo tanto, la probabilidad de que un átomo de D reaccione con un átomo de D adicional ya quimisorbido en la superficie o encuentre un sitio predeterminado en la película de coroneno. Observamos aquí que debería haber una barrera para la primera hidrogenación, pero eso no tiene importancia real en condiciones de estado estacionario como en nuestro protocolo experimental. Los resultados se encontraron constantes después de una exposición de unos 1015 átomos por cm2, que corresponden a una película de coroneno ligeramente superhidrogenado30. Cuando se reduce la temperatura de la superficie, el tiempo de residencia de D en la superficie aumenta exponencialmente y probablemente se favorece la transferencia de fisisorción-quimisorción. El máximo se obtiene para una superficie ligeramente superior a 20 K donde la superficie todavía está libre de moléculas de D2 que podrían haberse adsorbido. Por debajo de esta temperatura, la cobertura de la molécula D2 aumenta y puede impedir que los átomos D accedan a sitios/parejas reactivos, simplemente reduciendo su tasa de acreción en la superficie. Esto deberá estudiarse con mayor detalle en próximos experimentos. Teniendo en cuenta que los pequeños granos carbonosos contribuyen de manera dominante a la superficie total del grano y tienen numerosos átomos de hidrógeno unidos químicamente, demostramos que desempeñan un papel clave en la formación de H2 por quimisorción. Nuestro estudio muestra que la vía de formación de H2 en las superficies puede ser mucho más eficiente de lo estimado anteriormente y en un amplio rango de temperaturas.

Eficiencia de recombinación porcentual dependiente de la temperatura (ε) de D2 sobre coroneno. Los círculos indican experimentos de EOS con temperatura programada; Los triángulos muestran experimentos isotérmicos DED. Los datos se presentan como valores medios ± sem (1 − error sigma), en los que las barras de error se derivan de cada componente de la ecuación de ε. Cada uno de esos componentes es el promedio de la señal registrada a una temperatura específica para esa configuración de configuración (bandera encendida (BKG) o apagada, plasma encendido o apagado), cada uno de los cuales proporciona un tamaño de muestra diferente (n número) dependiendo de su tiempo de detección.

Tan pronto como aparece polvo carbonoso, la capacidad de enfriamiento del ISM aumenta considerablemente y, con ello, su condensación en los núcleos preestelares. Nuestro trabajo sobre la formación de superficies de hidrógeno molecular que implica quimisorción en la superficie del carbono a temperaturas de entre 100 y 200 K es de suma importancia en astrofísica. Cambiará la ubicación del frente de fotodisociación H/H2 y el tamaño respectivo de las regiones HII, PDR y regiones moleculares en una imagen PDR clásica2. Nuestros resultados pueden además explicar la subpredicción de las densidades de columna de H2 observadas por los modelos31 y el desplazamiento de la transición H/H2 más cerca del frente de ionización en los PDR resueltos32. Además, nuestro trabajo ofrece una posibilidad de resolver la contradicción entre el posible descubrimiento de galaxias con corrimiento al rojo ultra alto por el telescopio James Webb, por un lado33, y, por el otro, el límite de corrimiento al rojo por encima del cual las estrellas no podrían haberse formado, obtenido cruzando la eficiencia de la formación de H2 frente a la temperatura del polvo y la dependencia de la temperatura del polvo frente al corrimiento al rojo21,34,35,36 con una temperatura mínima definida en última instancia por el CMB. El CMB más cálido de las galaxias con alto corrimiento al rojo se observa en el continuo de polvo (sub)milimétrico y en la línea de emisión, ya que proporciona una fuente adicional de calentamiento37,38.

Tener en cuenta correctamente la formación de hidrógeno molecular a lo largo de los tiempos cósmicos es un ingrediente clave para interpretar las observaciones del telescopio James Webb no sólo en el Universo local, para las líneas de H2 en galaxias cercanas, sino también para las líneas de emisión atómica y molecular de galaxias de alto corrimiento al rojo en general. .

Los experimentos se realizaron en la configuración experimental FORMOLISMO descrita con más detalle en Congiu et al.39. Brevemente, el aparato está compuesto por una cámara de acero inoxidable UHV con una presión base de unos 10-11 hPa (1 hPa = 1 mbar). El portamuestras está hecho de un bloque de cobre de 1 cm de diámetro, conectado térmicamente a un dedo frío de un criostato de He de ciclo cerrado y ubicado en el centro de la cámara principal. Se depositan algunas capas de coroneno (C24H12) sobre el portamuestras mantenido a 280 K desde un crisol móvil colocado a 3 cm del mismo. La película de coroneno es una superficie corrugada, probablemente hecha de pilas desordenadas o pequeños grupos de coroneno, que imitan partículas de polvo con defectos superficiales.

Un haz de átomos de D se dirige a la superficie mediante una triple etapa de bombeo diferencial. Se utiliza el isótopo AD en lugar de H, porque el H2 es el principal contaminante de cualquier sistema UHV y proporcionará una mejor relación señal-ruido. Cuando el haz apunta a la superficie, la presión total en la cámara principal solo aumenta 1 × 10-11 hPa, y la presión parcial directamente en el haz en la superficie se estima en aproximadamente 2 × 10-8 hPa. En tales condiciones, los átomos de D aterrizan en un sitio de adsorción superficial aproximadamente cada 100 s. Los átomos se producen a partir de una descarga de plasma, pero la eficiencia de disociación del D2 no es perfecta. Los átomos se encuentran a una temperatura ligeramente superior a la temperatura ambiente (<350 K) y se acercan desde la superficie en un ángulo de 40°, reduciendo así su energía cinética perpendicular a la superficie. La herramienta de detección de esta configuración es un QMS que se puede girar para colocarlo frente a las vigas o la superficie según el tipo de experimentos. En nuestra metodología experimental, hay algunos puntos importantes que debemos destacar antes de entrar en detalles técnicos.

Para inferir la eficiencia de los átomos para explorar la superficie y recombinarse para formar moléculas, es de hecho extremadamente crucial calcular la cantidad de ellos producidos por nuestro sistema cuando el plasma está encendido (cuando está apagado, solo D2 llega a la superficie) y la nivel de la presión parcial de fondo presente en la cámara. Estas determinaciones ayudarán a evaluar la cantidad de moléculas D2 debidas a la recombinación de los átomos que llegan a la superficie y a excluir cualquier efecto derivado de un cambio en la señal de fondo durante los experimentos. La figura complementaria 1 muestra el protocolo seguido para estimar la proporción de D2 y D en un experimento determinado.

Se han creado metadatos en nuestra plataforma de laboratorio para garantizar que una versión en línea de cada conjunto de datos esté siempre disponible y sea accesible para cada miembro del grupo de laboratorio o investigadores que trabajan en el proyecto. Los archivos se publican automáticamente después de 3 años desde la fecha de carga. Los datos que respaldan los hallazgos de este estudio están disponibles del autor correspondiente previa solicitud razonable.

Hartwig, T., Glover, SCO, Klessen, RS, Latif, MA y Volonteri, M. Cómo una implementación mejorada del autoprotección de H2 influye en la formación de estrellas masivas y agujeros negros. Lun. No. R. Astron. Soc. 452, 1233-1244 (2015).

ADS del artículo Google Scholar

Tielens, AGGM & Hollenbach, D. Regiones de fotodisociación. I—modelo básico. II—Un modelo para la región de fotodisociación de Orión. Astrofia. J. 291, 722 (1985).

ADS del artículo Google Scholar

Glover, SCO y Clark, PC Enfriamiento molecular en el medio interestelar difuso. Lun. No. R. Astron. Soc. 437, 9-20 (2014).

ADS del artículo Google Scholar

Bigiel, F. y col. La ley de formación de estrellas en galaxias cercanas en escalas sub-kpc. Astron. J. 136, 2846 (2008).

ADS del artículo Google Scholar

Cazaux, S. & Spaans, M. Formación de hidrógeno molecular en granos de polvo en el universo de alto corrimiento al rojo. Astrofia. J. 611, 40–51 (2004).

ADS del artículo Google Scholar

Algera, H. et al. Estudio ALMA REBELS: densidad de la tasa de formación de estrellas cósmicas oscurecidas por el polvo con corrimiento al rojo 7. Preimpresión en arXiv https://doi.org/10.48550/arXiv.2208.08243 (2022).

Amiaud, L., Dulieu, F., Fillion, J.-H., Momeni, A. y Lemaire, JL Interacción del deuterio atómico y molecular con una superficie de hielo de agua amorfa no porosa entre 8 y 30 KJ Chem. Física. 127, 144709 (2007).

ADS del artículo Google Scholar

Pirronello, V., Biham, O., Liu, C., Shen, L. y Vidali, G. Eficiencia de la formación de hidrógeno molecular en silicatos. Astrofia. J.483, L131-L134 (1997).

ADS del artículo Google Scholar

Vidali, G. Formación de H2 en granos interestelares. Química. Rev. 113, 8762–8782 (2013).

Artículo de Google Scholar

Mennella, V. Formación de HD mediante abstracción de H/D quimisorbido en granos de carbono con átomos de D/H en condiciones interestelares simuladas. Astrofia. J. 684, L25 (2008).

ADS del artículo Google Scholar

Cazaux, S. y col. La secuencia para hidrogenar cationes coroneno: un viaje guiado por números mágicos. Ciencia. Rep. 6, 19835 (2016).

ADS del artículo Google Scholar

Wakelam, V. y col. Formación de H2 en granos de polvo interestelar: puntos de vista de la teoría, experimentos, modelos y observaciones. Mol. Astrofia. 9, 1–36 (2017).

ADS del artículo Google Scholar

Galliano, F. et al. Una perspectiva de galaxias cercanas sobre la evolución del polvo: relaciones de escala y limitaciones en la acumulación de polvo en galaxias con las muestras de DustPedia y DGS. Astron. Astrofia. 649, A18 (2021).

Artículo de Google Scholar

Shivaei, I. et al. El estudio MOSDEF: dependencia de la metalicidad de la emisión de PAH con alto corrimiento al rojo e implicaciones para las luminosidades IR inferidas de 24 μm y las tasas de formación de estrellas en z ~ 2. Astrophis. J. 837, 157 (2017).

Jones, T. y col. La relación masa-metalicidad en z ≃ 8: limitaciones de metalicidad del método directo y perspectivas de futuro cercano. Astrofia. J. 903, 150 (2020).

ADS del artículo Google Scholar

Dayal, P. et al. El estudio ALMA REBELS: el contenido de polvo de las galaxias de ruptura Lyman z7. Lun. No. R. Astron. Soc. 512, 989–1002 (2022).

ADS del artículo Google Scholar

Watson, D. y col. Una galaxia normal y polvorienta en la época de la reionización. Naturaleza 519, 327–330 (2015).

ADS del artículo Google Scholar

Pozzi, F. y col. El estudio ALPINE-ALMA [CII]: balance de masa de polvo en el Universo temprano. Astron. Astrofia. 653, A84 (2021).

Artículo de Google Scholar

Riechers, DA y cols. Hidrocarburo aromático policíclico y emisión continua en el infrarrojo medio en una galaxia z > 4 submilimétrica. Astrofia. J. 786, 31 (2014).

ADS del artículo Google Scholar

Sommovigo, L. et al. Polvo cálido en galaxias de alta z: origen e implicaciones. Lun. No. R. Astron. Soc. 497, 956–968 (2020).

ADS del artículo Google Scholar

Sommovigo, L. et al. El estudio ALMA REBELS: evolución de la temperatura del polvo cósmico hasta z 7. Lun. No. R. Astron. Soc. 513, 3122–3135 (2022).

ADS del artículo Google Scholar

Faisst, AL y cols. ALMA caracteriza la temperatura del polvo de z ∼ 5,5 galaxias con formación de estrellas. Lun. No. R. Astron. Soc. 498, 4192–4204 (2020).

ADS del artículo Google Scholar

Bakx, TJLC y cols. ALMA descubre la emisión [C II] y el continuo de polvo cálido en az = 8,31 galaxia de ruptura de Lyman. Lun. No. R. Astron. Soc. 493, 4294–4307 (2020).

ADS del artículo Google Scholar

Habart, E., Boulanger, F., Verstraete, L., Walmsley, CM y Pineau des Forêts, G. Algunas estimaciones empíricas de la tasa de formación de H2 en regiones dominadas por fotones. Astron. Astrofia. 414, 531–544 (2004).

ADS del artículo Google Scholar

Rauls, E. & Hornekær, L. Rutas catalizadas para la formación de hidrógeno molecular y reacciones de adición de hidrógeno en hidrocarburos aromáticos policíclicos neutros en condiciones interestelares. Astrofia. J. 679, 531–536 (2008).

ADS del artículo Google Scholar

Lipshtat, A. & Biham, O. El efecto de la distribución del tamaño de grano en la tasa de formación de H2 en el medio interestelar. Lun. No. R. Astron. Soc. 362, 666–670 (2005).

ADS del artículo Google Scholar

Minissale, M., Dulieu, F., Cazaux, S. & Hocuk, S. El polvo como catalizador interestelar: I. Cuantificación del proceso de desorción química. Astron. Astrofia. 585, A24 (2016).

ADS del artículo Google Scholar

Congiu, E., Matar, E., Kristensen, LE, Dulieu, F. y Lemaire, JL Evidencia de laboratorio de la no detección de H2 naciente excitado en nubes oscuras. Lun. No. R. Astron. Soc. Letón. 397, L96-L100 (2009).

ADS del artículo Google Scholar

Cazaux, S., Morisset, S., Spaans, M. & Allouche, A. Cuando el pegado influye en la formación de H2. Astron. Astrofia. 535, A27 (2011).

ADS del artículo Google Scholar

Lanzador, JD et al. HAP superhidrogenados: formación catalítica de H2. Publicación EAS. Ser. 46, 453–460 (2011).

Artículo de Google Scholar

Habart, E. y col. Excitación de H 2 en regiones de fotodisociación vista por. Spitz. Astron. Astrofia. 527, A122 (2011).

Artículo de Google Scholar

Habart, E. y col. Vista en infrarrojo cercano de alta resolución angular de la barra de Orión revelada por Keck/NIRC2. Preimpresión en arXiv http://archiv.org/abs/2206.08245 (2022).

Finkelstein, SL et al. Hace mucho tiempo, en una galaxia muy, muy lejana: una galaxia candidata z ~ 12 en las primeras imágenes del JWST CEERS. Preimpresión en arXiv https://doi.org/10.48550/arXiv.2207.12474 (2022).

Bakx, TJLC y cols. Determinación precisa de la temperatura del polvo en la galaxia az = 7,13. Lun. No. R. Astron. Soc. Letón. 508, L58–L63 (2021).

ADS del artículo Google Scholar

Liang, L. y col. Sobre las temperaturas del polvo de galaxias de alto corrimiento al rojo. Lun. No. R. Astron. Soc. 489, 1397-1422 (2019).

ADS del artículo Google Scholar

Viero, MP, Sun, G., Chung, DT, Moncelsi, L. & Condon, SS El Universo primitivo era rico en polvo y extremadamente caliente. Lun. No. R. Astron. Soc. Letón. 516, L30-L34 (2022).

ADS del artículo Google Scholar

Cunha, Eda et al. Sobre el efecto del fondo cósmico de microondas en observaciones (sub)milimétricas de alto corrimiento al rojo. Astrofia. J. 766, 13 (2013).

ADS del artículo Google Scholar

Lagache, G., Cousin, M. & Chatzikos, M. La emisión de línea [CII] de 158 μm en galaxias de alto corrimiento al rojo. Astro Astrofísica. 609, A130 (2018).

ADS del artículo Google Scholar

Congiu, E. et al. Ruta eficiente de formación de superficie de hidroxilamina interestelar mediante hidrogenación de NO. I. El régimen de submonocapa en sustratos interestelares relevantes. J. química. Física. 137, 054713 (2012).

ADS del artículo Google Scholar

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Este trabajo ha sido financiado por el Consejo Europeo de Investigación para la subvención inicial 'DustOrigin', realizada por IDL, Universidad de Gante, acuerdo de subvención ID no. 851622. Fue apoyado por el proyecto SIRC de la Agence Nationale de la Recherche (ANR) (subvención n.º ANR-SPV202448 2020-2024). Este trabajo fue apoyado por el Programa Nacional 'Physique et Chimie du Milieu Interstellaire' por el Programa Nacional de Cosmología y Galaxias del CNRS/INSU con INC/INP e IN2P3, cofinanciado por CEA y CNES, y por el DIM-ACAV+, un programa de financiación de la Región Isla de Francia. FG y FD agradecen a los colegas de LERMA-CYU por su apoyo.

CY Cergy Universidad de París, Observatorio de París, Universidad PSL, Universidad de la Sorbona, CNRS, LERMA, Cergy, Francia

Francesco Grieco y François Dulieu

Departamento de Física y Astronomía, Universidad de Gante, Gante, Bélgica

Francesco Grieco e Ilse De Looze

Universidad Aix Marsella, CNRS, CNES, LAM, Marsella, Francia

Patrice Theulé

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Los experimentos fueron llevados a cabo por FG con la ayuda de FD y PT Los protocolos experimentales fueron diseñados por FG y FD El análisis de datos fue realizado por FG con la ayuda de FD La discusión de los resultados por su importancia e implicaciones astrofísicas fue llevada a cabo por PT, IDL y FD Todos los autores enumerados en este artículo han contribuido a su redacción.

Correspondencia a François Dulieu.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature Astronomy agradece a Wing-Fai Thi y Liv Hornekær por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.

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Figura complementaria 1 y discusión.

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Grieco, F., Theulé, P., De Looze, I. et al. Formación de estrellas mejorada mediante la formación de H2 a alta temperatura en granos de polvo carbonoso. Nat Astron 7, 541–545 (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-01902-4

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Recibido: 29 de julio de 2022

Aceptado: 25 de enero de 2023

Publicado: 02 de marzo de 2023

Fecha de emisión: mayo de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41550-023-01902-4

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