The formation of dense gas in low- and high-mass star forming regions
La formation du gaz dense à l'origine des étoiles de faible et de haute masse
Résumé
To understand how stars can form in the interstellar medium (ISM), it has to be understood how cold (~ 10 K) and dense gas (> 10^{4} cm^{-3}) can emerge during the evolution of the ISM. With the Herschel telescope it was found that most of this dense star forming gas is organised in filamentary structures.To understand how this dense filamentary gas forms, multiple CO transitions were observed towards the Musca filament, which can form low-mass stars, using the APEX telescope. These observations were complemented with [CII] and [OI] observations by the SOFIA telescope. The non-detection of [CII] demonstrates that the Musca cloud is embedded in a weak FUV field (< 1 G0). However, the observed CO(4-3) line with APEX demonstrates the presence of warm (> 50 K) CO gas around the Musca filament which cannot be explained with heating by the FUV radiation field. A comparison of the observed CO(4-3) emission with shock models shows that the emission can be the result of a low-velocity (< 4 km/s) J-type shock. Further analysis of this emission demonstrates that this shock emission resembles the signature of a shock responsible for mass accretion on a filament. This suggests that a low-velocity shock as a result of continuous mass accretion is responsible for the formation of cold and dense gas that can form stars in the Musca filament.The accretion scenario for Musca is further analysed with low-J CO observations from APEX and NANTEN2 to study the large scale gas kinematics. These observations unveil a velocity gradient over the Musca filament crest which is correlated with the velocity field of the nearby ambient gas. This suggests that the velocity gradient is the result of mass accretion from the ambient cloud. Analysing the full Musca cloud demonstrates a spatial and kinematic asymmetry from low- to high-density gas. This asymmetry is seen as a V-shape in the position-velocity (PV) diagram perpendicular to the Musca filament. Including atomic hydrogen (HI) observations in the analysis first of all confirms that Musca is part of a larger HI cloud, the Chamaeleon-Musca complex. It also demontrates that the kinematic asymmetry is seen from the HI cloud down to the filament crest. Furthermore, the CO-HI asymmetry is found for basically all dense regions (Cha I, Cha II, Cha III and Musca) with archival data of Chamaeleon-Musca, while HI shows indications of more than one velocity component. This asymmetric accretion scenario is predicted by magnetised cloud-cloud collision simulations, where the bending of the magnetic field is responsible the observed asymmetric accretion scenario. The filament formation in Musca is thus the result of two intersecting converging flows which are driven by the magnetic field bending due to a large-scale colliding HI flow that triggered the observed star formation in the full Chamaeleon-Musca complex.Finally, the kinematics of the high-mass star forming ridge DR21 and its surrounding gas are studied to compare low- and high-mass star formation. This shows a similar spatial and kinematic asymmetry as in Musca, which suggests that DR21 is formed by a giant molecular cloud (GMC) collision. However, it is also found for high-mass star formation in the DR21 cloud that gravity plays an important role on large scales (> 1 pc) while for Musca gravity only starts to dominate locally (r < 0.1-0.2 pc). So, due to the high density in the DR21 cloud after the GMC collision, gravity eventually drives the evolution of the compressed cloud for high-mass star forming regions. Kinematic observations of the full Cygnus-X north region show further indications of two interacting velocity components over the entire region, which indicates that a high-velocity (> 10 km/s) GMC collision can result in the formation of an OB association similar to OB2. These OB stars then form in gravitationally collapsing hubs and ridges due to the compression by the GMC collision.
Pour comprendre la formation des étoiles, il faut étudier les processus physiques qui forment le gaz froid et dense dans le milieu interstellaire. Le télescope spatial Herschel a récemment démontré que la majorité du gaz froid et dense est formée de structures filamentaires (des filaments).Dans cette thèse, plusieurs raies de CO ont été observées avec le télescope APEX autour du filament de Musca. Ces observations ont été complémentées par des observations [CII] et [OI] avec le télescope SOFIA. La non-détection de [CII] démontre que le nuage de Musca est situé dans un champ de radiation UV faible (1 G0). Par contre, les observations de CO(4-3) avec APEX montrent qu'il y a du gaz CO chauffé (> 50 K) autour du filament que l'irradiation UV ne peut pas expliquer. La comparaison avec des modèles de chocs indique que l'émission CO(4-3) doit alors être le résultat d'un choc J à basse vitesse (< 4 km/s). L'analyse du spectre CO(4-3) montre aussi que l'émission venant du choc ressemble à une signature de choc d'accrétion. Cette observation suggère qu'un choc à basse vitesse, dû à une accrétion continue, est responsable de la formation du gaz dense et froid du filament de Musca.Ce scénario d'accrétion du filament de Musca est de plus étudié à grandes échelles dans les raies CO(2-1) et CO(1-0) obtenues avec les télescopes APEX et NANTEN2. Ces observations montrent un gradient de vitesse sur la crête de Musca qui est correlé avec le champ de vitesse autour du filament. L'analyse globale des observations de Musca montre une asymétrie à la fois spatiale et cinématique. Cette asymétrie est vue comme une forme en V dans le diagramme position-vitesse perpendiculaire au filament. L'inclusion d'observations du gaz neutre HI dans l'analyse confirme que Musca fait partie d'un nuage HI plus grand, le complex Chamaeleon-Musca. Le HI montre aussi que l'asymétrie cinématique est présente des grandes échelles du nuage HI jusqu'aux petites échelles de la crête du filament de Musca. En comparant le HI avec les vitesses CO de Cha I, Cha II et Cha III, on constate que l'asymétrie cinématique est présente pour toutes les régions denses du complexe de Chamaeleon-Musca. Ce scénario d'accrétion asymétrique, qui est observé, est reproduit dans des simulations d'une collision de nuages magnétisés. Dans ce scénario, c'est la déformation du champ magnétique qui est responsable de l'accrétion asymétrique. La formation du filament Musca serait ainsi due à la convergence de deux flots de matière guidée par la courbure du champ magnétique provoquée par la collision des nuages HI à grande échelle.Dans la dernière partie, la cinématique du nuage massif DR21, qui forme des étoiles massives, est étudiée pour comparer la formation des étoiles massives à celle des étoiles de faible masse. Le nuage DR21 montre une asymétrie en V similaire à celle de Musca, ce qui indique que le nuage DR21 est aussi formé par une collision de nuages moléculaires mais avec une vitesse de collision plus importante que pour Musca. Les observations indiquent de plus que la formation des étoiles massives dans le nuage DR21 serait la conséquence directe de la prédominance de la gravité à grande échelle (> 1 pc) du gaz dense en contraste avec Musca pour lequel la gravité ne dominerait qu'aux plus petites échelles (< 0.1-0.2 pc). L'analyse cinématique globale de toute la région du Cygne montre que toute la région résulte de la même collision de nuages. Cette observation indique que c'est une collision de nuages à grande vitesse (> 10 km/s) qui pourrait expliquer la formation d'une association d'étoiles OB de plusieurs milliers d'étoiles. Dans ce scénario, les étoiles massives (OB) se formeraient dans les structures denses et massives (hubs et ridges) formées aux convergences dues à la collision à grande vitesse de nuages, et où la gravité à grande échelles domine la cinématique et l'évolution du gaz dense.
Origine : Version validée par le jury (STAR)