ATOMS-QUARKS survey: Inflow and infall in massive protocluster G318.049+00.086: Evidence of competitive accretion

Resumen Técnico: Sondeo ATOMS-QUARKS: Flujo de entrada y caída en el protocúmulo masivo G318.049+00.086

Planteamiento del Problema
El mecanismo de formación de estrellas masivas ($\ge 8 M_\odot$) sigue siendo objeto de debate, principalmente debido a su rareza, evolución rápida y entornos agrupados profundamente incrustados. Compiten dos marcos teóricos primarios: el modelo de núcleo turbulento, que postula que las estrellas masivas se forman a partir del colapso de núcleos preestelares masivos aislados, y los modelos de alimentación de cúmulos (incluyendo la acreción competitiva, el flujo inercial de entrada y el colapso jerárquico global), que sugieren que las estrellas masivas crecen acrecentando gas de reservorios a gran escala mediante flujos convergentes. Si bien ha surgido evidencia observacional de flujos de entrada a gran escala a lo largo de filamentos, se requiere un análisis simultáneo multiescalar de la dinámica del gas —desde filamentos de escala de pársec hasta la caída de núcleos individuales— para distinguir entre estos escenarios. Este estudio aborda la cinemática del gas del protocúmulo masivo G318.049+00.086 para investigar si su dinámica respalda un escenario de acreción competitiva.

Metodología
Los autores realizaron un estudio cinemático de gas multiescalar de G318.049+00.086 (distancia $\approx 2.9$ kpc) utilizando datos de tres sondeos de ALMA:

1. ATOMS (Banda 3): Utilizado para las líneas de $H^{13}CO^+$ (1–0), CCH (1–0) y CS (2–1) para rastrear la dinámica global y derivar densidades de columna.
2. QUARKS (Banda 6): Proporcionó mapas de continuo de polvo de alta resolución ($\sim 0.3''$) a 1.3 mm para identificar estructuras filamentosas y núcleos densos.
3. ASSEMBLE (Banda 6): Proporcionó trazadores de alta densidad ($H^{13}CN$ (4–3), $CH_3OH$) para determinar las velocidades sistémicas ($V_{lsr}$) y confirmar los efectos de la profundidad óptica.

El análisis consistió en:

• Identificación de Filamentos: Aplicación del algoritmo FilFinder tanto a los mapas de momento-0 de $H^{13}CO^+$ como a los mapas de continuo de 1.3 mm para identificar el sistema de núcleo-filamento (HFS).
• Mapeo de Densidad de Columna: Derivación de mapas de $N(H_2)$ a partir de la emisión de $H^{13}CO^+$ bajo supuestos de Equilibrio Termodinámico Local (LTE), asumiendo una relación de abundancia de $10^{-11}$.
• Análisis Cinemático: Construcción de diagramas de Posición-Velocidad (PV) a lo largo de los esqueletos de los filamentos para medir gradientes de velocidad y tasas de flujo de masa ($\dot{M}_{\parallel}$) utilizando un modelo cilíndrico.
• Dinámica de Núcleos: Análisis de perfiles espectrales de $H^{13}CO^+$ y CCH para identificar formas de línea asimétricas (perfiles azules vs. rojos) indicativas de caída o expansión. Las velocidades de caída ($V_{in}$) se derivaron ajustando los espectros observados con el modelo de transferencia radiativa Hill5.
• Acreción de Masa: Cálculo de las tasas de caída de masa ($\dot{M}_{in}$) para núcleos individuales y comparación con las tasas de flujo filamentario para evaluar la eficiencia de transferencia de masa.

Contribuciones Clave y Resultados

• Identificación del Sistema Núcleo-Filamento: El estudio confirma a G318.049+00.086 como un sistema núcleo-filamento donde cuatro filamentos primarios (F1–F4) convergen en un núcleo central denso. Los filamentos identificados en el continuo de 1.3 mm se alinean fuertemente con aquellos rastreados por $H^{13}CO^+$.
• Flujo de Entrada Filamentario: El análisis PV de los filamentos F1, F3 y F4 revela altos gradientes de velocidad que van desde 10.9 hasta 22.1 km s$^{-1}$ pc$^{-1}$. Estos gradientes implican una tasa de flujo de masa global a lo largo de los filamentos de $10^3$ a $5 \times 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$, suficiente para alimentar el núcleo central.
• Cinemática y Evolución de Núcleos:
  • Firmas de Caída: La mayoría de los núcleos protoestelares (5, 7, 8, 9) exhiben perfiles de línea con asimetría azul en $H^{13}CO^+$ y CCH, confirmando el colapso gravitatorio.
  • Expansión/Redistribución: Varios núcleos, incluyendo algunos candidatos preestelares (10, 11, 13) y núcleos protoestelares en el régimen masivo, muestran perfiles con asimetría roja, lo que indica expansión de gas o pérdida de masa.
  • Tasas de Caída: Las tasas de caída de masa derivadas para los núcleos del núcleo (hub) oscilan entre $\sim 20$ y $196 \times 10^{-5} M_\odot$ yr$^{-1}$. Notablemente, los núcleos con perfiles rojos (p. ej., 10, 11) exhiben tasas de caída negativas, lo que sugiere que están perdiendo masa.
• Relación Masa-Radio: Mientras que la mayoría de los núcleos residen en el régimen de formación estelar de baja masa, los núcleos 10, 11 y 14 se encuentran en el régimen de formación estelar masiva ($m(r) > 870 M_\odot (r/\text{pc})^{1.33}$). Sin embargo, la presencia de perfiles rojos en estos candidatos masivos sugiere que actualmente están perdiendo material en lugar de acrecentarlo.
• Acreción de Masa Jerárquica: El estudio establece un flujo jerárquico:
  • Escala global ($R \sim 0.74$ pc): $\dot{M} \sim 10^4 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
  • Escala de filamento ($R \sim 0.3$ pc): $\dot{M} \sim 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
  • Escala de núcleo: $\dot{M} \sim 10^2 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
    Crucialmente, los núcleos ubicados a lo largo de los filamentos pero fuera del núcleo central (p. ej., 10, 11) parecen estar canalizando masa hacia el núcleo central, mientras que los núcleos del núcleo (p. ej., 7, 8) muestran las tasas de acreción más altas.

Significancia y Reivindicaciones
Los autores argumentan que sus resultados respaldan un escenario de acreción competitiva para la formación de estrellas masivas en G318.049+00.086. La evidencia sugiere que el gas no está acreciendo únicamente sobre núcleos masivos aislados, sino que está siendo canalizado dinámicamente desde núcleos menos dominantes gravitacionalmente (ubicados a lo largo de los filamentos) hacia los núcleos situados en el núcleo central, que es gravitacionalmente más favorable.

El artículo afirma que las altas tasas de flujo de entrada a lo largo de los filamentos ($> 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$) pueden sustentar el crecimiento del núcleo central. Asumiendo una eficiencia de formación estelar (SFE) de 20–30%, la masa acumulada durante un tiempo de $2 \times 10^4$ años sería suficiente para formar estrellas masivas. La observación de perfiles rojos en candidatos masivos fuera del núcleo, en contraste con los perfiles azules en el núcleo, indica un proceso activo de redistribución de masa donde el pozo de potencial central domina el flujo de acreción, lo cual es consistente con las predicciones de los modelos de acreción competitiva.