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

Résumé technique : Sondage ATOMS-QUARKS : Inflow et infall dans le protocluster massif G318.049+00.086

Énoncé du problème
Le mécanisme de formation des étoiles massives ($\ge 8 M_\odot$) reste un sujet de débat, principalement en raison de leur rareté, de leur évolution rapide et de leurs environnements regroupés profondément enfouis. Deux cadres théoriques principaux s'affrontent : le modèle du cœur turbulent, qui postule que les étoiles massives se forment à partir de l'effondrement de cœurs préstellaires massifs isolés, et les modèles d'accrétion par amas (incluant l'accrétion compétitive, l'inflow inertiel et l'effondrement hiérarchique global), qui suggèrent que les étoiles massives croissent en accrétant du gaz à partir de réservoirs à grande échelle via des flux convergents. Bien que des preuves observationnelles d'inflows à grande échelle le long des filaments soient apparues, une analyse simultanée multi-échelle de la dynamique du gaz — des filaments à l'échelle du parsec jusqu'à l'infall des cœurs individuels — est nécessaire pour distinguer ces scénarios. Cette étude aborde la cinématique du gaz du protocluster massif G318.049+00.086 afin d'examiner si sa dynamique soutient un scénario d'accrétion compétitive.

Méthodologie
Les auteurs ont mené une étude multi-échelle de la cinématique du gaz de G318.049+00.086 (distance $\approx 2,9$ kpc) en utilisant les données de trois relevés ALMA :

1. ATOMS (Bande 3) : Utilisé pour les raies $H^{13}CO^+$ (1–0), CCH (1–0) et CS (2–1) afin de tracer la dynamique globale et de dériver les densités de colonne.
2. QUARKS (Bande 6) : A fourni des cartes de continuum de poussière à haute résolution ($\sim 0,3''$) à 1,3 mm pour identifier les structures filamentaires et les cœurs denses.
3. ASSEMBLE (Bande 6) : A fourni des traceurs de haute densité ($H^{13}CN$ (4–3), $CH_3OH$) pour déterminer les vitesses systémiques ($V_{lsr}$) et confirmer les effets d'épaisseur optique.

L'analyse comprenait :

• Identification des filaments : Application de l'algorithme FilFinder aux cartes de moment-0 de $H^{13}CO^+$ et aux cartes de continuum à 1,3 mm pour identifier le système hub-filament (HFS).
• Cartographie de la densité de colonne : Dérivation des cartes $N(H_2)$ à partir de l'émission $H^{13}CO^+$ sous les hypothèses de l'équilibre thermodynamique local (LTE), en supposant un rapport d'abondance de $10^{-11}$.
• Analyse cinématique : Construction de diagrammes Position-Vitesse (PV) le long des squelettes de filaments pour mesurer les gradients de vitesse et les taux d'inflow de masse ($\dot{M}_{\parallel}$) à l'aide d'un modèle cylindrique.
• Dynamique des cœurs : Analyse des profils spectraux de $H^{13}CO^+$ et CCH pour identifier les formes de raies asymétriques (profils bleus vs rouges) indicatrices d'infall ou d'expansion. Les vitesses d'infall ($V_{in}$) ont été dérivées en ajustant les spectres observés avec le modèle de transfert radiatif Hill5.
• Accrétion de masse : Calcul des taux d'infall de masse ($\dot{M}_{in}$) pour les cœurs individuels et comparaison avec les taux d'inflow filamentaires pour évaluer l'efficacité du transfert de masse.

Contributions clés et résultats

• Identification du système hub-filament : L'étude confirme que G318.049+00.086 est un système hub-filament où quatre filaments primaires (F1–F4) convergent vers un hub central dense. Les filaments identifiés dans le continuum à 1,3 mm s'alignent fortement avec ceux tracés par $H^{13}CO^+$.
• Inflow filamentaire : L'analyse PV des filaments F1, F3 et F4 révèle des gradients de vitesse élevés allant de 10,9 à 22,1 km s$^{-1}$ pc$^{-1}$. Ces gradients impliquent un taux d'inflow de masse global le long des filaments de $10^3$ à $5 \times 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$, suffisant pour alimenter le hub central.
• Cinématique et évolution des cœurs :
  • Signatures d'infall : La majorité des cœurs protostellaires (5, 7, 8, 9) présentent des profils de raies asymétriques bleus dans $H^{13}CO^+$ et CCH, confirmant l'effondrement gravitationnel.
  • Expansion/Redistribution : Plusieurs cœurs, incluant certains candidats préstellaires (10, 11, 13) et des cœurs protostellaires dans le régime massif, présentent des profils rouges asymétriques, indiquant une expansion de gaz ou une perte de masse.
  • Taux d'infall : Les taux d'infall de masse dérivés pour les cœurs du hub varient de $\sim 20$ à $196 \times 10^{-5} M_\odot$ yr$^{-1}$. Notamment, les cœurs présentant des profils rouges (ex. 10, 11) présentent des taux d'infall négatifs, suggérant qu'ils perdent de la masse.
• Relation Masse-Rayon : Bien que la plupart des cœurs résident dans le régime de formation d'étoiles de faible masse, les cœurs 10, 11 et 14 se situent dans le régime de formation d'étoiles massives ($m(r) > 870 M_\odot (r/\text{pc})^{1.33}$). Cependant, la présence de profils rouges dans ces candidats massifs suggère qu'ils perdent actuellement de la matière plutôt qu'ils n'en accrètent.
• Accrétion de masse hiérarchique : L'étude établit un flux hiérarchique :
  • Échelle globale ($R \sim 0,74$ pc) : $\dot{M} \sim 10^4 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
  • Échelle de filament ($R \sim 0,3$ pc) : $\dot{M} \sim 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
  • Échelle de cœur : $\dot{M} \sim 10^2 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
    Crucialement, les cœurs situés le long des filaments mais à l'extérieur du hub (ex. 10, 11) semblent canaliser la masse vers le hub central, tandis que les cœurs du hub (ex. 7, 8) présentent les taux d'accrétion les plus élevés.

Signification et affirmations
Les auteurs soutiennent que leurs résultats appuient un scénario d'accrétion compétitive pour la formation d'étoiles massives dans G318.049+00.086. Les preuves suggèrent que le gaz ne s'accrète pas uniquement sur des cœurs massifs isolés, mais qu'il est dynamiquement canalisé depuis des cœurs moins dominants gravitationnellement (situés le long des filaments) vers les cœurs situés dans le hub central, plus favorable gravitationnellement.

L'article affirme que les taux d'inflow de masse élevés le long des filaments ($> 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$) peuvent soutenir la croissance du hub central. En supposant une efficacité de formation stellaire (SFE) de 20–30 %, la masse accumulée sur une échelle de temps de $2 \times 10^4$ ans serait suffisante pour former des étoiles massives. L'observation de profils rouges dans les candidats massifs à l'extérieur du hub, contrastant avec les profils bleus dans le hub, indique un processus actif de redistribution de masse où le puits de potentiel central domine le flux d'accrétion, ce qui est cohérent avec les prédictions des modèles d'accrétion compétitive.