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

Sintesi Tecnica: Indagine ATOMS-QUARKS: Inflow e infall nel protocluster massivo G318.049+00.086

Definizione del Problema
Il meccanismo di formazione delle stelle massicce ($\ge 8 M_\odot$) rimane oggetto di dibattito, principalmente a causa della loro rarità, della rapida evoluzione e degli ambienti raggruppati profondamente immersi. Due principali quadri teorici si contrappongono: il modello del core turbolento, che ipotizza che le stelle massicce si formino dal collasso di isolati e massicci core prestellari, e i modelli di clump-feeding (inclusi l'accrescimento competitivo, l'inflow inerziale e il collasso gerarchico globale), che suggeriscono che le stelle massicce crescano accrescendo gas da serbatoi su larga scala tramite flussi convergenti. Sebbene siano emerse prove osservative di inflow su larga scala lungo i filamenti, è necessaria un'analisi simultanea multi-scala della dinamica del gas — dai filamenti su scala parsec fino all'infall dei singoli core — per distinguere tra questi scenari. Questo studio affronta la cinematica del gas del protocluster massivo G318.049+00.086 per investigare se la sua dinamica supporti uno scenario di accrescimento competitivo.

Metodologia
Gli autori hanno condotto uno studio multi-scala della cinematica del gas di G318.049+00.086 (distanza $\approx 2,9$ kpc) utilizzando dati provenienti da tre survey ALMA:

1. ATOMS (Band 3): Utilizzato per le linee $H^{13}CO^+$ (1–0), CCH (1–0) e CS (2–1) per tracciare la dinamica globale e derivare le densità di colonna.
2. QUARKS (Band 6): Ha fornito mappe del continuo di polvere ad alta risoluzione ($\sim 0,3''$) a 1,3 mm per identificare strutture filamentose e core densi.
3. ASSEMBLE (Band 6): Ha fornito traccianti ad alta densità ($H^{13}CN$ (4–3), $CH_3OH$) per determinare le velocità sistemiche ($V_{lsr}$) e confermare gli effetti di profondità ottica.

L'analisi ha comportato:

• Identificazione dei Filamenti: Applicazione dell'algoritmo FilFinder sia alle mappe del momento-0 di $H^{13}CO^+$ che alle mappe del continuo a 1,3 mm per identificare il sistema hub-filament (HFS).
• Mappatura della Densità di Colonna: Derivazione delle mappe $N(H_2)$ dalle emissioni di $H^{13}CO^+$ sotto assunzioni di Equilibrio Termodinamico Locale (LTE), assumendo un rapporto di abbondanza di $10^{-11}$.
• Analisi Cinematica: Costruzione di diagrammi Posizione-Velocità (PV) lungo gli scheletri dei filamenti per misurare i gradienti di velocità e i tassi di inflow di massa ($\dot{M}_{\parallel}$) utilizzando un modello cilindrico.
• Dinamica dei Core: Analisi dei profili spettrali di $H^{13}CO^+$ e CCH per identificare forme di linea asimmetriche (profili blu vs rossi) indicatrici di infall o espansione. Le velocità di infall ($V_{in}$) sono state derivate adattando gli spettri osservati con il modello di trasferimento radiativo Hill5.
• Accrescimento di Massa: Calcolo dei tassi di infall di massa ($\dot{M}_{in}$) per i singoli core e confronto con i tassi di inflow filamentari per valutare l'efficienza del trasferimento di massa.

Contributi Chiave e Risultati

• Identificazione del Sistema Hub-Filament: Lo studio conferma G318.049+00.086 come un sistema hub-filament dove quattro filamenti primari (F1–F4) convergono in un denso hub centrale. I filamenti identificati nel continuo a 1,3 mm si allineano fortemente con quelli tracciati da $H^{13}CO^+$.
• Inflow Filamentare: L'analisi PV dei filamenti F1, F3 e F4 rivela elevati gradienti di velocità compresi tra 10,9 e 22,1 km s$^{-1}$ pc$^{-1}$. Questi gradienti implicano un tasso di inflow di massa globale lungo i filamenti di $10^3$ a $5 \times 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$, sufficiente a nutrire l'hub centrale.
• Cinematica e Evoluzione dei Core:
  • Segnali di Infall: La maggior parte dei core protostellari (5, 7, 8, 9) esibisce profili di linea con asimmetria blu in $H^{13}CO^+$ e CCH, confermando il collasso gravitazionale.
  • Espansione/Ridistribuzione: Diversi core, inclusi alcuni candidati prestellari (10, 11, 13) e core protostellari nel regime massivo, mostrano profili con asimmetria rossa, indicando espansione del gas o perdita di massa.
  • Tassi di Infall: I tassi di infall di massa derivati per i core dell'hub variano da $\sim 20$ a $196 \times 10^{-5} M_\odot$ yr$^{-1}$. Notevolmente, i core con profili rossi (es. 10, 11) esibiscono tassi di infall negativi, suggerendo che stiano perdendo massa.
• Relazione Massa-Raggio: Sebbene la maggior parte dei core risieda nel regime di formazione stellare di bassa massa, i core 10, 11 e 14 si trovano nel regime di formazione stellare massiccia ($m(r) > 870 M_\odot (r/\text{pc})^{1.33}$). Tuttavia, la presenza di profili rossi in questi candidati massicci suggerisce che stiano attualmente perdendo materiale piuttosto che accrescendolo.
• Accrescimento di Massa Gerarchico: Lo studio stabilisce un flusso gerarchico:
  • Scala globale ($R \sim 0,74$ pc): $\dot{M} \sim 10^4 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
  • Scala filamentare ($R \sim 0,3$ pc): $\dot{M} \sim 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
  • Scala dei core: $\dot{M} \sim 10^2 M_\odot$ Myr$^{-1}$.
    Crucialmente, i core situati lungo i filamenti ma esterni all'hub (es. 10, 11) sembrano convogliare la massa verso l'hub centrale, mentre i core dell'hub (es. 7, 8) mostrano i tassi di accrescimento più elevati.

Significato e Rivendicazioni
Gli autori sostengono che i loro risultati supportino uno scenario di accrescimento competitivo per la formazione stellare massiccia in G318.049+00.086. L'evidenza suggerisce che il gas non stia accrescendo esclusivamente su isolati core massicci, ma venga incanalato dinamicamente da core meno gravitazionalmente dominanti (situati lungo i filamenti) verso i core situati nell'hub centrale, che è gravitazionalmente più favorevole.

L'articolo afferma che gli elevati tassi di inflow di massa lungo i filamenti ($> 10^3 M_\odot$ Myr$^{-1}$) possono sostenere la crescita dell'hub centrale. Assumendo un'efficienza di formazione stellare (SFE) del 20–30%, la massa accumulata in un intervallo temporale di $2 \times 10^4$ anni sarebbe sufficiente per formare stelle massicce. L'osservazione di profili rossi nei candidati massicci esterni all'hub, in contrasto con i profili blu nell'hub, indica un processo attivo di ridistribuzione della massa in cui il potenziale centrale domina il flusso di accrescimento, in linea con le previsioni dei modelli di accrescimento competitivo.