Published September 1, 2022 | Version v1
Publication Open

ALMA-IMF

Creators

  • 1. Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux
  • 2. Université de Bordeaux
  • 3. Centre National de la Recherche Scientifique
  • 4. Universidad Nacional Autónoma de México
  • 5. Université Grenoble Alpes
  • 6. Université Paris Cité
  • 7. Université Paris Sciences et Lettres
  • 8. École Normale Supérieure - PSL
  • 9. Sorbonne Université
  • 10. Laboratoire d'Etudes du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique et Atmosphères
  • 11. University of Chile
  • 12. University of Florida
  • 13. European Southern Observatory
  • 14. Universitat de Barcelona
  • 15. Institut d'Estudis Espacials de Catalunya
  • 16. Instituto Argentino de Radioastronomía
  • 17. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas
  • 18. The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI
  • 19. National Astronomical Observatory of Japan
  • 20. National Institutes of Natural Sciences
  • 21. University of Concepción

Description

Context. Hot cores are signposts of the protostellar activity of dense cores in star-forming regions. W43-MM1 is a young region that is very rich in terms of high-mass star formation, which is highlighted by the presence of large numbers of high-mass cores and outflows. Aims. We aim to systematically identify the massive cores in W43-MM1 that contain a hot core and compare their molecular composition. Methods. We used Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array (ALMA) high-spatial resolution (~2500 au) data to identify line-rich protostellar cores and carried out a comparative study of their temperature and molecular composition. Here, the identification of hot cores is based on both the spatial distribution of the complex organic molecules and the contribution of molecular lines relative to the continuum intensity. We rely on the analysis of CH 3 CN and CH 3 CCH to estimate the temperatures of the selected cores. Finally, we rescale the spectra of the different hot cores based on their CH 3 OCHO line intensities to directly compare the detections and line intensities of the other species. Results. W43-MM1 turns out to be a region that is rich in massive hot cores. It contains at least one less massive (core #11, 2 M ⊙ ) and seven massive (16−100 M ⊙ ) hot cores. The excitation temperature of CH 3 CN, whose emission is centred on the cores, is of the same order for all of them (120–160 K). There is a factor of up to 30 difference in the intensity of the lines of complex organic molecules (COMs). However the molecular emission of the hot cores appears to be the same or within a factor of 2–3. This suggests that these massive cores, which span about an order of magnitude in core mass, have a similar chemical composition and show similar excitation of most of the COMs. In contrast, CH 3 CCH emission is found to preferentially trace the envelope, with a temperature ranging from 50 K to 90 K. Lines in core #11 are less optically thick, which makes them proportionally more intense compared to the continuum than lines observed in the more massive hot cores. Core #1, the most massive hot core of W43-MM1, shows a richer line spectrum than the other cores in our sample, in particular in N-bearing molecules and ethylene glycol lines. In core #2, the emission of O-bearing molecules, such as OCS, CH 3 OCHO, and CH 3 OH, does not peak at the dust continuum core centre; the blueshifted and redshifted emission corresponds to the outflow lobes, suggesting formation via sublimation of the ice mantles through shocks or UV irradiation on the walls of the cavity. These data establish a benchmark for the study of other massive star-formation regions and hot cores.

⚠️ This is an automatic machine translation with an accuracy of 90-95%

Translated Description (Arabic)

السياق. النوى الساخنة هي علامات على النشاط النجمي الأولي للنوى الكثيفة في مناطق تشكيل النجوم. W43 - MM1 هي منطقة شابة غنية جدًا من حيث تكوين النجوم عالية الكتلة، والتي يبرزها وجود أعداد كبيرة من النوى عالية الكتلة والتدفقات الخارجة. الأهداف. نهدف إلى التعرف بشكل منهجي على النوى الضخمة في W43 - MM1 التي تحتوي على نواة ساخنة ومقارنة تركيبها الجزيئي. الطرق. استخدمنا بيانات Atacama Large Millimeter/sub - mmillimeter Array (ALMA) عالية الدقة المكانية (~2500 au) لتحديد النوى النجمية الأولية الغنية بالخطوط وأجرينا دراسة مقارنة لدرجة حرارتها وتكوينها الجزيئي. هنا، يعتمد تحديد النوى الساخنة على كل من التوزيع المكاني للجزيئات العضوية المعقدة ومساهمة الخطوط الجزيئية بالنسبة لشدة الاستمرارية. نعتمد على تحليل CH 3 CN و CH 3 CCH لتقدير درجات حرارة النوى المختارة. أخيرًا، نعيد قياس أطياف النوى الساخنة المختلفة بناءً على شدة خط CH 3 OCHO لمقارنة عمليات الكشف وشدة الخط للأنواع الأخرى مباشرةً. النتائج. تبين أن W43 - MM1 منطقة غنية بالنوى الساخنة الضخمة. يحتوي على واحد على الأقل أقل ضخامة (اللب #11، 2 م ) وسبعة قلوب ساخنة ضخمة (16-100 م ). درجة حرارة الإثارة لـ CH 3 CN، التي يتركز انبعاثها على النوى، هي من نفس الترتيب لجميعها (120–160 كلفن). هناك عامل يصل إلى 30 اختلافًا في شدة خطوط الجزيئات العضوية المعقدة (COMs). ومع ذلك، يبدو أن الانبعاث الجزيئي للنوى الساخنة هو نفسه أو ضمن عامل 2–3. يشير هذا إلى أن هذه النوى الضخمة، التي تمتد حول ترتيب الحجم في الكتلة الأساسية، لها تركيبة كيميائية مماثلة وتظهر إثارة مماثلة لمعظم COMs. على النقيض من ذلك، تم العثور على انبعاث CH 3 CCH لتتبع الغلاف بشكل تفضيلي، مع درجة حرارة تتراوح من 50 كلفن إلى 90 كلفن. الخطوط في القلب رقم11 أقل سمكًا بصريًا، مما يجعلها أكثر كثافة نسبيًا مقارنة بالسلسلة المتواصلة مقارنة بالخطوط الملحوظة في النوى الساخنة الأكثر ضخامة. يُظهر النواة رقم1، وهي النواة الساخنة الأكثر ضخامة لـ W43 - MM1، طيف خط أكثر ثراءً من النوى الأخرى في عينتنا، لا سيما في الجزيئات الحاملة لـ N وخطوط جليكول الإيثيلين. في القلب رقم2، لا يصل انبعاث الجزيئات الحاملة لـ O، مثل OCS و CH 3 OCHO و CH 3 OH، إلى ذروته في مركز قلب سلسلة الغبار المستمرة ؛ يتوافق الانبعاث المائل باللون الأزرق والمزاح باللون الأحمر مع فصوص التدفق الخارج، مما يشير إلى التكوين عن طريق تسامي عباءات الجليد من خلال الصدمات أو تشعيع الأشعة فوق البنفسجية على جدران التجويف. تضع هذه البيانات معيارًا لدراسة مناطق تكوين النجوم الضخمة الأخرى والنوى الساخنة.

Translated Description (English)

Context. Hot cores are signposts of the protostellar activity of dense cores in star-forming regions. W43-MM1 is a young region that is very rich in terms of high-mass star formation, which is highlighted by the presence of large numbers of high-mass cores and outflows. Aims. We aim to systematically identify the massive cores in W43-MM1 that contain a hot core and compare their molecular composition. Methods. We used Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array (ALMA) high-spatial resolution (~2500 au) data to identify line-rich protostellar cores and carried out a comparative study of their temperature and molecular composition. Here, the identification of hot cores is based on both the spatial distribution of the complex organic molecules and the contribution of molecular lines relative to the continuum intensity. We rely on the analysis of CH 3 CN and CH 3 CCH to estimate the temperatures of the selected cores. Finally, we rescale the spectra of the different hot cores based on their CH 3 OCHO line intensities to directly compare the detections and line intensities of the other species. Results. W43-MM1 turns out to be a region that is rich in massive hot cores. It contains at least one less massive (core #11, 2 M ) and seven massive (16−100 M ) hot cores. The excitation temperature of CH 3 CN, whose emission is centred on the cores, is of the same order for all of them (120–160 K). There is a factor of up to 30 difference in the intensity of the lines of complex organic molecules (COMs). However, the molecular emission of the hot cores appears to be the same or within a factor of 2–3. This suggests that these massive cores, which span about an order of magnitude in core mass, have a similar chemical composition and show similar excitation of most of the COMs. In contrast, CH 3 CCH emission is found to preferentially trace the envelope, with a temperature ranging from 50 K to 90 K. Lines in core #11 are less optically thick, which makes them proportionally more intense compared to the continuum than lines observed in the more massive hot cores. Core #1, the most massive hot core of W43-MM1, shows a richer line spectrum than the other cores in our sample, in particular in N-bearing molecules and ethylene glycol lines. In core #2, the emission of O-bearing molecules, such as OCS, CH 3 OCHO, and CH 3 OH, does not peak at the dust continuum core center; the blueshifted and redshifted emission corresponds to the outflow lobes, suggesting formation via sublimation of the ice mantles through shocks or UV irradiation on the walls of the cavity. These data establish a benchmark for the study of other massive star-formation regions and hot cores.

Translated Description (French)

Contexte. Les noyaux chauds sont des indicateurs de l'activité protostellaire des noyaux denses dans les régions de formation d'étoiles. W43-MM1 est une région jeune qui est très riche en termes de formation d'étoiles de grande masse, ce qui est mis en évidence par la présence d'un grand nombre de carottes et d'écoulements de grande masse. Objectifs. Nous visons à identifier systématiquement les noyaux massifs dans W43-MM1 qui contiennent un noyau chaud et à comparer leur composition moléculaire. Méthodes. Nous avons utilisé les données à haute résolution spatiale (~2500 ua) de l'Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array (ALMA) pour identifier les noyaux protostellaires riches en lignes et avons effectué une étude comparative de leur température et de leur composition moléculaire. Ici, l'identification des noyaux chauds est basée à la fois sur la distribution spatiale des molécules organiques complexes et sur la contribution des lignes moléculaires par rapport à l'intensité du continuum. Nous nous appuyons sur l'analyse du CH 3 CN et du CH 3 CCH pour estimer les températures des carottes sélectionnées. Enfin, nous redimensionnons les spectres des différents noyaux chauds en fonction de leurs intensités de raies CH 3 OCHO pour comparer directement les détections et les intensités de raies des autres espèces. Résultats. W43-MM1 s'avère être une région riche en noyaux chauds massifs. Il contient au moins un noyau moins massif (noyau n °11, 2 M ) et sept noyaux chauds massifs (16−100 M ). La température d'excitation du CH 3 CN, dont l'émission est centrée sur les noyaux, est du même ordre pour tous (120–160 K). Il y a un facteur allant jusqu'à 30 de différence dans l'intensité des lignes de molécules organiques complexes (COM). Cependant, l'émission moléculaire des noyaux chauds semble être la même ou dans un facteur de 2–3. Cela suggère que ces noyaux massifs, qui s'étendent sur environ un ordre de grandeur en masse de noyau, ont une composition chimique similaire et montrent une excitation similaire de la plupart des OCM. En revanche, l'émission de CH 3 CCH trace préférentiellement l'enveloppe, avec une température allant de 50 K à 90 K. Les lignes dans le noyau #11 sont moins épaisses optiquement, ce qui les rend proportionnellement plus intenses par rapport au continuum que les lignes observées dans les noyaux chauds plus massifs. Le noyau n °1, le noyau chaud le plus massif de W43-MM1, présente un spectre de raies plus riche que les autres noyaux de notre échantillon, en particulier dans les molécules contenant de l'azote et les lignées d'éthylène glycol. Dans le noyau n °2, l'émission de molécules porteuses d'O, telles que OCS, CH 3 OCHO et CH 3 OH, ne culmine pas au centre du noyau du continuum de poussière ; l'émission décalée vers le bleu et vers le rouge correspond aux lobes d'écoulement, suggérant la formation par sublimation des manteaux de glace par des chocs ou une irradiation UV sur les parois de la cavité. Ces données établissent une référence pour l'étude d'autres régions massives de formation d'étoiles et de noyaux chauds.

Translated Description (Spanish)

Contexto. Los núcleos calientes son indicadores de la actividad protoestelar de núcleos densos en regiones de formación estelar. W43-MM1 es una región joven que es muy rica en términos de formación de estrellas de gran masa, lo que se destaca por la presencia de un gran número de núcleos y salidas de gran masa. Objetivos. Nuestro objetivo es identificar sistemáticamente los núcleos masivos en W43-MM1 que contienen un núcleo caliente y comparar su composición molecular. Métodos. Utilizamos datos de alta resolución espacial (~2500 au) del Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array (ALMA) para identificar núcleos protoestelares ricos en líneas y llevamos a cabo un estudio comparativo de su temperatura y composición molecular. Aquí, la identificación de núcleos calientes se basa tanto en la distribución espacial de las moléculas orgánicas complejas como en la contribución de las líneas moleculares en relación con la intensidad del continuo. Nos basamos en el análisis de CH 3 CN y CH 3 CCH para estimar las temperaturas de los núcleos seleccionados. Finalmente, reescalamos los espectros de los diferentes núcleos calientes en función de sus intensidades de línea CH 3 OCHO para comparar directamente las detecciones e intensidades de línea de las otras especies. Resultados. W43-MM1 resulta ser una región rica en núcleos calientes masivos. Contiene al menos un núcleo caliente menos masivo (núcleo #11, 2 M ) y siete núcleos calientes masivos (16-100 M ). La temperatura de excitación de CH 3 CN, cuya emisión se centra en los núcleos, es del mismo orden para todos ellos (120–160 K). Existe un factor de hasta 30 de diferencia en la intensidad de las líneas de moléculas orgánicas complejas (COMS). Sin embargo, la emisión molecular de los núcleos calientes parece ser la misma o dentro de un factor de 2–3. Esto sugiere que estos núcleos masivos, que abarcan aproximadamente un orden de magnitud en la masa del núcleo, tienen una composición química similar y muestran una excitación similar de la mayoría de los COM. Por el contrario, se encuentra que la emisión de CH 3 CCH traza preferentemente la envolvente, con una temperatura que oscila entre 50 K y 90 K. Las líneas en el núcleo #11 son menos gruesas ópticamente, lo que las hace proporcionalmente más intensas en comparación con el continuo que las líneas observadas en los núcleos calientes más masivos. El núcleo #1, el núcleo caliente más masivo de W43-MM1, muestra un espectro de líneas más rico que los otros núcleos de nuestra muestra, en particular en moléculas portadoras de N y líneas de etilenglicol. En el núcleo #2, la emisión de moléculas con O, como OCS, CH 3 OCHO y CH 3 OH, no alcanza su punto máximo en el centro del núcleo del continuo de polvo; la emisión desplazada hacia el azul y hacia el rojo corresponde a los lóbulos de salida, lo que sugiere la formación a través de la sublimación de los mantos de hielo a través de choques o irradiación UV en las paredes de la cavidad. Estos datos establecen un punto de referencia para el estudio de otras regiones de formación estelar masiva y núcleos calientes.

Files

aa43669-22.pdf.pdf

Files (24 Bytes)

⚠️ Please wait a few minutes before your translated files are ready ⚠️ Note: Some files might be protected thus translations might not work.
Name Size Download all
md5:7624dcbc096921e31a1da610e19a546e
24 Bytes
Preview Download

Additional details

Additional titles

Translated title (Arabic)
ALMA - IMF
Translated title (English)
ALMA-IMF
Translated title (French)
ALMA-IMF
Translated title (Spanish)
ALMA-IMF

Identifiers

Other
https://openalex.org/W4288035873
DOI
10.1051/0004-6361/202243669

Is supplement to
https://openalex.org/W4302046033 (Other)
https://openalex.org/W3098442773 (Other)
https://openalex.org/W3092888941 (Other)
https://openalex.org/W2600397196 (Other)
https://openalex.org/W2160010470 (Other)
https://openalex.org/W2053976937 (Other)
https://openalex.org/W1996823845 (Other)
https://openalex.org/W1964175289 (Other)
https://openalex.org/W1847071408 (Other)
https://openalex.org/W1810790886 (Other)

GreSIS Basics Section

Is Global South Knowledge
Yes
Country
Argentina

References

  • https://openalex.org/W1947770404
  • https://openalex.org/W1985708569
  • https://openalex.org/W1990596747
  • https://openalex.org/W2000083902
  • https://openalex.org/W2034291173
  • https://openalex.org/W2055389130
  • https://openalex.org/W2065585848
  • https://openalex.org/W2068540333
  • https://openalex.org/W2075058300
  • https://openalex.org/W2087359518
  • https://openalex.org/W2102942814
  • https://openalex.org/W2109335112
  • https://openalex.org/W2158740307
  • https://openalex.org/W2170292914
  • https://openalex.org/W2398436633
  • https://openalex.org/W2604488401
  • https://openalex.org/W2765788136
  • https://openalex.org/W2796042858
  • https://openalex.org/W2895239658
  • https://openalex.org/W2895499434
  • https://openalex.org/W2984569821
  • https://openalex.org/W3003981391
  • https://openalex.org/W3006163391
  • https://openalex.org/W3044887751
  • https://openalex.org/W3098942734
  • https://openalex.org/W3099056949
  • https://openalex.org/W3099594512
  • https://openalex.org/W3100043714
  • https://openalex.org/W3100043814
  • https://openalex.org/W3100139948
  • https://openalex.org/W3100926090
  • https://openalex.org/W3101088747
  • https://openalex.org/W3103063070
  • https://openalex.org/W3105339136
  • https://openalex.org/W3106159183
  • https://openalex.org/W3106181171
  • https://openalex.org/W4200166884
  • https://openalex.org/W4224086156
  • https://openalex.org/W4231705362
  • https://openalex.org/W4288080095
  • https://openalex.org/W4290572372
  • https://openalex.org/W4295693855