Formation de nuages moléculaires derrière des ondes de choc

Motivés par notre article précédent, dans lequel nous avons plaidé pour la formation de nuages moléculaires à partir de flux à grande échelle dans le milieu interstellaire galactique diffus, nous examinons la formation de gaz moléculaire derrière des chocs dans un gaz atomique en utilisant un modèle chimique/dynamique unidimensionnel. Dans notre analyse, nous mettons particulièrement l'accent sur les contraintes exercées sur l'évolution dynamique par la chimie. Le résultat le plus important de cette étude est de souligner l'importance de protéger le gaz moléculaire des effets destructeurs des radiations UV. Pour des pressions de choc comparables ou dépassant les pressions typiques du milieu interstellaire local, l'auto-protection contrôle le temps de formation de l'hydrogène moléculaire, mais la formation de CO nécessite la protection du champ de radiation interstellaire par des grains de poussière. Nous constatons que pour des paramètres typiques, l'abondance fractionnaire d'hydrogène moléculaire peut devenir significative bien avant la formation de CO. L'échelle de temps pour la formation de nuages moléculaires (CO) n'est pas déterminée par le taux de formation de H2 sur les grains, mais plutôt par l'échelle de temps nécessaire pour accumuler une densité de colonne ou une extinction suffisante, AV k 0:7. Le rapport local de gaz atomique à gaz moléculaire (4:1), associé à de courtes estimations pour les durées de vie des nuages moléculaires (3–5 Myr), suggère que les échelles de temps pour accumuler des nuages moléculaires à partir de matériel atomique ne doivent généralement pas dépasser environ 12–20 Myr. En se basant sur l'exigence de protection, cela implique que le produit typique de la densité présock et de la vitesse doit être nvk 20 cm3 km s1. En retour, selon la vitesse du choc, cela implique un choc ram.