Verstärkte Sternentstehung durch das Hoch

Apr 20, 2024

Nature Astronomy Band 7, Seiten 541–545 (2023)Diesen Artikel zitieren

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Die Mikrophysik der molekularen Wasserstoffbildung hat Einfluss auf die Sternentstehungsraten im galaktischen Maßstab über die kosmische Zeit. H2 ist das Kühlmittel, das benötigt wird, um den Wolkenkollaps einzuleiten und die Effizienz der Sternentstehung zu regulieren. Unter typischen interstellaren Bedingungen ist die H2-Bildung in der Gasphase ineffizient, sodass Staubkornoberflächen als Katalysatoren fungieren müssen. Es hat sich gezeigt, dass kleine kohlenstoffhaltige Körner mit einer Größe von etwa 4 bis 100–200 Å, einschließlich polyzyklischer aromatischer Kohlenwasserstoffe (PAK), aufgrund ihres großen Oberflächen-Volumen-Verhältnisses die H2-Bildungsraten erhöhen. Früher ging man davon aus, dass die H2-Bildungsrate auf PAHs oberhalb von Temperaturen von 50 K sinkt und dass die Rekombination von H-Atomen erst unterhalb von 20 K hocheffizient ist. Bisher deuten sowohl Laborexperimente als auch theoretische Modellierungen darauf hin, dass sich H2 auf Körnern mit Temperaturen über 50 K nicht bilden kann 100 K. Hier berichten wir über Beweise durch direkte Labormessungen für die hocheffiziente Bildung von H2 bei Temperaturen bis zu 250 K auf kohlenstoffhaltigen Oberflächen, die interstellaren Staub imitieren. Indem sie ihre Bildung in Richtung wärmerer Temperaturen vorantreiben, könnten die H2-Moleküle beginnen, wesentlich zur Abkühlung wärmeren Gases (Temperaturen von etwa 50–250 K) beizutragen. Dies wird einen deutlichen Einfluss auf unser Verständnis der H2-Bildung in nahen Galaxien und ihrer Effizienz in Galaxien mit hoher Rotverschiebung haben, in denen der kosmische Mikrowellenhintergrund die Staubtemperaturen bereits auf über 20 K treibt.

Molekularer Wasserstoff H2 ist das kleinste, einfachste, aber am häufigsten vorkommende Molekül im Universum. Seine Häufigkeit (1) prägt die molekularen Phasen des interstellaren Mediums (ISM), in dem Sterne entstehen, da seine Selbstabschirmung gegenüber der interstellaren Strahlung1 die Ausdehnung steuert der Photodissoziationsregionen H2 (Lit. 2) und (2) reguliert die Sternentstehungseffizienz durch die Wirkung von H2 und den anschließend gebildeten Molekülen, Kühllinien auf die ISM-Kühlfunktion für Gastemperatur T ≤ 104 K (Lit. 3). ,4). Molekularer Wasserstoff hat drei Hauptbildungswege: (1) den H+-Weg (H + H+ → H2+ + hν, H2+ + H → H2 + H+), der für Rotverschiebungen z von etwa 400 dominiert, (2) den H−-Weg ( H + e− → H− + hν, H− + H → H2 + e−), der für az von ungefähr 100 dominiert, und (3) der katalytische Weg der Kornoberfläche (H + H + Oberfläche → H2 + Oberfläche), der dominiert im lokalen Universum (z = 0). Die beiden Gasphasenrouten dominieren im Urgas des frühen Universums und spielen, obwohl ineffizient, eine Hauptrolle bei der Entstehung der ersten Sterne (Sterne der Population III).

Der vorherrschende H2-Bildungsweg hängt vom Vorhandensein von Staubkörnern und damit von der Metallizität und der Staubtemperatur ab. Die H2-Bildung auf Staubkörnern kann auch bei der Rotverschiebung 6–7 dominieren, nach der Bildung der ersten Sterne und der Anreicherung des ISM mit Metallen und Staubkörnern5,6. Unsere vorliegende Studie konzentriert sich auf diesen dritten und wichtigsten Weg. Der Prozess der H2-Bildung auf interstellaren Körnern kann in drei Schritten zusammengefasst werden. Die erste besteht im Anhaften von Atomen aus der Gasphase an den Kornoberflächen, die zweite bezieht sich auf die Diffusion und Reaktivität der Atome an der Oberfläche und die dritte auf die Rückkehr des Moleküls in die Gasphase. Der kritischste Schritt ist der zweite, da je nach Temperatur des Korns die bereits adsorbierten Atome desorbieren können, bevor ein neues Atom eintrifft, was die Rekombination unmöglich macht. Aus diesem Grund nimmt die Rekombinationseffizienz beispielsweise auf einer Wassereisoberfläche ab 12–15 K abrupt ab, da die Bindungsenergie von physisorbiertem H niedrig ist (die Verweilzeit von H ist bei steigender Temperatur kurz). Dasselbe wurde für Silikatoberflächen beobachtet8. Bei Graphit- oder amorphen Kohlenstoffoberflächen ist der Bereich größer.9 Wenn die Atome jedoch insgesamt nicht chemisorbieren (d. h. keine kovalente Bindung mit der Oberfläche eingehen können), kann die Bildungseffizienz aufgrund der schnellen Desorption von mehr als 20 K nicht mehr wichtig sein H. Auf einer aliphatischen Kohlenstoffoberfläche wurde über HD-Rekombination bei höheren Temperaturen, aber mit geringen Wirkungsquerschnitten berichtet10. Wenn die Atome chemisorbieren können, schätzten Cazaux et al.11, dass die H2-Bildung oberhalb von 50 K abnehmen und bei 150 K langsam auf Null absinken sollte. Es wurden viele Studien zur H-Haftung, -Diffusion und -Rekombination auf verschiedenen Oberflächen durchgeführt und sind in gesammelt der Übersichtsartikel von Wakelam et al.12. Es wurde jedoch noch nie eine direkte Messung der Rekombinationseffizienz bei Temperaturen über 20 K durchgeführt.

Dust grains at high redshift are probably partly in the form of very small graphitic grains (PAHs). In fact, both in the nearby and high-redshift Universe, one can see evidence for the PAH mass fraction correlates with metallicity13,14 due to harder and more intense radiation fields in low-metallicity galaxies. Given the high dust masses in several high-redshift galaxies, rather high metallicities are expected. Indeed, both observations and models suggest that the metallicity can already be around 20% of the solar value15,16, which would still allow for sufficient PAHs to be present in these high-z galaxies. Recent ALMA (Atacama large millimetre/submillimetre array) observations have demonstrated the presence of large quantities of dust already at redshifts of roughly z = 6–9 (refs. 17,18, 4 submillimeter galaxy. Astrophys. J. 786, 31 (2014)." href="/articles/s41550-023-01902-4#ref-CR19" id="ref-link-section-d12002356e594"> 19; Spilker, JS et al., unveröffentlichtes Manuskript); Es ist wahrscheinlich, dass die H2-Bildung auf Staubkörnern bereits der dominierende Mechanismus in diesen Galaxien ist. Theoretische Modelle sagen Staubtemperaturen in riesigen Molekülwolken mit hoher Rotverschiebung über 60 K voraus (Ref. 20), während Schätzungen aus Beobachtungsstudien zwischen 40 und 80 K liegen (Ref. 21, 22, 23). Die Tatsache, dass die Sternentstehung in diesen Galaxien effizient ist, legt nahe, dass die H2-Bildung bei diesen Temperaturen auch effizient sein muss, um ein hohes Maß an Sternentstehungsaktivität zu ermöglichen. Die in diesem Artikel berichteten experimentellen Ergebnisse haben das Potenzial, unser Verständnis der Entstehung der ersten Generationen von Sternen bei hoher Rotverschiebung zu revolutionieren. Es wurde vermutet, dass die hohe H2-Bildungsrate, die anhand der Beobachtung der Photodissoziationsregion (PDR) geschätzt wurde, auf die katalytische Wirkung von PAH24 zurückzuführen ist, und seine Neigung zur Chemisorption wurde berechnet25. In der Literatur gibt es mehrere Studien, die hervorheben, dass das Vorhandensein kleiner kohlenstoffhaltiger Körner mit einem im Vergleich zu großen Körnern großen Oberfläche-Volumen-Verhältnis die H2-Bildungsraten erhöht24,26. Direkte experimentelle Ergebnisse, die die Hypothese von PAKs als aktiven Katalysatoren für die H2-Bildung unter interstellaren Bedingungen stützen, fehlen bisher. Diese Studie liefert einen Durchbruch in experimentellen Erkenntnissen und wird endlich eine Abschätzung des bisher nicht berücksichtigten Beitrags von PAKs zur interstellaren H2-Bildung bei höheren Temperaturen ermöglichen.

Abbildung 1 zeigt das Protokoll, mit dem wir die Rekombinationseffizienz von D in D2 für eine bestimmte Oberfläche und Temperatur messen. Die Experimente werden mit dem FORMOLISMUS-Aufbau (Bildung von Molekülen im interstellaren Medium) durchgeführt: einer Ultrahochvakuumkammer (UHV), in der sich ein Kupferprobenhalter befindet, der mit einem Kryostaten verbunden ist, in dem die Coronenfilmoberfläche abgeschieden wird. Die Strahllinie mit D2 zielt auf die Oberfläche, wo die in diesem Artikel berichteten temperaturabhängigen Ergebnisse gemessen werden. Der Nachweis erfolgt durch ein Quadrupol-Massenspektrometer (QMS). Weitere Einzelheiten zu den Besonderheiten des verwendeten Setups finden Sie im Abschnitt „Methoden“.

Vergleich zwischen M4-Signalen (D2, m/z 4) unter Verwendung von Coronen (schwarze Linie, Ts = 250 K) und c-ASW (hellblaue Linie, Ts = 100 K) als Oberflächen (links); vier schematische Konfigurationen des FORMOLISMUS, einschließlich Position und Rolle der Flagge, Position des QMS in Verbindung mit den vier links (rechts) gezeigten Unterteilungen des Signals. Die grünen Linien zeigen die Werte der Rekombinationseffizienzen (ε).

Für die Rekombinationseffizienzexperimente wird das QMS vor der Oberfläche platziert und misst hauptsächlich, was von der Oberfläche kommt (plus einige unvermeidbare Hintergrundbeiträge von der Kammerwand). Der Strahl, ob dissoziiert (1, 2) oder nicht (3, 4), kann von der Flagge (1, 4) abgefangen werden (Abb. 1). Auf diese Weise können wir den Beitrag der Kammer abziehen. Die schwarze Kurve im linken Feld ist die Messung von M4 (m/z = 4 entsprechend D2) unter Verwendung eines bei 250 K gehaltenen Coronenfilms als Oberfläche, während die blaue Kurve für einen amorphen, kompakten, festen Wassereisfilm (ca -ASW) mit 30 Schichten Dicke, die bei 100 K auf dem Probenhalter abgeschieden wurden. Der Eisfilm wurde abgeschieden, um unser Protokoll zu validieren und den Unterschied in den Ergebnissen in Bezug auf die Verwendung von Coronen als Oberfläche zu beweisen. Für die blaue Kurve beobachten wir keinen Anstieg von M4, wenn der dissoziierte Strahl auf die Oberfläche gerichtet ist. Der Anstieg zwischen den Schritten 1 und 2 ist nur auf den undissoziierten Teil des Strahls zurückzuführen. Im Gegenteil beobachten wir einen deutlichen Anstieg des Signals bei Verwendung der Coronene-Folie (schwarze Kurve). Dies ist ein direkter Beweis dafür, dass im Fall von Coronenfilmen D2-Moleküle gebildet werden und leicht desorbieren, um vom QMS erkannt zu werden. Im Fall von Wassereis wird der Beitrag der D2-Bildung erwartungsgemäß als vernachlässigbar gemessen, was die Robustheit des Protokolls zeigt. Aus diesem Diagramm und unter Berücksichtigung der Dissoziationseffizienz können wir die Effizienz der D + D-Rekombination berechnen, die durch die Oberfläche bei einer bestimmten Temperatur vermittelt wird. Da das Gesamtsignal von M4, das bei eingeschaltetem Plasma detektiert wird, gleich dem Hintergrundsignal plus dem undissoziierten Teil des Strahls und dem Signal aus der Rekombination ist, wird die Effizienz (ε) wie folgt ausgedrückt:

wobei M4plasma on − BKGplasma on das mit dem QMS erfasste Gesamtsignal ist, wenn das Plasma nach Subtraktion des Hintergrunds (BKG) eingeschaltet ist; (M4plasma off – BKGplasma ff) × (1 – τ) ist der Teil des Signals, der von den undissoziierten Molekülen kommt, und wobei τ die Dissoziationseffizienz (%) darstellt, die vor und nach jedem Experiment gemessen wurde (Einzelheiten hierzu finden Sie in den Zusatzinformationen). Berechnung). ε wird auf das Signal von m/z = 4 normiert, das erkannt wurde, als das Plasma ausgeschaltet war, subtrahiert von seinem Hintergrund (M4plasma aus − BKGplasma aus). ε entspricht der Wahrscheinlichkeit, dass ein Atom beim Auftreffen auf die Oberfläche rekombiniert und als Molekül erkannt wird. Es umfasst alle Schritte der Akkretion, Diffusion und Reaktion. Die Definition der Rekombinationseffizienz kann daher je nach Einbeziehung dieser Schritte unterschiedlich sein. Bei Cazaux und Spaans5 umfasst die angezeigte Menge nicht die Akkretionsphase (d. h. die Anhaftungsphase).

Abbildung 2 zeigt die Variation von ε mit der Oberflächentemperatur. Die Punkte bei Temperaturen über 100 K wurden bei einer festen Temperatur gemessen, während die folgenden Punkte im laufenden Betrieb gemessen wurden, wobei die temperaturprogrammierte Technik während der Belichtungsdesorption (DED) mit einer Rampe von 1 K min-127 verwendet wurde. Die Fehlerbalken wurden durch Addition aller Unsicherheitsquellen geschätzt, einschließlich der extremsten Schwankungen der Dissoziationseffizienz, die den größten Beitrag zur Unsicherheit leisten. Wir beobachten ein Plateau über 100 K, bei etwa 20 %, einen höheren Wert bei etwa 30 % zwischen 30 und 80 K, zwei Extremwerte um 20 K und einen starken Abfall bei 10 K. Die Verringerung des Wirkungsgrades bei 10 K ist darauf zurückzuführen das Vorhandensein adsorbierter Moleküle. Das Vorhandensein voradsorbierter Moleküle verringert den direkten Beitrag gebildeter Moleküle, wie dies auch bei Wassereisfilmen beobachtet wurde28. Die Gesamteffizienz der Rekombination hängt von verschiedenen konkurrierenden Mechanismen ab. Das Anhaften oder Anwachsen dürfte in diesem Bereich nicht sehr von der Oberflächentemperatur abhängen29 und sollte etwa 0,5 betragen, was unserem oberen Wert von ε entspricht. Dies ist auf die gewellte Beschaffenheit unseres Coronens zurückzuführen, im Gegensatz zur Verwendung von Graphit als Substrat, wo Coronen einen gleichmäßigen und flachen Film bildet. Die Desorption von Atomen nimmt exponentiell mit der Temperatur zu und sollte zu einem dominanten Verlustkanal werden. Bei einer typischen Bindungsenergie von 45 meV beträgt die Verweilzeit hundert Pikosekunden bei 60 K, daher besteht die einzige Chance für ein Atom zur Rekombination darin, an einer Chemisorptionsstelle eingebaut zu werden. Glücklicherweise kann die C-H-Terminierung von PAH solche Chemisorptionsstellen schaffen. Dies wurde zuerst von Rauls und Hornekaer25 vorgeschlagen und berechnet, und der Einschluss von D-Atomen in Coronen wurde später experimentell nachgewiesen30. Mennella10 hat auch gezeigt, dass die aliphatische Gruppe trotz ihres geringeren Wirkungsquerschnitts ebenfalls eine ähnliche katalytische Rolle spielen könnte. Das Plateau bei etwa 20 % für Temperaturen über 80–100 K ist daher die Wahrscheinlichkeit, dass ein D-Atom mit einem zusätzlichen D-Atom reagiert, das bereits auf der Oberfläche chemisorbiert ist, oder eine Standardposition im Coronenfilm findet. Wir stellen hier fest, dass es eine Barriere für die erste Hydrierung geben sollte, diese hat jedoch unter stationären Bedingungen wie in unserem Versuchsprotokoll keine wirkliche Bedeutung. Die Ergebnisse waren nach einer Exposition von einigen 1015 Atomen pro cm2 konstant, was einem nur leicht superhydrierten Coronenfilm entspricht30. Wenn die Oberflächentemperatur gesenkt wird, erhöht sich die Verweilzeit von D auf der Oberfläche exponentiell, und der Physisorptions-Chemisorptions-Transfer wird wahrscheinlich begünstigt. Das Maximum wird für eine Oberfläche erreicht, die etwas höher als 20 K ist, wenn die Oberfläche noch frei von D2-Molekülen ist, die adsorbiert sein könnten. Unterhalb dieser Temperatur nimmt die Bedeckung mit D2-Molekülen zu und kann D-Atome am Zugang zu reaktiven Stellen/Partnern hindern, indem einfach ihre Akkretionsrate auf der Oberfläche verringert wird. Dies muss in kommenden Experimenten noch genauer untersucht werden. In Anbetracht der Tatsache, dass kleine kohlenstoffhaltige Körner einen dominanten Beitrag zur gesamten Kornoberfläche leisten und über zahlreiche chemisch gebundene Wasserstoffatome verfügen, zeigen wir, dass sie eine Schlüsselrolle bei der H2-Bildung durch Chemisorption spielen. Unsere Studie zeigt, dass der H2-Bildungsweg auf Oberflächen viel effizienter sein kann als bisher angenommen und über einen erweiterten Temperaturbereich hinweg.

Temperaturabhängige prozentuale Rekombinationseffizienz (ε) von D2 auf Coronen. Kreise bezeichnen temperaturprogrammierte DED-Experimente; Dreiecke zeigen isotherme DED-Experimente. Die Daten werden als Mittelwerte ± sem (1 − Sigma-Fehler) dargestellt, wobei die Fehlerbalken aus jeder Komponente der Gleichung von ε abgeleitet werden. Bei diesen Komponenten handelt es sich jeweils um den Durchschnitt des Signals, das bei einer bestimmten Temperatur für diese Setup-Konfiguration (Flag an (BKG) oder aus, Plasma an oder aus) aufgezeichnet wurde und je nach Detektionszeit eine unterschiedliche Probengröße (n-Zahl) liefert.

Sobald kohlenstoffhaltiger Staub auftritt, steigt die Kühlkapazität des ISM stark an und damit auch seine Kondensation in prästellaren Kernen. Unsere Arbeiten zur Oberflächenbildung von molekularem Wasserstoff unter Einbeziehung der Chemisorption auf der Kohlenstoffoberfläche bei Temperaturen um 100–200 K sind von größter Bedeutung in der Astrophysik. Es wird die Position der H/H2-Photodissoziationsfront und die jeweilige Größe der HII-Regionen, PDR und Molekülregionen in einem klassischen PDR-Bild2 verändern. Unsere Ergebnisse könnten darüber hinaus die Untervorhersage der beobachteten H2-Säulendichten durch Modelle31 und die Verschiebung des H/H2-Übergangs näher an die Ionisationsfront in aufgelösten PDRs32 erklären. Darüber hinaus bietet unsere Arbeit eine Möglichkeit, den Widerspruch zwischen der möglichen Entdeckung von Galaxien mit extrem hoher Rotverschiebung durch das James-Webb-Teleskop einerseits33 und andererseits der Rotverschiebungsgrenze, oberhalb derer sich keine Sterne hätten bilden können, die durch Überschreiten der Effizienz ermittelt wird, zu lösen der H2-Bildung in Abhängigkeit von der Staubtemperatur und der Abhängigkeit der Staubtemperatur von der Rotverschiebung21,34,35,36 mit einer letztendlich durch den CMB definierten Mindesttemperatur. Die wärmere CMB von Galaxien mit hoher Rotverschiebung wird im (Sub-)Millimeter-Staubkontinuum und in der Linienemission beobachtet, da sie eine zusätzliche Wärmequelle darstellt37,38.

Die korrekte Berücksichtigung der Bildung von molekularem Wasserstoff über kosmische Zeiten hinweg ist ein Schlüsselelement für die Interpretation der Beobachtungen des James-Webb-Teleskops nicht nur im lokalen Universum, für die H2-Linien in nahegelegenen Galaxien, sondern auch für atomare und molekulare Emissionslinien von Galaxien mit hoher Rotverschiebung im Allgemeinen .

Die Experimente wurden mit dem in Congiu et al.39 ausführlicher beschriebenen FORMOLISM-Versuchsaufbau durchgeführt. Kurz gesagt besteht die Vorrichtung aus einer UHV-Edelstahlkammer mit einem Basisdruck von einigen 10−11 hPa (1 hPa = 1 mbar). Der Probenhalter besteht aus einem Kupferblock mit 1 cm Durchmesser, der thermisch mit einem Kühlfinger eines He-Kryostaten mit geschlossenem Kreislauf verbunden ist und sich in der Mitte der Hauptkammer befindet. Einige Schichten Coronen (C24H12) werden auf dem bei 280 K gehaltenen Probenhalter aus einem beweglichen Tiegel abgeschieden, der 3 cm davon entfernt steht. Der Coronenfilm ist eine gewellte Oberfläche, die wahrscheinlich aus ungeordneten Stapeln oder kleinen Ansammlungen von Coronen besteht und Staubpartikel mit Oberflächendefekten imitiert.

Ein Strahl aus D-Atomen wird durch eine dreistufige Differenzpumpe auf die Oberfläche gerichtet. Anstelle von H wird das AD-Isotop verwendet, da H2 die Hauptverunreinigung jedes UHV-Systems ist und ein besseres Signal-Rausch-Verhältnis ergibt. Wenn der Strahl auf die Oberfläche gerichtet ist, steigt der Gesamtdruck in der Hauptkammer nur um 1 × 10−11 hPa, und der Partialdruck direkt im Strahl an der Oberfläche wird auf etwa 2 × 10−8 hPa geschätzt. Unter solchen Bedingungen landen D-Atome etwa alle 100 s auf einer Oberflächenadsorptionsstelle. Die Atome werden durch eine Plasmaentladung erzeugt, aber die D2-Dissoziationseffizienz ist nicht perfekt. Die Atome haben eine Temperatur leicht über der Raumtemperatur (<350 K) und nähern sich der Oberfläche in einem Winkel von 40°, wodurch ihre kinetische Energie senkrecht zur Oberfläche verringert wird. Das Detektionswerkzeug dieses Aufbaus ist ein QMS, das gedreht werden kann, um je nach Art des Experiments vor den Strahlen oder der Oberfläche platziert zu werden. In unserer experimentellen Methodik müssen einige wichtige Punkte hervorgehoben werden, bevor wir auf die technischen Details eingehen.

Um die Effizienz der Atome beim Scannen der Oberfläche und beim Rekombinieren zu Molekülen abzuleiten, ist es in der Tat äußerst wichtig, die Menge zu berechnen, die unser System produziert, wenn das Plasma eingeschaltet ist (im ausgeschalteten Zustand erreicht nur D2 die Oberfläche) und die Höhe des in der Kammer herrschenden Hintergrundpartialdrucks. Diese Bestimmungen werden dabei helfen, die Menge an D2-Molekülen abzuschätzen, die durch die Rekombination der Atome an die Oberfläche gelangen, und jeden Effekt auszuschließen, der von einer Änderung des Hintergrundsignals während der Experimente herrührt. Ergänzende Abbildung 1 zeigt das Protokoll, das zur Schätzung des Verhältnisses von D2 und D in einem bestimmten Experiment befolgt wurde.

Auf unserer Laborplattform wurden Metadaten erstellt, um sicherzustellen, dass eine Online-Version jedes Datensatzes immer verfügbar und für jedes Mitglied der Laborgruppe oder die am Projekt arbeitenden Forscher zugänglich ist. Dateien werden automatisch drei Jahre nach dem Hochladedatum freigegeben. Die Daten, die die Ergebnisse dieser Studie stützen, sind auf begründete Anfrage beim entsprechenden Autor erhältlich.

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Diese Arbeit wurde vom Europäischen Forschungsrat für das Startstipendium „DustOrigin“ finanziert, gehalten von IDL, Universität Gent, Fördervereinbarungs-ID-Nr. 851622. Es wurde vom SIRC-Projekt der Agence Nationale de la Recherche (ANR) unterstützt (Fördernummer ANR-SPV202448 2020-2024). Diese Arbeit wurde vom Program National 'Physique et Chimie du Milieu Interstellaire', vom Program National Cosmology et Galaxies des CNRS/INSU mit INC/INP und IN2P3, kofinanziert von CEA und CNES, und vom DIM-ACAV+, einem Förderprogramm, unterstützt der Region Ile de France. FG und FD danken den Kollegen von LERMA-CYU für ihre Unterstützung.

CY Universität Cergy Paris, Observatorium Paris, Universität PSL, Universität Sorbonne, CNRS, LERMA, Cergy, Frankreich

Francesco Grieco und François Dulieu

Institut für Physik und Astronomie, Universität Gent, Gent, Belgien

Francesco Grieco und Ilse De Looze

Universität Aix Marseille, CNRS, CNES, LAM, Marseille, Frankreich

Patrice Theulé

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Experimente wurden von FG mit Hilfe von FD und PT durchgeführt. Experimentelle Protokolle wurden von FG und FD entworfen. Die Datenanalyse wurde von FG mit Hilfe von FD durchgeführt. Die Diskussion der Ergebnisse hinsichtlich ihrer astrophysikalischen Bedeutung und Implikationen wurde von PT, IDL und durchgeführt FD Alle in diesem Artikel aufgeführten Autoren haben zum Verfassen beigetragen.

Korrespondenz mit François Dulieu.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

Nature Astronomy dankt Wing-Fai Thi und Liv Hornekær für ihren Beitrag zum Peer-Review dieser Arbeit.

Anmerkung des Herausgebers Springer Nature bleibt hinsichtlich der Zuständigkeitsansprüche in veröffentlichten Karten und institutionellen Zugehörigkeiten neutral.

Ergänzende Abbildung 1 und Diskussion.

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Nachdrucke und Genehmigungen

Grieco, F., Theulé, P., De Looze, I. et al. Verstärkte Sternentstehung durch die Hochtemperaturbildung von H2 auf kohlenstoffhaltigen Staubkörnern. Nat Astron 7, 541–545 (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-01902-4

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Eingegangen: 29. Juli 2022

Angenommen: 25. Januar 2023

Veröffentlicht: 02. März 2023

Ausgabedatum: Mai 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41550-023-01902-4

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