Benchmarking the infrared dark cloud G351.77-0.53: Gaia DR3 distance, mass distribution, and star formation content.

Abstract

While intensively studied, it remains unclear how the star formation (SF) in Infrared Dark Clouds (IRDCs) compares to that of nearby clouds. We study G351.77-0.53 (henceforth G351), a cluster-forming filamentary IRDC. We begin by characterizing its young stellar object (YSO) content. Based on the average parallax of likely members, we obtain a Gaia distance of ∼ 2,0±0,15 kpc, resolving the literature distance ambiguity. Using our Herschel-derived N(H2) map, we measure a total gas mass of 10200 M⊙ (within 11 pc2) and the average line-mass profile of the entire filament, which we model as λ = 1585(w/pc)0,62 M⊙ pc−1. At w < 0,63 pc, our λ profile is higher and has a steeper power-law index than λ profiles extracted in Orion A and most of its substructures. Based on the YSOs inside the filament area, we estimate the SF efficiency (SFE) and SF rate (SFR). We calculate a factor of 5 incompleteness correction for our YSO catalog relative to Spitzer surveys of Orion A. The G351 SFE is ∼ 1,8 times lower than that of Orion A and lower than the median value for local clouds. We measure SFR and gas masses to estimate the efficiency per free-fall time, εff. We find that εff is ∼1.1 dex below the previously proposed mean local relation, and ∼ 4,7× below Orion A. These observations indicate that local SF-relations do not capture variations present in the Galaxy. We speculate that cloud youth and/or magnetic fields might account for the G351 inefficiency.

Presentamos un estudio sobre la actividad global de formación de estrellas en la nube molecular G351.77-0.54 (G351 en adelante). La nube se caracteriza por su estructura filamentosa y opaca al infrarrojo (IR), y por evidenciar formación de un proto- cúmulo de estrellas. Nuestro objetivo es establecer sus propiedades de formación estelar y compararlas con las de otras regiones estándar, como la nube de Orion-A y sus subestructuras. Comenzamos caracterizando sus Objetos Estelares Jóvenes (YSOs, por sus siglas en inglés) usando YSOs de archivo e identificando nuevos YSOs. Combinamos estas fuentes con las de Gaia DR3 y, a partir de los paralajes promedio de miembros probables de la nube, obtenemos una distancia de ∼ 2,0 ± 0,15 kpc, resolviendo la gran ambiguedad en literatura sobre la distancia. Usando nuestro mapa de N(H2) derivado de Herschel, medimos una masa total de 10200 M⊙ (en un área de 11 pc2 ) para el filamento, además de su perfil de masa promediada por unidad de longitud, el cual modelamos como una simple ley de potencia λ = 1585(w/pc) 0,62 M⊙ pc−1 , donde w es el radio (projectado en el cielo) del filamento. Nuestro perfil λ es dominado por la emisión del filamento dentro de w < 0,63 pc, donde tanto el perfil como el índice de potencia de λ son mayores que los de Orion A y sus subestructuras, excepto los del centro del Cúmulo de Orion (para w ≲ 0,19 pc). Esto demuestra que G351 contiene un gran reservorio de gas denso, el cual puede potencialmente acelerar su formación de estrellas. A partir de las YSOs vistas en el filamento (dentro de w < 0,63 pc), estimamos su Eficiencia y Tasa de Formación Estelar (SFE y SFR respectivamente, por sus siglas en inglés), aplicando un factor de 5 para corregir la incompletitud del catálogo de YSOs, calibrado a la distancia de Orion A. Así, la SFE de G351 es ∼ 1,8 veces menor que la de Orion A y menor que la del valor medio de las nubes moleculares locales de la Galaxia. Para diferentes contornos de emisión de N(H2), medimos SFRs y masas de gas para estimar la Eficiencia por tiempo de free-fall (εff) de G351, y verificar leyes de formación propuestas para nubes locales. Observamos que nuestro εff es 1.1 dex inferior al promedio de dicha ley, y ∼ 4,7× inferior al de Orion A. Estas observaciones indican que tal ley de formación estelar no refleja las variaciones presentes en sistemas formadores de estrellas de la Galaxia. Finalmente, especulamos que una acentuada juventud y/o campos magnéticos podrían explicar la ineficiencia para formar estrellas de G351.