[論文レビュー] Astrochemistry of Sub-Millimeter Sources in Orion: Studying the Variations of Molecular Tracers with Changing Physical Conditions

Doug Johnstone, A. M. S. Boonman+1 more|NPARC|Oct 6, 2003

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 68被引用数 57

ひとこと要約

本研究では、オリオン分子雲内の7つのサブミリ波長源における分子トレーサーを調査し、分子線放出が物理的・化学的状態とどのように関連するかを検討した。CO、H₂CO、CH₃OH、HCN、HNC、CN、CS、SOの線に対する統計平衡モデルを用いた分析から、より高い全放射光度を示すプロトスタービーム源では、CO、H₂CO、CH₃OH、CSの同位体に高い付加量が認められ、内部温度が50 K以上、密度が10⁷ cm⁻³以上である必要があることが判明した。これは、埋め込まれたプロトスターより加熱される温かく密度の高いエンVELOープが存在することを示している。ショック領域ではCO線の混入が60%を超えるが、大多数の源では10%未満であり、エネルギーの高い源では他の分子が顕著に寄与している。

ABSTRACT

Cornerstone molecules (CO, H_2CO, CH_3OH, HCN, HNC, CN, CS, SO) were observed toward seven sub-millimeter bright sources in the Orion molecular cloud in order to quantify the range of conditions for which individual molecular line tracers provide physical and chemical information. Five of the sources observed were protostellar, ranging in energetics from 1 - 500L_sun, while the other two sources were located at a shock front and within a photodissociation region (PDR). Statistical equilibrium calculations were used to deduce from the measured line strengths the physical conditions within each source and the abundance of each molecule. In all cases except the shock and the PDR, the abundance of CO with respect to H_2 appears significantly below (factor of ten) the general molecular cloud value of 10^-4. {Formaldehyde measurements were used to estimate a mean temperature and density for the gas in each source. Evidence was found for trends between the derived abundance of CO, H_2CO, CH_3OH, and CS and the energetics of the source, with hotter sources having higher abundances.} Determining whether this is due to a linear progression of abundance with temperature or sharp jumps at particular temperatures will require more detailed modeling. The observed methanol transitions require high temperatures (T>50 K), and thus energetic sources, within all but one of the observed protostellar sources. The same conclusion is obtained from observations of the CS 7-6 transition. Analysis of the HCN and HNC 4-3 transitions provides further support for high densities n> 10^7 cm^-3 in all the protostellar sources.

研究の動機と目的

• 星形成領域における主要な分子トレーサー（CO、H₂CO、CH₃OH、HCN、HNC、CN、CS、SO）が信頼できる診断指標となる物理的・化学的条件の範囲を定量化すること。
• オリオンのサブミリ波長源における全放射光度、温度、密度の変動が、分子付加量と線励起に与える影響を評価すること。
• 特に850 μmにおける分子線の混入がサブミリ波長連続スペクトル測定に与える影響を評価すること。
• 分子線比と励起状態を用いて、プロトスタービームからの内部加熱とPDRまたはショックによる外部加熱を区別すること。

提案手法

• 観測された線強度から物理的条件（温度、密度）と分子付加量を導出するために、統計平衡計算が用いられた。
• コアとなる分子（例：CO 3–2、H₂CO、CH₃OH、CS 7–6、HCN/HNC 4–3）の複数の遷移線が観測され、異なる励起状態と密度領域をプローブした。
• 線プロファイルと積分線強度の分析により、アウトフローおよび乱流などの運動的構造が推定された。
• 各源における線強度と全サブミリ波長強度の比較により、850 μm連続スペクトルへの分子線の寄与が定量された。
• 5つのプロトスタービーム源、1つのショック前線、1つのPDRを含む7つの源を比較分析することで、全放射光度と環境に伴う傾向の特定が可能になった。
• モデルの仮定には、局所的熱力学的平衡（LTE）近似と、線励起のための臨界密度推定値が含まれた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 オリオンのプロトスタービーム源におけるCO、H₂CO、CH₃OH、CSの分子付加量は、源の全放射光度にどのように依存するか？
• RQ2 分子線プロファイルと励起状態は、プロトスタービーム源における内部加熱およびアウトフロー活動をどの程度示しているか？
• RQ3 分子線放出が850 μm連続スペクトルへの寄与はどの程度で、いつ支配的になるか？
• RQ4 ホルマールデヒドヒドや他のトレーサーから導かれる物理的条件（T、n）は、異なる源タイプ間でどのように比較できるか？
• RQ5 分子線比（例：[HCN]/[HNC]）を用いることで、内部プロトスタービーム加熱と外部PDR加熱を区別できるか？

主な発見

• すべてのプロトスタービーム源において、COのH₂に対する付加量は、通常の雲の値10⁻⁴に対して10倍も減少している。
• 全放射光度が1–500 L⊙のプロトスタービーム源では、CO、H₂CO、CH₃OH、CSの付加量が系統的に高くなっており、内部加熱と相関していることが示唆された。
• メタノールおよびCS 7–6遷移線は、1つの源を除き、すべてのプロトスタービーム源でガス温度が50 K以上を要しており、強い内部加熱と温かく密度の高いエンVELOープが存在することを示している。
• すべてのプロトスタービーム源は、HCNおよびHNC 4–3線プロファイルによって確認されたように、高密度（n > 10⁷ cm⁻³）であることが判明し、密なエンVELOープ構造と整合的である。
• CO 3–2線プロファイルは、1つの源を除き、すべてで幅広いウィングを示しており、内部アウトフローを示している。ショック領域では極端な運動的特徴が観測された。
• ショック領域では、CO線が850 μmの全フラックスの66%以上を占めており、他の源ではCOの混入は10%未満であるが、エネルギーの高い源では他の分子が最大40%の寄与をしている。