[論文レビュー] C+ Emission from the Magellanic Clouds II. [CII] maps of star-forming regions LMC-N 11, SMC-N 66, and several others

F. P. Israel, P. R. Maloney|Apr 11, 2011

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 81被引用数 31

ひとこと要約

本研究では、クイパー・エアボーン・オブザーバトリ（KAO）のFIFI機器を用いて、LMCおよびSMCの低金属量星形成領域における[CII] 158 μm放射をマッピングした。[CII]/FIR比は1–3%に達しており、これは銀河系のそれよりも顕著に高く、低ダスト環境における長距離のUV平均自由行程に起因する光電界加熱効率の向上により、PAHの存在量が少ないことで加熱率が低下するにもかかわらず、その結果である。

ABSTRACT

We study the 158 micron [CII] fine-structure line emission from star-forming regions as a function of metallicity. We have measured and mapped the [CII] emission from the very bright HII region complexes N 11 in the LMC and N 66 in the SMC, as well as the SMC HII regions N 25, N 27, N 83/N 84, and N 88, with the FIFI instrument on the Kuiper Airborne Observatory. In both the LMC and SMC, the ratio of the [CII] line to the CO line and to the far-infrared continuum emission is much higher than seen almost anywhere else, including Milky Way star-forming regions and whole galaxies. In the low metallicity, low dust-abundance environment of the LMC and the SMC, UV mean free path lengths are much greater than those in the higher-metallicity Milky Way. The increased photoelectric heating efficiencies cause significantly greater relative [CII] line emission strengths. At the same time, similar decreases in PAH abundances have the opposite effect, by diminishing photoelectric heating rates. Consequently, in low-metallicity environments the relative [CII] strengths are high but exhibit little further dependence on actual metallicity. Relative [CII] strengths are slightly higher in the LMC than in the SMC, which has both lower dust and lower PAH abundances.

研究の動機と目的

• LMCおよびSMCの低金属量星形成領域における[CII] 158 μm放射の測定およびマッピングを目的とする。
• 金属量およびダスト含有量が[CII]線放射とFIR連続放射、およびCO放射に対して与える影響を調査することを目的とする。
• 低金属量環境における[CII]放射が強化される物理的メカニズムを理解することを目的とする。
• LMCおよびSMCにおける[CII]とCOおよびFIR放射比を、銀河系および他の銀河と比較することを目的とする。
• PDRにおけるダストおよびPAHによる光電界加熱の役割が[CII]放射に与える影響を評価することを目的とする。

提案手法

• 観測は1992年4月にニュージーランドのクライストチャーチから離陸したクイパー・エアボーン・オブザーバトリ（KAO）に搭載されたMPE/UCB赤外干渉計（FIFI）を用いて実施された。
• FIFIは5×5の焦点面アレイを備え、40″間隔の検出器を有しており、広がった源のマッピングに適したFWHMビームサイズを有する。
• LMC（N11）およびSMC（N25, N27, N66, N83/N84, N88）の複数の領域で、[CII]線放射を158 μmで測定した。各領域における積分時間およびノイズレベルが報告されている。
• データ解析により、[CII]/FIR比および[CII]/CO線比を算出し、金属量およびダスト含有量が異なる環境間で比較した。
• 理論的PDRモデルを用いて観測された線比を解釈し、特にUV放射場強度（Go）、ガス密度、遮蔽効果の影響に焦点を当てた。
• 本研究では、銀河系、M33、M51、M31、IC 10の既存データと照らし合わせ、低金属量系における[CII]放射行動を文脈づけて評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 LMCおよびSMCの低金属量HII領域における[CII] 158 μm放射は、銀河系および他の銀河と比べてどのように異なるか？
• RQ2 LMCおよびSMCで観測された異常に高い[CII]/FIR比は、太陽系金属量環境と比較して何によって引き起こされるのか？
• RQ3 ダストおよびPAHの存在量の変動が、PDRにおける光電界加熱効率および[CII]放射に与える影響は何か？
• RQ4 金属量が低いにもかかわらず、なぜLMCの[CII]/FIR比がSMCよりも高いのか？
• RQ5 幾何的分散（FUV放射場の拡散）とPAHの低存在量が、低金属量銀河における[CII]放射強度にどのように共同で寄与しているのか？

主な発見

• LMCおよびSMCにおける[CII]/FIR比は1.6–3.4%に達しており、これは通常の銀河系の星形成領域の10倍高く、他の多くの銀河と比較して5–10倍も高い。
• LMCの[CII]/FIR比はSMCよりも高いが、SMCの方が金属量が低いにもかかわらず、これはFUV放射場の幾何的分散が強く、PAHの存在量も少ないことに起因する。
• [CII]/CO線比は観測領域全体で400から113,000の広い範囲を示しており、低金属量環境では10 pcスケールで[CII]とCOの間の相関が弱いことを示している。
• 低金属量PDRでは、[CII]線強度が低～中程度のFUV放射場強度（Go = 1–100）では入射FUV放射場（Go）に比例して増加するが、高Go値では飽和する。
• 観測された[CII]/FIR比は、ダストおよびPAHによる光電界加熱と整合的であり、SMCにおける低ダストおよびPAHの存在量は加熱率を低下させるが、長距離のUV平均自由行程により加熱効率が向上する。
• 中間金属量およびPAH含有量を示すIC 10は、LMCおよびSMCの中間の[CII]比を示しており、ダストおよびPAHの組合せ効果が広い金属量範囲で同様の[CII]放射行動をもたらすことを示唆している。