[論文レビュー] Clumpy photon-dominated regions in Carina. I. [CI] and mid-J CO lines in two 4'x4' fields

C. Krämer, M. Cubick+32 more|ArXiv.org|Nov 8, 2007

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 32

ひとこと要約

本研究では、カービナ星雲の2つの4′×4′領域における[C I]および中間JのCO線放出を解釈するために、かたまり状の光子支配領域（PDR）モデルを用いた。静的なかたまり状PDRモデルで、平均かたまり密度が約2×10⁵ cm⁻³の条件では、観測された線強度を20%以内の精度で再現できた。モデルはPDR界面における冷却線の空間的・速度的構造をうまく説明でき、UV放射の浸透とガス励起においてかたまり構造が重要な要因であることを支持する。

ABSTRACT

The Carina region is an excellent astrophysical laboratory for studying the feedback mechanisms of newly born, very massive stars within their natal giant molecular clouds (GMCs) at only 2.35 kpc distance. We use a clumpy PDR model to analyse the observed intensities of atomic carbon and CO and to derive the excitation conditions of the gas. The NANTEN2-4m submillimeter telescope was used to map the [CI] 3P1-3P0, 3P2-3P1 and CO 4-3, 7-6 lines in two 4'x4' regions of Carina where molecular material interfaces with radiation from the massive star clusters. One region is the northern molecular cloud near the compact OB cluster Tr14, and the second region is in the molecular cloud south of etaCar and Tr16. These data were combined with 13CO SEST spectra, HIRES/IRAS 60um and 100um maps of the FIR continuum, and maps of 8um IRAC/Spitzer and MSX emission. We used the HIRES far-infrared dust data to create a map of the FUV field heating the gas. The northern region shows an FUV field of a few 1000 in Draine units while the field of the southern region is about a factor 10 weaker. We constructed models consisting of an ensemble of small spherically symmetric PDR clumps within the 38" beam (0.43pc), which follow canonical power-law mass and mass-size distributions. We find that an average local clump density of 2x10**5 cm-3 is needed to reproduce the observed line emission at two selected interface positions. Stationary, clumpy PDR models reproduce the observed cooling lines of atomic carbon and CO at two positions in the Carina Nebula.

研究の動機と目的

• マススペクトル星の周囲のPDRにおける分子ガスの励起状態を、[C I]および中間JのCO線放出を用いて調査すること。
• かたまり状PDRモデルが、質量星に照らされた領域における観測された線強度および空間-速度構造を再現できるかどうかを検証すること。
• かたまり密度および分布が、PDRにおけるUV放射の浸透および冷却効率をどのように向上させるかを特定すること。
• 特に4–3、7–6、および2–1遷移において、観測された12COおよび[C I]線比と、かたまり状PDRモデルの整合性を評価すること。
• 観測された13CO 2–1強度とモデル予測値との乖離（予測値の約半分）を評価すること。

提案手法

• 2つの4′×4′領域における[C I] ³P₁–³P₀、³P₂–³P₁およびCO 4–3、7–6線の観測を、NANTEN2-4m電波望遠鏡を用いて実施した。
• ドレイン単位で表された宇宙間遠紫外（FUV）放射場の推定には、HIRES/IRAS 60 μmおよび100 μmマップからの遠赤外（FIR）粉塵放射を用いた。
• イオン化および加熱された粉塵の位置を特定するために、IRAC 8 μmおよびMSX 8 μmの放射マップを用いた。
• KOSMA-τ PDRコードを用いて、標準的なべき乗則則に従う質量および質量-サイズ分布を持つ球対称のかたまり状PDRをモデル化した。
• 2つの界面位置（Tr 14付近およびη Carの南）における観測線強度に一致するように、かたまり密度、サイズ、数密度を調整した。
• モデルでは、発光がかたまり内にのみ起因すると仮定し、かたまり間媒体や拡散ハローからの寄与は無視した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 かたまり状PDRモデルは、カービナ星雲のPDR界面における[C I]およびCO線の観測強度を再現できるか？
• RQ2 2つの観測領域における観測された12CO 7–6/4–3および[C I] 2–1/1–0線比を一致させるために、どの程度の平均かたまり密度が必要か？
• RQ3 北側（Tr 14）と南側（η Car）の領域におけるFUV放射場はどのように異なるか？また、これは線放出にどのように影響するか？
• RQ4 なぜ観測された13CO 2–1強度は、かたまり状PDRモデルの予測値のおよそ半分にとどまるのか？
• RQ5 [C I]およびCO放出は、PDR界面におけるH₂面密度とFUV照度のどちらをよりよくトレースしているのか？

主な発見

• カービナ星雲北側領域では複雑な速度的・空間的構造を示すが、南側領域は単一のガウス型速度成分を示しており、より均一な縁面PDRであると示唆される。
• 北側領域のFUV放射場は約10³ Draine単位であり、南側領域は約10倍弱い。
• 観測された[C I] 2–1/1–0および12CO 7–6/4–3線比（それぞれ0.6–0.7および0.3–0.4）は、両界面位置でかたまり状PDRモデルと整合的である。
• 定常状態のかたまり状PDRモデルで、平均かたまり密度が約2×10⁵ cm⁻³の条件では、12COおよび[C I]線の観測絶対強度が20%以内の精度で再現され、キャリブレーション精度と一致する。
• 観測された13CO 2–1強度は、モデル予測値のおよそ半分であり、B68など他の研究でも報告されている乖離であり、現在のPDRモデルの限界または追加の物理的効果を示唆する。
• [C I]およびCO放出は、FUV強度よりもH₂面密度と相関しており、これらの線が局所的な放射場よりも分子ガス質量をより信頼性高くトレースしていることを示している。