[論文レビュー] CO rotational line emission from a dense knot in Cas A Evidence for active post-reverse-shock chemistry

S. H. J. Wallström, Chiara Biscaro+7 more|arXiv (Cornell University)|Sep 17, 2013

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 16

ひとこと要約

本研究では、カシオペアA超新星残光内の高密度 Knot におけるヘーシェル観測を通じて、高 J レベル CO 遷移線の観測が行われ、400 K から 2000 K の温暖（400 K および 2000 K）、高密度（10⁶–10⁷ cm⁻³）のガスが、CO 縦断密度（約 5 × 10¹⁷ cm⁻²）が非常に大きいことが明らかになった。CO は衝撃波による解離後、最近の後方衝撃領域で再形成された可能性があり、活性的な後方衝撃化学反応の直接的証拠を示している。X線や紫外線による加熱が不十分であるにもかかわらず、電子による熱伝導が、観測された温暖ガスを維持している可能性がある。

ABSTRACT

We report a Herschel detection of high-J rotational CO lines from a dense knot in the supernova remnant Cas A. Based on a combined analysis of these rotational lines, and previously observed ro-vibrational CO lines, we find the gas to be warm (two components at 400 and 2000 K) and dense (1e6-7 cm-3), with a CO column density of 5e17 cm-2. This, along with the broad line widths (400 kms-1), suggests that the CO emission originates in the post-shock region of the reverse shock. As the passage of the reverse shock dissociates any existing molecules, the CO has most likely reformed in the last few years, in the post-shock gas. The CO cooling time is comparable to the CO formation time, so possible heating sources (UV photons from the shock front, X-rays, electron conduction) to maintain the large column density of warm CO are discussed.

研究の動機と目的

• カシオペアA超新星残光内の高密度 Knot の物理的・化学的状態、特に後方衝撃領域における状態を調査すること。
• 衝撃波による解離後に CO などの分子種が再形成可能かどうかを特定し、活性的な後方衝撃化学反応の有無を検証すること。
• 後方衝撃による破壊的影響を受けるにもかかわらず、観測された温暖で高密度の CO ガスを維持する加熱機構を評価すること。
• 高密度 Knot が、後方衝撃通過時に分子やダストをどのように保存するかを評価すること。

提案手法

• カシオペアAで最も明るい CO Knot を向いた一点指向で、ヘーシェル PACS 計器を用いた高分解能分光測定により、7本の高 J レベル CO 遷移線（J_up = 14 から 38）を観測した。
• HIPE パイプラインを用いたスペクトルデータの低減処理を行い、ベースライン補正と点源フラックス補正を実施し、中央スパクセルの放射を分離した。
• 事前に観測された回転・振動状態 CO 線と組み合わせ、励起温度、密度、縦断密度を導出するための分析を実施した。
• 観測された [O III] 88 μm 線および CO 線の輝度を用いて冷却・加熱フラックスをモデル化し、最小冷却フラックス（Λ_min ~ 2 erg cm⁻² s⁻¹）を推定し、紫外線、X線、電子熱伝導フラックスと比較した。
• 事前衝撃時の CO 有効度（約 10⁻²）を仮定し、導出された CO 縦断密度（N_CO ~ 5 × 10¹⁷ cm⁻²）からガス縦断密度を推定した。
• 紫外線光子（3 × 10¹⁷ cm⁻²）および X 線（3 × 10¹⁹ cm⁻²）の浸透深さを評価し、観測されたガス縦断密度（約 5 × 10¹⁹ cm⁻²）と比較することで、加熱源の妥当性を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 超新星残光の後方衝撃領域において、CO 分子が生存可能か、あるいは再形成可能であるか、高 J レベル遷移線の放射によって示唆されるか？
• RQ2 カシオペアA の後方衝撃領域における、温暖で高密度のガスの物理的状態（温度、密度、縦断密度）は何か？
• RQ3 紫外線および X 線放射の浸透が限られているにもかかわらず、観測された大きな CO 縦断密度を維持するには、どのような加熱機構が必要か？
• RQ4 縦断密度および温度勾配を考慮した場合、電子熱伝導が、観測されたガス温度を維持するのに十分な能力を有しているか？

主な発見

• CO 放射は、高いライン幅（約 400 km s⁻¹）と、後方衝撃波による事前存在分子の解離によって、後方衝撃領域由来であると示唆されている。
• ガスは約 400 K および約 2000 K の二つの温暖成分を示しており、CO 縦断密度は約 5 × 10¹⁷ cm⁻² であり、10⁶–10⁷ cm⁻³ の高密度環境であることが示された。
• 観測された大きな CO 縦断密度は、CO が数年前以内に再形成された可能性を示しており、活性的な後方衝撃化学反応の直接的証拠を提供している。
• 最小冷却フラックス（Λ_min ~ 2 erg cm⁻² s⁻¹）は、CO 再形成時間スケール（約 100 日）と同等であり、観測された縦断密度を維持するには持続的な加熱フラックスが必要であることを示唆している。
• 衝撃波先端からの紫外線光子は、ガス全縦断の浸透が不十分（約 3 × 10¹⁷ cm⁻²）であり、X 線加熱フラックス（約 0.2 erg cm⁻² s⁻¹）は冷却を相殺するのに不十分であるため、これらは主加熱源として不適切であると結論づけられた。
• 電子熱伝導は、実現可能な加熱機構であり、計算されたフラックス（約 4 × 10⁴ erg cm⁻² s⁻¹）は、放射冷却を相殺し、温暖ガスを維持できる可能性がある。