[論文レビュー] CS, HC3N and CH3CCH multi-line analyses towards starburst galaxies. The evolution of cloud structures in the central regions of galaxies

R. Aladro, J. Martín‐Pintado+3 more|UCL Discovery (University College London)|Sep 9, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 26

ひとこと要約

本研究では、4つの星形成暴走銀河の中心部における高密度分子ガスを、CS、HC₃N、CH₃CCHの複数遷移観測を用いて調査した。ボルツマン図と大速度勾配（LVG）モデルを適用することで、星形成暴走の段階に応じて雲構造と化学組成が進化することを明らかにした。若年期の衝撃波では一様な密度と組成を示し、中間段階の系では高密度対比が見られ、進化段階にあるM 82のような系では一様な密度、UV放射に影響を受けるエンベロープ、HC₃NとCH₃CCHにおける極端な化学的差異を示す。

ABSTRACT

We aim to study the properties of the dense molecular gas towards the inner few 100 pc of four nearby starburst galaxies dominated both by photo dissociation regions (M82) and large-scale shocks (NGC253, IC342 and Maffei2), and to relate the chemical and physical properties of the molecular clouds with the evolutionary stage of the nuclear starbursts. We have carried out multi-transitional observations and analyses of three dense gas molecular tracers, CS, HC3N and CH3CCH, using Boltzmann diagrams in order to determine the rotational temperatures and column densities of the dense gas, and using a Large Velocity Gradients model to calculate the H2 density structure in the molecular clouds. The CS and HC3N data indicate the presence of density gradients in the molecular clouds, showing similar excitation conditions, and suggesting that they arise from the same gas components. In M82, CH3CCH has the highest fractional abundance determined in a extragalactic source (10^-8). The density and the chemical gradients found in all galaxies can be explained in the framework of the starburst evolution. The young shock-dominatedstarburst galaxies, like presumably Maffei2, show a cloud structure with a rather uniform density and chemical composition which suggests low star formation activity. Molecular clouds in galaxies with starburst in an intermediate stage of evolution, such as NGC253 and IC342, show clouds with a large density contrast (two orders of magnitude) between the denser regions (cores) and the less dense regions (halos) of the molecular clouds and relatively constant chemical abundance. Finally, the galaxy with the most evolved starburst, M82, has clouds with a rather uniform density structure, large envelopes of atomic/molecular gas subjected to UV photodissociating radiation from young star clusters, and very different chemical abundances of HC3N and CH3CCH.

研究の動機と目的

• 近接する星形成暴走銀河の中心数パーセクにおける高密度分子ガスの物理的・化学的性質を理解すること。
• CS、HC₃N、CH₃CCHの観測された励起状態および濃度変動を、核領域の星形成暴走の進化段階と関連付けること。
• 衝撃波およびUV放射場が銀河中心部の分子雲構造と化学組成に与える影響を特定すること。
• 分子雲内の化学的・密度的勾配が、星形成暴走の進化段階を示す tracer として機能するかどうかを検証すること。

提案手法

• 4つの星形成暴走銀河の中心部に対して、IRAM 30-m望遠鏡を用いてCS、HC₃N、CH₃CCHの複数遷移線の電波放射を観測した。
• ボルツマン図を用いて、高密度ガス成分の回転温度および総柱密度を導出した。
• 大速度勾配（LVG）モデルを適用し、分子雲内のH₂密度構造を推定した。
• 線強度比と分率濃度を計算することで、銀河間での化学的状態を比較した。
• CSとHC₃Nの励起挙動を比較することで、励起状態を分析し、同じガス成分を示すと仮定した。
• 化学的濃度変動を、支配的加熱機構（衝撃波またはUV分解）の文脈で解釈した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 異なる星形成暴走銀河において、CSとHC₃Nの励起状態はどのように比較されるか。また、それらは背後にあるガス構造を何を明らかにするか。
• RQ2 UV放射および衝撃波は、銀河中心部の高密度分子ガスの化学組成にどのように寄与しているか。
• RQ3 分子雲内の密度および化学的勾配は、核領域の星形成暴走の進化段階とどのように相関するか。
• RQ4 なぜM 82では、いかなる銀河外天体に対しても測定された中で最大のCH₃CCH分率濃度（1.1 × 10⁻⁸）を示すのか。これは化学に何を示唆するか。
• RQ5 各銀河における支配的物理過程によって、観測された分子濃度差（例：HC₃N 対 CH₃CCH）を説明できるか。

主な発見

• CSとHC₃Nは、すべての銀河で類似した励起状態を示しており、同じ高密度ガス成分を示していることが示された。
• M 82では、銀河外天体で測定された中で最高のCH₃CCH分率濃度（1.1 × 10⁻⁸）を示した。
• 若年期で衝撃波支配の星形成暴走銀河、たとえばMaffei 2では、一様な密度と化学組成を持つ分子雲を示しており、星形成活動が低いことを示している。
• 中間段階の星形成暴走、たとえばNGC 253やIC 342では、核部とハロー部との間で密度に約2桁の対比が見られ、化学的濃度は比較的一定であった。
• 最も進化した星形成暴走銀河、M 82では、一様な密度構造、UV放射にさらされた大きな原子・分子ガスエンベロープ、HC₃NおよびCH₃CCHの著しい化学的濃度変動を示した。
• 銀河間で観測された化学的・構造的勾配は、雲構造と化学組成に影響を及ぼす星形成暴走の進化段階と整合的である。