[論文レビュー] Density Variations over Subparsec Scales in Diffuse Molecular Gas

Kaike Pan, S. R. Federman+1 more|Aug 7, 2001

Gas Dynamics and Kinetic Theory被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、HD206267およびHD217035系の複数の星を向いた方向に対してCN、CH、CH⁺、Ca I、Ca IIの高分解能光学分光測定を用い、散乱分子性ガスにおける10,000 AUスケールの密度変動を推定した。雲の幾何形状に依存しない化学モデルを用いることで、10,000 AUスケールで5倍を超える密度対比が確認され、個々の成分の密度は常に5,000 cm⁻³未満であった。また、温度や反応速度の変化に対してもこれらの変動が安定しており、結果の信頼性が裏付けられた。

ABSTRACT

We present high-resolution observations of interstellar CN, CH, CH^{+}, \ion{Ca}{1}, and \ion{Ca}{2} absorption lines toward the multiple star systems HD206267 and HD217035. Substantial variations in CN absorption are observed among three sight lines of HD206267, which are separated by distances of order 10,000 AU; smaller differences are seen for CH, CH^{+}, and \ion{Ca}{1}. Gas densities for individual velocity components are inferred from a chemical model, independent of assumptions about cloud shape. While the component densities can differ by factors of 5.0 between adjacent sightlines, the densities are always less than 5000 cm^{-3}. Calculations show that the derived density contrasts are not sensitive to the temperature or reaction rates used in the chemical model. A large difference in the CH^{+} profiles (a factor of 2 in column density) is seen in the lower density gas toward HD217035.

研究の動機と目的

• 散乱星間媒体（ISM）における10⁴ AUスケールの密度構造の起源を調査すること。特に、それが物理的密度フラクチュエーションに起因するかどうかを検討すること。
• 雲の形状に関する仮定を避け、化学モデルを用いて散乱分子雲の個々の速度成分におけるガス密度を特定すること。
• 化学モデルにおける温度や反応速度の変動が導出された密度対比に与える感度を評価すること。
• CN、CH、CH⁺などの分子種が複数の視線方向にわたる小スケール密度変動をどのようにトレースするかを検討すること。
• 観測された吸収量の変動を引き起こす物理的条件を明らかにし、密度、イオン化、幾何的要因のうちどれが主因であるかを区別すること。

提案手法

• マクドナルド天文台の2.7 m望遠鏡およびキット・ピークの0.9 m望遠鏡を用い、HD206267およびHD217035系の複数の星を向いた方向に対して、1.7 km s⁻¹の高分解能（1.7 km s⁻¹）の光学分光測定を実施した。
• 波長を補正しドップラーシフトを補正するためにTh-Ar比光源を用い、複数の露出を合成することでS/N > 50を達成した。
• すべての吸収ラインにおいて共通の成分構造を用いて速度成分をフィットさせたが、HD206267Dについてはプロファイルの違いを考慮してわずかに調整した。
• 簡略化された化学モデル（Federman et al. 1994およびKnauth et al. 2001に基づく）を適用し、CH、C₂、CNの観測された吸収量から、定常状態の化学平衡を仮定してガス密度を導出した。
• 化学モデルにおける入力パラメータ（温度、反応速度など）を変化させ、導出された密度対比の妥当性を検証した。
• CO放射マップおよびH_tot推定値と照合し、雲の厚さを推定し、既知の分子構造と相関をとった。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 10⁴ AUスケール（10,000 AU）における星間吸収線の観測された吸収量変動の原因は何か？
• RQ2 これらの変動は主に密度フラクチュエーション、イオン化状態の変化、それとも幾何的雲構造に起因するのか？
• RQ3 特定の雲の形状を仮定せずに、散乱分子性ガスの個々の速度成分における信頼できるガス密度を推定できるか？
• RQ4 化学モデルにおける温度や反応速度の不確実性が、導出された密度対比に与える感度はどの程度か？
• RQ5 HD217035に向かう視線方向におけるCH⁺プロファイルの変動は、この分子の未解明な化学挙動に関する手がかりを提供するか？

主な発見

• HD206267に向かう隣接する視線方向間で、約10,000 AUの間隔で5.0倍を超える顕著な密度対比が確認され、強い10,000 AUスケールの密度構造が示された。
• 個々の速度成分のガス密度は、常に5,000 cm⁻³未満であり、散乱分子性ガスの条件と整合的であった。
• 導出された密度対比は、化学モデルにおける温度や反応速度の変化に対して不変であったため、結果の信頼性が裏付けられた。
• CNの最大の吸収量変動は、–4.0から1.0 km s⁻¹の速度範囲に集中しており、この範囲は放射マップでCO豊富な物質と一致した。
• HD217035に向かう視線方向では、CH⁺の吸収量に2倍の差が観測され、低密度ガスにおける化学的または密度的変動の可能性を示唆した。
• Ca IIの吸収プロファイルには顕著な変動がなく、より広がった領域で形成されることが示唆された。これは、CNやCHの変動がより密度が高く局所的なガスをトレースしている可能性を支持する。