[論文レビュー] Detecting scattered light from low-mass molecular cores at 3.6 $μ$m - Impact of global effects on the observation of coreshine

Jürgen M. Steinacker, Morten Andersen+2 more|arXiv (Cornell University)|Feb 7, 2014

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 21被引用数 10

ひとこと要約

本稿では、低質量分子核からの3.6 μmでの散乱光検出を予測する3次元放射移動モデルを開発し、コアシンの検出が粒子径、銀河中心からの核の相対的位置、および局所的放射場に依存することを示した。散乱の幾何的条件が有利で背景減光が小さいことから、銀河中心の上部および下部領域、および反銀河中心付近が検出に最適であると特定された。

ABSTRACT

Recently discovered scattered light at 3-5 $μ$m from low-mass cores (so-called "coreshine") reveals the presence of grains around 1 $μ$m, which is larger than the grains found in the low-density interstellar medium. But only about half of the 100+ cores investigated so far show the effect. This prompts further studies on the origin of this detection rate. From the 3D continuum radiative transfer equation, we derive the expected scattered light intensity from a core placed in an arbitrary direction seen from Earth. We use the approximation of single scattering, consider extinction up to 2nd-order Taylor approximation, and neglect spatial gradients in the dust size distribution. The impact of the directional characteristics of the scattering on the detection of scattered light from cores is calculated for a given grain size distribution, and local effects like additional radiation field components are discussed. The surface brightness profiles of a core with a 1D density profile are calculated for various Galactic locations, and the results are compared to the approximate detection limits. We find that for optically thin radiation and a constant size distribution, a simple limit for detecting scattered light from a low-mass core can be derived that holds for grains with sizes smaller than 0.5 $μ$m. The extinction by the core prohibits detection in bright parts of the Galactic plane, especially near the Galactic center. For scattered light received from low-mass cores with grain sizes beyond 0.5 $μ$m, the directional characteristics of the scattering favors the detection of scattered light above and below the Galactic center, and to some extent near the Galactic anti-center. We identify the local incident radiation field as the major unknown causing deviations from this simple scheme.

研究の動機と目的

• 低質量分子核からの3.6 μmにおける散乱光（コアシン）検出のための物理的基準を確立すること。
• 特に銀河的位置と非等方的星間放射場がコアシン検出可能性に与えるグローバル効果を調査すること。
• 粒子径分布と減光がコアシン信号を抑制または増強する役割を定量化すること。
• 近接するY型星や温かいダストからの局所的放射場が、グローバルな傾向を超えてコアシン検出に与える影響を評価すること。
• 異常な粒子性質や局所的照明による可能性のある異常コアシンを示すコアを予測するフレームワークを提供すること。

提案手法

• 単一散乱近似の下で、3次元連続体放射移動方程式を用いて核からの散乱光強度を導出する。
• 減光効果を背景放射に及ぼす影響を、定常なダスト粒子径分布を仮定して2次テイラー展開でモデル化する。
• 非等方的星間放射場（ISRF）と背景放射を組み合わせ、表面輝度プロファイルを計算する。
• 粒子半径が1 μmまでの粒子の方向性散乱パターンを計算し、特に前方向にピークを持つ散乱が銀河中心の上部および下部で検出を強化することに注目する。
• 背景放射の絶対フラックス補正にDIRBE全天マップを用いるが、空間分解能は限定的である。
• モデル予測を、Spitzer/IRACデータからの観測されたコアシン検出率および表面輝度プロファイルと比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 3.6 μmにおけるコアシン検出を強化または抑制する、銀河の位置に依存するグローバル要因は何か？
• RQ2 特に0.5 μm以上の粒子径を持つダスト粒子の方向性散乱パターンが、異なる天の領域における検出可能性にどのように影響するか？
• RQ3 核自体の減光が、背景放射をどれほど遮断するか。特に銀河中心付近の明るい領域では、コアシン検出がどのように制限されるか？
• RQ4 近接するY型星や温かいダストからの局所的放射場が、グローバルなISRFを越えてコアシン信号に与える影響は何か？
• RQ5 粒子径と核光学的厚さに基づいて、コアシン検出可能性を単純な解析的基準で予測できるか？

主な発見

• 粒子径が0.5 μm未満の場合は、粒子径分布が一定である条件下で、光学的厚さと散乱効率に基づいた単純な検出限界を導出可能である。
• 核による減光が、特に銀河中心付近の明るい銀河平面領域でコアシン検出を抑制しており、背景減光が顕著に高いことが要因である。
• 粒子径が0.5 μmを超える場合、前方向にピークを持つ散乱が、銀河中心の上部および下部でコアシンの検出を強化し、反銀河中心付近でもやや顕著に効果を示す。
• 背景放射が低く、散乱の幾何的条件が有利なことから、銀河中心の上部および下部領域がコアシン検出に最適である。
• 特に近接するY型星からの局所的放射場が、コアシン信号を顕著に変化させ、グローバル予測から逸脱する要因となり得ることが判明した。LDN1746のようなコアで観察された事例がその例である。
• 特にGum/Velaのような星形成領域では、PAHの発光が3.6 μmバンドに混在し、コアシンの同定を複雑にし、誤検出や信号のマスキングを引き起こす可能性がある。