[論文レビュー] Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) I. The prototypical dark cloud TMC 1

A. Fuente, D. Navarro+31 more|PubMed|Sep 13, 2018

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 2被引用数 25

ひとこと要約

本研究は、IRAM 30mおよびYebes 40m電波望遠鏡を用いたミリメートル波長観測を通じて、TMC-1暗黒分子雲の半透明〜高密度領域における元素の気体相の陽イオン分率と元素の存在比を調査した。半透明領域（A_V ~ 3–10 mag）ではC、O、Sの進行的かつ顕著な剥離が観測され、特に硫黄は太陽値より約7–40倍も剥離しており、H₂の宇宙線イオン化率ζ_H₂は~ (0.5–1.8)×10⁻¹⁶ s⁻¹に制約された。

ABSTRACT

GEMS is an IRAM 30m Large Program whose aim is determining the elemental depletions and the ionization fraction in a set of prototypical star-forming regions. This paper presents the first results from the prototypical dark cloud TMC 1. Extensive millimeter observations have been carried out with the IRAM 30m telescope (3 mm and 2 mm) and the 40m Yebes telescope (1.3 cm and 7 mm) to determine the fractional abundances of CO, HCO⁺, HCN, CS, SO, HCS⁺, and N₂H⁺ in three cuts which intersect the dense filament at the well-known positions TMC 1-CP, TMC 1-NH3, and TMC 1-C, covering a visual extinction range from A <i>_V</i> ~ 3 to ~20 mag. Two phases with differentiated chemistry can be distinguished: i) the translucent envelope with molecular hydrogen densities of 1-5×10³ cm^-3; and ii) the dense phase, located at A <i>_V</i> > 10 mag, with molecular hydrogen densities >10⁴ cm^-3. Observations and modeling show that the gas phase abundances of C and O progressively decrease along the C⁺/C/CO transition zone (A <i>_V</i> ~ 3 mag) where C/H ~ 8×10^-5 and C/O~0.8-1, until the beginning of the dense phase at A <i>_V</i> ~ 10 mag. This is consistent with the grain temperatures being below the CO evaporation temperature in this region. In the case of sulfur, a strong depletion should occur before the translucent phase where we estimate a S/H ~ (0.4 - 2.2) ×10^-6, an abundance ~7-40 times lower than the solar value. A second strong depletion must be present during the formation of the thick icy mantles to achieve the values of S/H measured in the dense cold cores (S/H ~8×10^-8). Based on our chemical modeling, we constrain the value of <i>ζ</i> _H₂ to ~ (0.5 - 1.8) ×10^-16 s^-1 in the translucent cloud.

研究の動機と目的

• 半透明から高密度分子雲領域への移行におけるC、O、Sの元素的気体相存在比を特定すること。
• TMC-1の半透明領域におけるH₂の宇宙線イオン化率（ζ_H₂）を制約すること。
• 星形成の初期段階における主要元素の化学的進化および剥離プロセスを調査すること。
• 低質量星形成過程における硫黄の行方を、そのダスト粒子への閉じ込め具合を分析することで評価すること。

提案手法

• IRAM 30mおよびYebes 40m電波望遠鏡を用いて、3 mm、2 mm、1.3 cm、7 mmの波長帯域で広範なミリ波・サブミリ波観測を実施した。
• TMC-1の3本の断面（TMC 1-CP、TMC 1-NH3、TMC 1-C）に沿って、CO、HCO⁺、HCN、CS、SO、HCS⁺、N₂H⁺の分圧存在比を測定した。
• 視覚的減光（A_V）に応じた化学反応と元素剥離、イオン分率を求めるためにMeudon PDRコードを用いてモデル化した。
• A_Vが3–20 magにわたる範囲で分子の存在比トレンドを分析し、半透明領域と高密度領域を区別した。
• 観測されたイオンおよびラジカルの存在比から、ζ_H₂を推定するための化学反応ネットワークモデルを組み込んだ。
• 氷被膜形成プロセスのモデル化と太陽値との比較を通じて、硫黄の剥離度を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 TMC-1の半透明領域（A_V ~ 3–10 mag）におけるC、O、Sの気体相存在比は何か？
• RQ2 半透明領域におけるH₂の宇宙線イオン化率（ζ_H₂）はどのように変化するか？また、希薄な宇宙空間中の値と比較するとどうなるか？
• RQ3 希薄な宇宙空間から高密度雲領域への移行段階で、C、O、Sが剥離を受ける主なプロセスは何か？
• RQ4 低質量星形成過程において、硫黄はどの程度ダスト粒子に閉じ込められ、どの程度気体相に放出されるか？
• RQ5 観測された分子存在比トレンドは、星形成初期段階におけるイオン分率と化学的進化をどのように示唆するか？

主な発見

• 半透明領域（A_V ~ 3–10 mag）におけるC/Hは約8×10⁻⁵から約4×10⁻⁵の範囲にあり、炭素の顕著な剥離が示唆される。
• 半透明領域におけるC/O比は約0.8–1.0であり、これは希薄な宇宙空間（A_V < 3 mag）において酸素が優先的に剥離されていることを示唆している。
• 硫黄は太陽値より約7–40倍も剥離しており、半透明領域におけるS/Hは約(0.4–2.2)×10⁻⁶の範囲にとどまっている。
• 高密度領域（A_V > 10 mag）では、二度目の強い硫黄の剥離が観測され、S/Hは約8×10⁻⁸にまで低下しており、氷被膜への組み込みが示唆される。
• 半透明領域におけるH₂の宇宙線イオン化率はζ_H₂ ~ (0.5–1.8)×10⁻¹⁶ s⁻¹に制約され、希薄な宇宙空間での値よりもわずかに低い値である。
• 希薄および半透明領域でダスト粒子に組み込まれた硫黄原子は、低質量星形成過程で効率的に気体相に戻されず、約90％が粒子中に閉じ込められたまま残存している。