[論文レビュー] H3+ in Diffuse Interstellar Clouds: a Tracer for the Cosmic-Ray Ionization Rate

Nick Indriolo, T. R. Geballe+2 more|ArXiv.org|Sep 7, 2007

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 48被引用数 147

ひとこと要約

本研究では、20個の拡散星間雲の視線方向のうち8つで高分解能赤外分光法を用いてH₃⁺を検出することで、宇宙線イオン化率（ζₚ）の直接的 tracerであることが確立された。観測されたH₃⁺の柱密度から得られる平均ζₚは2×10⁻¹⁶ s⁻¹であり、これは標準的とされる値（約3×10⁻¹⁷ s⁻¹）よりも約1桁大きい。これは、OH や HD を用いた先行研究における不正確な反応定数および無視された物理的効果によって生じていた不一致を解消するものである。

ABSTRACT

Using high resolution infrared spectroscopy we have surveyed twenty sightlines for H3+ absorption. H3+ is detected in eight diffuse cloud sightlines with column densities varying from 0.6x10^14 cm^-2 to 3.9x10^14 cm^-2. This brings to fourteen the total number of diffuse cloud sightlines where H3+ has been detected. These detections are mostly along sightlines concentrated in the Galactic plane, but well dispersed in Galactic longitude. The results imply that abundant H3+ is common in the diffuse interstellar medium. Because of the simple chemistry associated with H3+ production and destruction, these column density measurements can be used in concert with various other data to infer the primary cosmic-ray ionization rate, zeta_p. Values range from 0.5x10^-16 s^-1 to 3x10^-16 s^-1 with an average of 2x10^-16 s^-1. Where H3+ is not detected the upper limits on the ionization rate are consistent with this range. The average value of zeta_p is about an order of magnitude larger than both the canonical rate and rates previously reported by other groups using measurements of OH and HD. The discrepancy is most likely due to inaccurate measurements of rate constants and the omission of effects which were unknown when those studies were performed. We believe that the observed column density of H3+ is the most direct tracer for the cosmic-ray ionization rate due to its simple chemistry. Recent models of diffuse cloud chemistry require cosmic-ray ionization rates on the order of 10^-16 s^-1 to reproduce observed abundances of various atomic and molecular species, in rough accord with our observational findings.

研究の動機と目的

• 以前はζ Perに向けてのみ推定された高めの宇宙線イオン化率が、拡散星間媒体全体に一般に見られる性質かどうかを検証すること。
• H₃⁺の柱密度を、その形成と消失の化学的メカニズムが単純であることに基づき、主宇宙線イオン化率（ζₚ）の直接的 tracer として用いること。
• OH や HD を用いた先行のζₚ推定値との不一致を解消すること。これらの推定値は、不確実な反応定数と不完全な反応ネットワークに依存していた。
• H₃⁺を基準として、複数の拡散雲視線方向にわたるζₚの頑健で観測的に制約された推定値を提供すること。

提案手法

• UKIRT望遠鏡のCGS4分光計を用いて、分解能40,000で高分解能赤外分光法を実施し、20の視線方向でH₃⁺吸収を検出した。
• H₃⁺の柱密度は、(1,0)および(1,1)の回転遷移から導出され、これらの状態の励起温度は相対的分布から推定された。
• 宇宙線イオン化率（ζₚ）は、H₂の宇宙線によるイオン化がH₃⁺の生成に寄与し、電子再結合による消失が支配的であるという定常状態の化学モデルを用いて計算された。
• H₃⁺柱密度の不確実性を伝播させ、非検出に対する3σ上限をζₚの上限として導出した。
• 理論的変換係数（式10）を適用し、文献に由来するwell-constrainedなH₂およびHの柱密度を用いて、観測されたH₃⁺柱密度をζₚに変換した。
• OH や HD を用いた先行推定値と比較し、古く不正確な反応定数による不一致を明らかにした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 以前ζ Perに向けて観測された高めの宇宙線イオン化率は、拡散星間媒体の一般的特徴であるのか、それとも異常であるのか？
• RQ2 OH や HD よりもH₃⁺の柱密度が、主宇宙線イオン化率（ζₚ）をより正確かつ直接的に測定できるのか？
• RQ3 OH や HD を用いた先行推定値が、H₃⁺に基づく約2×10⁻¹⁶ s⁻¹のζₚ推定値と顕著に異なるのはなぜか？
• RQ4 過去のモデルで不完全に扱われた反応定数の不確実性および物理的効果の欠落が、OH/HDとH₃⁺に基づくζₚ推定値の不一致を説明できるのか？
• RQ5 現在の拡散雲化学モデルは、観測された原子および分子種の存在度を再現するために、ζₚ ≈ 10⁻¹⁶ s⁻¹を必要としているのか？

主な発見

• 調査された20の拡散雲視線方向のうち8つでH₃⁺が検出され、柱密度は0.6×10¹⁴ cm⁻²から3.9×10¹⁴ cm⁻²の範囲に分布した。
• H₃⁺の柱密度から導かれた平均宇宙線イオン化率（ζₚ）は2×10⁻¹⁶ s⁻¹であり、標準的とされる値（約3×10⁻¹⁷ s⁻¹）よりも顕著に高い。
• 非検出に対するζₚの上限は観測範囲と整合的であり、拡散ISMにおける低イオン化率の証拠は見つからなかった。
• OH や HD を用いた先行推定値との不一致は、不正確な反応定数および当時知られていなかった物理的効果の省略に起因するとされる。
• H₃⁺に基づくζₚ値は、最近の化学モデルとよく一致しており、それらは観測された拡散雲における原子および分子種の存在度を再現するためにζₚ ≈ 10⁻¹⁶ s⁻¹を必要としている。
• 本研究は、H₃⁺が化学的ネットワークが単純であるため、モデル依存性が最小限に抑えられ、ζₚの最も直接的で信頼性の高い tracer であることを確認した。