[論文レビュー] Herschel HIFI Observations of the Sgr A +50 km/s Cloud. Deep Searches for O2 in Emission and Foreground Absorption

Å. Sandqvist, Bengt Larsson+9 more|arXiv (Cornell University)|Oct 22, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 44被引用数 9

ひとこと要約

本研究では、銀河中心の高密度分子領域であるSgr A +50 km/s雲において、Herschel HIFI観測を用いて酸素分子（O₂）の検出を試みた。発見された放射線は認められなかったが、3σ上限としてX(O₂)/X(H₂) ≤ 5×10⁻⁸が確立された。弱い吸収線の存在は、前方のスパイラル腕にO₂が存在する可能性を示唆し、推定される濃度は最大で約10⁻⁵に達する。これは、高密度ガスにおける衝撃駆動型のO₂生成を示唆している。

ABSTRACT

To date O2 has definitely been detected in only two sources, namely rho Oph A and Orion, reflecting the extremely low abundance of O2 in the interstellar medium. One of the sources in the HOP program is the +50 km/s Cloud in the Sgr A Complex in the centre of the Milky Way. The Herschel HIFI is used to search for the 487 and 774 GHz emission lines of O2. No O2 emission is detected towards the Sgr A +50 km/s Cloud, but a number of strong emission lines of methanol (CH3OH) and absorption lines of chloronium (H2Cl+) are observed. A 3 sigma upper limit for the fractional abundance ratio of (O2)/(H2) in the Sgr A +50 km/s Cloud is found to be X(O2) less than 5 x 10(-8). However, since we can find no other realistic molecular candidate than O2 itself, we very tentatively suggest that two weak absorption lines at 487.261 and 487.302 GHz may be caused by the 487 GHz line of O2 in two foreground spiral arm clouds. By considering that the absorption may only be apparent, the estimated upper limit to the O2 abundance of less than (10-20) x 10(-6) in these foreground clouds is very high. This abundance limit was determined also using Odin non-detection limits. If the absorption is due to a differential Herschel OFF-ON emission, the O2 fractional abundance may be of the order of (5-10) x 10(-6). With the assumption of pure absorption by foreground clouds, the unreasonably high abundance of (1.4-2.8) x 10(-4) was obtained. The rotation temperatures for CH3OH-A and CH3OH-E lines in the +50 km/s Cloud are found to be 64 and 79 K, respectively, and the fractional abundance of CH3OH is approximately 5 x 10(-7).

研究の動機と目的

• 銀河中心の質量の大きな分子雲であるSgr A +50 km/s雲において、遠赤外分光法を用いて酸素分子（O₂）の検出を試みること。
• Sgr A Eastからの衝撃や高エネルギー放射といった、銀河中心の極端な物理的条件がO₂生成を促進するかどうかを評価すること。
• 487 GHz帯域における弱い吸収線が、前方の銀河スパイラル腕雲に存在するO₂によるものである可能性を検討すること。
• 化学的衝撃モデルの予測と、Odin衛星による過去の非検出結果と照らし合わせて、導出されたO₂濃度上限を比較すること。
• メタノール（CH₃OH）の励起温度と濃度を、雲内における分子化学のベンチマークとして決定すること。

提案手法

• Herschel Heterodyne Instrument for the Far Infrared（HIFI）を用いて、487 GHzおよび774 GHz帯で高分解能分光測定を実施し、O₂の回転遷移を標的とした。
• 487 GHz帯域における放射線および吸収線の両方を分析し、前方の吸収と固有の放射線を区別するために、差分ON-OFFビーム観測を実施した。
• 非混合のCH₃OH-AおよびCH₃OH-E線を用いて、人口図解析を実施し、回転温度を導出した。
• 局所熱力学的平衡を仮定して、RADEX放射線輸送モデルを用いてO₂およびCH₃OHの全密度および分率濃度を導出した。
• 弱い吸収線の代替的解釈（例：cis-HOCOなどの他の分子による汚染）を評価し、Einstein A係数を用いて非O₂候補を除外した。
• HerschelデータとOdin衛星による非検出限界を統合し、異なる物理的仮定のもとで前方雲におけるO₂濃度を制限した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Sgr A +50 km/s雲、銀河中心に近い高密度・高温分子雲において、酸素分子（O₂）は検出可能か？
• RQ2 487.261 GHzおよび487.302 GHzにおける観測された弱い吸収線は、標的雲からの放射ではなく、前方の銀河スパイラル腕雲に存在するO₂によるものではないか？
• RQ3 放射線が検出されなかったことから、Sgr A +50 km/s雲におけるO₂のH₂に対する分率濃度の上限は何か？
• RQ4 前方雲における導出されたO₂濃度は、類似環境下での化学的衝撃モデルの予測とどのように一致するか？
• RQ5 +50 km/s雲におけるメタノール（CH₃OH）の励起温度と濃度は何か？また、銀河中心における一般的な値と比較するとどうか？

主な発見

• Sgr A +50 km/s雲へのO₂放射線は検出されず、3σ上限としてX(O₂)/X(H₂) ≤ 5×10⁻⁸が得られた。
• CH₃OH-AおよびCH₃OH-E線の回転温度はそれぞれ約64 Kおよび79 Kと決定され、雲内の力学的温度（約80 K）と整合的であった。
• 雲内におけるCH₃OHの分率濃度は約5×10⁻⁷と評価され、銀河中心内での一般的な値をわずかに上回っていた。
• 487.261 GHzおよび487.302 GHzにおける2つの弱い吸収線は、前方のスパイラル腕雲に存在するO₂によるものと暫定的に特定され、差分放射線によるものと仮定した場合の推定濃度は約5–10×10⁻⁶、純粋な吸収によるものと仮定した場合の上限は1.4–2.8×10⁻⁴に達する。
• Odin衛星の非検出限界とHerschelデータを統合した結果、弱い過剰放射線を仮定した場合、前方雲におけるO₂濃度は≤(1–2)×10⁻⁵であると示唆された。
• 簡単なモデルにより、銀河スパイラル密度波からの衝撃が、30 K、1000 cm⁻³の媒体でO₂を生成可能であることが示され、前方雲における観測された濃度範囲と整合的であった。