[論文レビュー] Infrared spectroscopy of young supernova remnants heavily interacting with the interstellar medium

E. Oliva, A. F. M. Moorwood+3 more|arXiv (Cornell University)|Jan 19, 1999

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、若い超新星残骸RCW103のISO赤外分光法測定を行い、[NeII]、[SiII]、[FeII]、[NiII]の強い発光線が観測され、これがダスト粒子の完全な破壊を示している。観測された線強度および幅は、衝撃波後方領域からの発光のみに一致しており、特に高酸化度種の強い前駆発光を予測する衝撃モデルに反する。

ABSTRACT

ISO spectral observations of the supernova remnant RCW103 are presented. This object is the prototype of relatively young remnants with fast shocks interacting with dense interstellar medium. The spectrum is dominated by prominent lines of [NeII], [SiII], [FeII] and other low excitation species which provide, for the first time, a simple and reliable estimate of the gas abundances of refractory (Si, Fe, Ni) and non-refractory (Ne, P, S, Cl, Ar) species. Apart from nickel, all the derived abundances are close to solar, confirming that the shock has destroyed all dust grains. Like the optical nickel lines, [NiII] 6.64micron yields Ni abundances a factor ~10 solar which we propose results from a large underestimation of the computed Ni+ collision strengths. The observed intensities and velocity widths of ionic lines are compatible with emission from the post-shock region alone with only a very small (if any) contribution from the photoionized precursor. This result does not agree with shock models which predict that the precursor should emit powerful line emission, especially from highly ionized species. The possible consequence of this on the modelling of Seyfert spectra is briefly discussed.

研究の動機と目的

• 密度の高い恒星間媒体と強い相互作用を示す若い超新星残骸における難揮発性および非難揮発性元素の元素組成を測定すること。
• 衝撃加熱ガスからの赤外線線発光を用いてダスト粒子の破壊度合いを評価すること。
• 衝撃モデルが前駆領域からの発光を予測する点を検証すること。
• 光学的および赤外線線から得られるニッケル組成の推定値に生じる不一致を解消すること。
• 活動銀河核、特にセーファートスぺクトルのモデリングに与える影響を評価すること。

提案手法

• 赤外域におけるRCW103のISO短波長および長波長分光測定データの取得。
• [NeII] 12.81µm、[SiII] 34.8µm、[FeII] 25.99µm、[NiII] 6.64µmを含む顕著なイオン線の特定およびフラックス測定。
• 理論的衝撃モデルと観測された線強度を比較し、衝撃条件およびイオン化構造を推定すること。
• 線のドップラー幅を用いて、衝撃波後方領域と前駆領域からの発光を区別すること。
• 観測された線フラックスおよび原子データを用いて、水素に対する元素組成を計算すること。
• 観測された[NiII]線強度と太陽組成の期待値を一致させるために、Ni+イオンの衝突強度値を評価すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 密度の高い恒星間媒体と相互作用する若い超新星残骸において、Si、Fe、Niなどの難揮発性元素がガス相にどれほど放出されるか。
• RQ2 観測された赤外線線強度および幅は、発光の場所（衝撃波後方領域対前駆領域）をどのように制限するか。
• RQ3 [NiII] 6.64µm線が太陽組成モデルから予想されるよりも著しく強く観測される理由は何か。
• RQ4 現在の衝撃モデルは、特に高酸化度種からの前駆発光を正確に予測できているか。
• RQ5 これらの発見は、セーファート銀河におけるイオン化ガスのモデリングにどのような意味を持つか。

主な発見

• RCW103のスペクトルは低励起イオン線が支配的であり、衝撃によるダスト粒子の効率的な破壊を示している。
• Si、Fe、Ne、P、S、Cl、Arの組成は太陽値と一致しており、完全なダスト処理が確認された。
• [NiII] 6.64µm線強度はニッケル組成が太陽値のおよそ10倍であることを示唆しており、理論的モデルにおけるNi+の衝突強度が著しく低く見積もられている可能性を示している。
• 観測された線強度およびドップラー幅は、発光が衝撃波後方領域からのみに起因し、前駆領域からの寄与は無視できるほど小さいという説明に最もよく一致する。
• 強い前駆発光が予測されないという事実は、標準的衝撃モデルの予測と矛盾しており、特に高酸化度種が前駆領域に強く発光すると予想される。
• この不一致は、高速衝撃を示す領域におけるセーファート銀河スペクトルのイオン化ガス成分の解釈に影響を及ぼす可能性がある。