[論文レビュー] Interstellar absorptions towards the LMC: Small-scale density variations in Milky Way disc gas

S. Nasoudi-Shoar, P. Richter+2 more|arXiv (Cornell University)|Jun 28, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 40被引用数 7

ひとこと要約

本研究では、大マゼラン雲の6つの近接した星への紫外線吸収線を分析し、銀河のディスクガスにおける小スケール密度変動を調査する。FUSEおよびSTISのデータを用いて、1.5 pcの距離でH₂の柱密度に最大2 dexの変動が見られ、60 cm⁻³からより高い値までの密度を示すサブパーセクスケールのクラウドレットが存在することを示唆しており、0.1 pc未満のサイズで不均一な分子ガス構造が存在することを示している。

ABSTRACT

Observations show that the ISM contains sub-structure on scales less than 1 pc, detected in the form of spatial and temporal variations in column densities or optical depth. Despite the number of detections, the nature and ubiquity of the small-scale structure in the ISM is not yet fully understood. We use UV absorption data mainly from FUSE and partly from STIS of six LMC stars (Sk-67°111, LH54-425, Sk-67°107, Sk-67°106, Sk-67°104, and Sk-67°101), all located within 5 arcmin of each other, and analyse the physical properties of the Galactic disc gas in front of the LMC on sub-pc scales. We analyse absorption lines of a number of ions within the UV spectral range. Most importantly, interstellar molecular hydrogen, neutral oxygen, and fine-structure levels of neutral carbon have been used in order to study changes in the density and the physical properties of the Galactic disc gas over small angular scales. While most species do not show any significant variation in their column densities, we find an enhancement of almost 2 dex for H_2 from Sk-67°111 to Sk-67°101, accompanied by only a small variation in the OI column density. Based on the formation-dissociation equilibrium, we trace these variations to the actual density variations in the molecular gas. On the smallest spatial scale of < 0.08 pc, between Sk-67°107 and LH54-425, we find a gas density variation of a factor of 1.8. The line of sight towards LH54-425 does not follow the relatively smooth change seen from Sk-67°101 to Sk-67°111, suggesting that sub-structure might exist on a smaller spatial scale than the linear extent of our sight-lines. Our observations suggest that the detected H_2 in these six lines of sight is not necessarily physically connected, but that we are sampling molecular cloudlets with pathlengths < 0.1-1.8 pc and possibly different densities.

研究の動機と目的

• 高分解能UV分光法を用いて、銀河ディスクの星間媒体における小スケール密度および物理的構造の変動を調査すること。
• 5′以内の距離で近接した線列方向における分子ガスの性質が一貫しているか、変動しているかを調べることで、塊状または連続的な構造であるかを特定すること。
• 回転励起されたH₂およびイオンの細分層の励起状態を用いて、中性および分子ガス成分の物理的条件（密度、温度、パス長）を制約すること。
• H₂、C I、O I、および他のイオンの柱密度を複数の線列で比較することで、ISMにおける不均一性の空間スケールを評価すること。
• 観測的・物理的仮定、特にパス長および遮蔽に関する仮定の影響を考慮して、観測された変動がガス構造そのものに起因するのかを評価すること。

提案手法

• FUSEおよびハッブル宇宙望遠鏡のSTISを用いて、5′以内の角度差を有する6つのLMCの星に向けてUV分光法を取得した。
• H₂（回転準位）、C I、O I、Si II、Fe II、Al II、P II、S III、Ar I、Ni II、Mg II、Mn II、Si IVの主要な核種の柱密度を測定した。
• H₂の回転励起を用いて励起温度（Tex）を導出し、ボルツマン分布を用いてガス温度および密度を推定した。
• H₂の生成・解離平衡を用いて、遮蔽およびH₂生成率を仮定したもとで、柱密度の変化から密度の変動を推定した。
• 線列間の密度比（ξ）を計算して相対的なガス密度差を評価し、N(H I)およびnHからDmolを推定した。
• 各線列におけるイオンの同位体比および電子密度を比較することで、導出された物理パラメータの物理的整合性を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 近接したLMCの星へのUV吸収線を通じて、銀河ディスクガスにおける密度不均一性の空間スケールはどの程度か？
• RQ2 1.5 pc未塔の距離で分離された6つの線列において、H₂、C I、O Iの柱密度はどのように変化し、ガス構造にどのような含意をもたらすか？
• RQ3 観測されたH₂吸収は物理的に接続されているのか、それとも独立した小スケールの分子クラウドレットを示しているのか？
• RQ4 各線列に沿った吸収ガスの推定物理的条件（温度、密度、パス長）は何か？
• RQ5 H₂の柱密度の変動がイオン化ガスまたは中性ガス成分の変化と相関しているか、そしてガス力学および遮蔽にどのような含意をもたらすか？

主な発見

• Sk -67° 111とSk -67° 101への線列間で、1.5 pcの投影距離においてH₂の柱密度にほぼ2 dexの増加が観測された。
• O Iの柱密度はこれらの線列間でほぼ一定であり、H₂の変動が全中性ガス柱密度の変化に起因するものではないことを示している。
• H₂の変動は、分子ガスにおける密度不均一性の直接的なトレーサーと解釈され、異なる線列で60 cm⁻³からより高い値までの推定密度を示している。
• Sk -67° 107とLH 54-425の間で0.08 pc未塔のスケールで、ガス密度に1.8倍の変動が検出され、サブパーセクスケールの構造が存在することを示している。
• Sk -67° 101からSk -67° 107にかけての内側自己遮蔽ガスでは、H₂の励起温度（Tex）は約70 Kであり、寒冷中性媒体（CNM）と整合的であるが、LH 54-425およびSk -67° 111に向かって約200 Kに上昇する。
• 分子ガスのパス長（Dmol）の推定値は0.1〜1.8 pcの範囲にあり、最小の値はH₂が連結された構造ではなく、小規模で孤立したクラウドレットに存在していることを示唆している。