[論文レビュー] ISO-LWS observations of C+ and O lines in absorption toward SgrB2

C. Vastel, P. Cox+4 more|CERN Bulletin|Aug 9, 2002

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 22

ひとこと要約

本研究では、Sgr B2への線路上の複数の雲層を分離するために、高分解能ISO-LWSファイバーペロの[ C II ] 157.7 μm、[ O I ] 63.2 μm、および145.5 μm線の観測を実施した。その結果、大気中酸素の約70%が原子状（O⁰）に存在し、内部の雲コアではO⁰/CO比が約2.5であることが判明した。また、[C II] 157.7 μm線が光学的厚さを示すことが示され、これが明るい銀河における線の不足を説明できることが明らかになった。

ABSTRACT

High spectral resolution ISO-LWS observations of the [OI] 63.2 and 145.5 microns and [CII] 157.7 microns fine structure lines are presented for the center of the Sagittarius B2 complex (SgrB2). Both the [OI] 63.2 microns and the [CII] 157.7 microns lines are detected in absorption. Using observations of the CO isotopes and of the HI lines, absorption components can be associated with many clouds along the Sgr B2 line of sight. From these data, we were able to disentangle three different layers, as predicted by PDR models, which contain atomic oxygen. We derive lower limits for the column densities of C and O. The fact that the [CII] 157.7 microns line is detected in absorption implies that the main cooling line of the interstellar medium can be optically thick especially in the direction of large star-forming complexes or in the nuclei of galaxies. This could partially account for the deficiency in the [CII] 157.7 microns line which has been recently found toward infrared bright galaxies in ISO data.

研究の動機と目的

• 高スペクトル分解能の遠赤外微細構造線を用いて、Sgr B2への線路上の複数の雲層を分離すること。
• 星間雲の異なる状態（C⁺、C⁰、CO）における炭素および酸素の分布を特定すること。
• O⁰/CO濃度比を定量的に評価し、星間冷却における原子状酸素の役割を評価すること。
• [C II] 157.7 μm線の光学的厚さを調査し、星形成領域におけるISM冷却に与える影響を明らかにすること。
• 観測された線幅プロファイルと雲層構造を比較することで、PDRモデルの予測を検証すること。

提案手法

• ISO-LWS機器を用いた[ C II ] 157.7 μm、[ O I ] 63.2 μm、および145.5 μm線の高スペクトル分解能ファイバーペロ観測。
• H IおよびCO同素体線データを用いた吸収成分のクロス同定により、雲の速度および柱密度を追跡すること。
• 線幅プロファイルのモデリングにより、C⁺優位の外層、C⁰遷移領域、CO優位の内核に分かれる異なる雲層からの寄与を分離すること。
• 光学的厚さの仮定に基づき、線強度から原子炭素および酸素の柱密度の下限を導出すること。
• 同素体CO観測から導かれるCO柱密度と比較することで、O⁰柱密度を用いてO⁰/CO比を計算すること。
• 線幅プロファイルに吸収特徴が存在することに基づき、[C II]線の光学的厚さを評価すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Sgr B2の線路上の高密度雲では、気体酸素の何パーセントがCOに閉じ込められるのではなく、原子状（O⁰）に存在しているか？
• RQ2 銀河中心部の星間雲の異なる層において、C⁺、C⁰、COの分布はどのように変化するか？
• RQ3 Sgr B2のような高い柱密度を持つ領域では、[C II] 157.7 μm線がどの程度光学的厚さを示すか？
• RQ4 高分解能遠赤外観測により、複数の吸収成分を解像し、それらの物理的起源を区別できるか？
• RQ5 観測されたO⁰/CO比は、標準的なPDRモデルの予測とどのように一致するか？

主な発見

• Sgr B2への線路上の原子酸素（O⁰）の全柱密度は、速度範囲-120 km s⁻¹から+10 km s⁻¹の間で約3.1 × 10¹⁹ cm⁻²である。
• 雲の内部コア部におけるO⁰/CO比は約2.5であり、これは気体酸素の約70%が原子状に存在することを示している。
• [C II] 157.7 μm線は20 km s⁻¹未満の速度で吸収状態で検出されており、ISMの主冷却線における光学的厚さの影響が示唆されている。
• [O I] 63.2 μm線は-200から100 km s⁻¹の全速度範囲で吸収状態にあり、冷たい原子ガスによる吸収と整合的である。
• C⁰柱密度は約2.4 × 10¹⁷ cm⁻²と推定され、独立した[C I] 492 GHz観測とよく一致している。
• 銀河中心距離3–4 kpcの雲ではC⁰/CO比が約2.5であるが、銀河中心領域では0.7未満に減少する。