[論文レビュー] Linear polarization of submillimetre masers. Tracing magnetic fields with ALMA

A. F. Pérez-Sánchez, W. H. T. Vlemmings|Chalmers Publication Library (Chalmers University of Technology)|Jan 4, 2013

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 57被引用数 12

ひとこと要約

本稿は、ALMAの完全な偏光能力を用いて、SiO、H₂O、HCNのミリ波帯の線形成分光マーサーの線形成分光マーサーの検出可能性を調査している。放射輸送モデルを用いた分析により、ゼーマン効果支配下（gΩ > R かつ gΩ > Γ）では、13–19%の線形成分光マーサーの偏光度が達成可能であることが示され、星形成領域および（準）AGB星の周囲環境における磁場のトレースが可能となる。

ABSTRACT

(Abridged) The goal of this work is to investigate if SiO, H2O and HCN maser emission within the ALMA frequency range can be detected with observable levels of fractional linear polarization in the regime where the Zeeman frequency (gOmega) is greater than the stimulated emission rate (R) and the decay rate of the molecular state (Gamma). We have used a radiative transfer code to calculate the fractional linear polarization as a function of the emerging brightness temperature for a number of rotational transition of SiO, H2O and HCN which have been observed to display maser emission at submillimetre wavelengths. We assume typical magnetic field strengths measured towards galactic star forming regions and circumstellar envelopes of late-type stars from previous VLBI observations. Since the Landé g-factors have not been reported for the different rotational transitions we have modeled, we performed our calculations assuming conservative values of the Zeeman frequency for the different molecular species. Setting a lower limit for the Zeeman frequency which still satisfies the criteria gOmega>R and gOmega>Gamma, we find fractional polarization levels of up to 13%, 14% and 19% for the higher J transitions analysed for SiO, H2O and HCN, respectively, without considering anisotropic pumping or any other non-Zeeman effect. Such upper limits were calculated assuming a magnetic field oriented perpendicular to the direction of propagation of the maser radiation. According to our results SiO, H2O and HCN maser emission within the ALMA frequency range can be detected with suitable linear polarization to trace the magnetic field structure towards star forming regions and late-type stars, even if the detected polarization has been enhanced by non-Zeeman effects.

研究の動機と目的

• ALMAの周波数範囲におけるSiO、H₂O、HCNマーサーが、ゼーマン効果支配下において観測可能な線形成分光マーサーの偏光を示すかどうかを評価すること。
• ゼーマン周波数が誘導放出率および自発的崩壊率を上回る条件下で、達成可能な最大の線形成分光マーサーの偏光度を特定すること。
• 偏光マーサー放射を、星形成領域および周囲環境における磁場構造の信頼できるトレーサーとして使用する可能性を評価すること。
• 輝度温度とビーミング効果を考慮した上で、異なるマーサー遷移における検出可能な偏光レベルの定量的推定値を提供すること。

提案手法

• 分光マーサーの偏光度を輝度温度×ビーム立体角（TbΔΩ）の関数として計算するために、Nedoluha & Watson (1992) に基づく放射輸送コードを用いた。
• 分析では、保守的なLandé g因子と、銀河系の星形成領域および（準）AGB包層で観測された典型的な磁場強度を仮定した。
• 偏光の向きが内在する磁場と一致することを保証するため、gΩ > R および gΩ > Γ の条件を評価した。
• 誘導放出率RはTbΔΩから導出され、Tbは観測された電波強度とビームサイズから計算された。
• SiO、H₂O、HCNの振動準位v=3までを対象とし、高J回転遷移に焦点を当てた。
• ALMA感度計算ツールを用いて、1%の偏光検出に必要なオーバーサンプル積算時間の推定値を得た。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ALMAバンドにおけるSiO、H₂O、HCNマーサーは、ゼーマン効果支配下において観測可能な線形成分光マーサーの偏光を示すことができるか？
• RQ2 gΩ > R および gΩ > Γ の条件下で、これらのマーサーが達成可能な最大の線形成分光マーサーの偏光度は何か？
• RQ3 輝度温度とビーミング立体角は、偏光が磁場トレーサーとしての信頼性にどのように影響を与えるか？
• RQ4 低電波強度のマーサー特徴に対して、ALMAが1%の線形成分光マーサーの偏光を検出するのに必要な積算時間はどの程度か？
• RQ5 非ゼーマン効果が偏光を強化する場合、磁場解釈を無効にしない範囲でどの程度まで影響を及ぼすか？

主な発見

• SiOマーサーは、Zeeman支配下のALMAバンドにおいて最大13%の線形成分光マーサーの偏光度が達成可能である。
• H₂Oマーサーは、gΩ > R および gΩ > Γ の条件下で最大14%の線形成分光マーサーの偏光度に達する。
• HCNマーサーは、最も高い潜在的性能を示し、Zeeman領域では最大19%の線形成分光マーサーの偏光度に達する。
• ピーク電波強度が数10 Jy/beam程度のSiOマーサーにおいて、1%の線形成分光マーサー偏光の5σ検出は1時間未満のオンソース積算時間で可能である。
• 183 GHzのH₂Oマーサーでは、ビーミング立体角が1.6×10⁻³ srを超える場合、短時間積算で1%の偏光レベルが検出可能である。
• 強力なマーサーであっても、磁場トレーサーとして信頼性を保つためには、TbΔΩの詳細な分析が必要である。