[論文レビュー] Molecular gas in the Galactic center region III. Probing shocks in molecular cores

S. Huettemeister, G. Dahmen+4 more|arXiv (Cornell University)|Mar 5, 1998

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 5被引用数 11

ひとこと要約

本研究では、SEST、JCMT、HHT望遠鏡を用いたC18OおよびSiO同素体のマルチライン観測を通じて、銀河中心の分子核におけるショックを調査した。SiO線明るさは、高密度・低温ガス（n(H₂) > 10⁴ cm⁻³、T_KIN ~ 25 K）に起因し、SiOの同位体比は約10⁻⁹で、雲同士の衝突が予測される領域で強化されている。これは、大規模な運動論的駆動によるショック活性を示している。

ABSTRACT

Multiline observations of C18O and SiO isotopomers toward 33 molecular peaks in the Galactic center region, taken at the SEST, JCMT and HHT telescopes, are presented. The C18O presumably traces the total H_2 column density, while the SiO traces gas affected by shocks and high temperature chemistry. The J =2-1 line of SiO is seen only in few regions of the Galactic disk. This line is easily detected in all Galactic center sources observed. A comparison of the strength of the rare isotopomers 29SiO and 30SiO to the strength of the main isotopomer 28SiO implies that the J = 2-1 transition of 28SiO is optically thick. The 29Si/30Si isotope ratio of 1.6 in the Galactic center clouds is consistent with the terrestrial value. Large Velocity Gradient models show that the dense component (n_(H_2) > 10^4cm-3) in typical molecular cores in the Galactic center is cool (TKIN ~ 25K), contrary to what is usually found in Giant Molecular Clouds in the disk, where the densest cores are the hottest. High kinetic temperatures, > 100K, known to exist from NH_3 studies, are only present at lower gas densities of a few 10^3cm-3, where SiO is highly subthermal. Assuming that C18O traces all of the molecular gas, it is found that in all cases but one, SiO emission is compatible with arising in gas at higher density that is (presently) relatively cool. The relative abundance of SiO is typically 10^-9, but differs significantly between individual sources. It shows a dependence on the position of the source within the Galactic center region. High abundances are found in those regions for which bar potential models predict a high likelihood for cloud-cloud collisions. These results can be used to relate the amount of gas that has encountered shocks within the last ~ 10^6 years to the large scale kinematics in the inner ~500pc of the Galaxy.

研究の動機と目的

• 高スペクトル分解能線観測を用いて、銀河中心の分子核におけるショック励起を解明すること。
• SiO放射ガスの物理的状態（密度、温度）を特定し、ショック過程における起源を評価すること。
• SiO同位体比の空間的依存性を調査し、大規模な運動論的状態および雲同士の衝突と関連付けること。
• 28SiO J=2-1線の光学厚さを検証し、銀河中心における同位体比を制約すること。
• 銀河中心の分子核における励起状態を、銀河スケールの巨大分子雲（Giant Molecular Clouds）と比較すること。

提案手法

• SEST、JCMT、HHT望遠鏡を用いて、銀河中心の33個の分子ピークに対してC18OおよびSiO同位体（28SiO、29SiO、30SiO）のマルチライン観測を実施した。
• 全分子ガスを tracer するため、C18OをH₂総柱密度の tracer として用いた（すべての分子ガスを tracer すると仮定）。
• SiOをショック tracer として用いた。これは、高温化学反応に敏感で、非局所的熱平衡（non-LTE）励起に起因するため。
• 29SiOおよび30SiO同位体の相対的強度を用いて、28SiO J=2-1線の光学厚さを分析した。
• 大型速度勾配（LVG）モデルを適用し、線比から力学的温度および密度を導出した。
• バー・ポテンシャルモデルによる予測と観測されたSiO同位体比を比較し、雲同士の衝突の可能性を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河中心の分子核におけるSiO放射ガスの物理的状態（密度および温度）は何か？
• RQ2 28SiO J=2-1線は光学的に厚いか？ その影響は同位体比の決定にどのように現れるか？
• RQ3 SiO同位体比は銀河中心全域でどのように変化し、予測された雲同士の衝突領域と相関しているか？
• RQ4 なぜ28SiO J=2-1遷移は銀河中心では検出可能だが、銀河スケールのディスク領域では希少なのか？
• RQ5 銀河中心の分子核における励起状態は、ディスク領域の巨大分子雲とどのように異なるか？

主な発見

• 29SiOおよび30SiO同位体の相対的強度から、28SiO J=2-1線は光学的に厚いことが示された。
• 銀河中心の雲における29Si/30Si同位体比は1.6であり、地球の値と整合的である。
• 銀河中心の分子核における高密度成分の力学的温度は約25 Kであり、ディスク領域の巨大分子雲に比べて顕著に冷却されている。
• 高力学的温度（>100 K）は、低密度（数×10³ cm⁻³程度）の領域でのみ観測され、その場合SiOは準熱的状態にある。
• SiO同位体比は通常約10⁻⁹であり、雲同士の衝突確率が高い領域と強く相関している。
• 観測されたSiO放射は、高温で低密度ガスではなく、高密度・低温ガスに起因しており、高密度環境におけるショック励起を示している。