[論文レビュー] Non-equilibrium H2 ortho-to-para ratio in two molecular clouds of the Galactic Center

Nemesio Rodríguez-Fernández, J. Martín‐Pintado+5 more|arXiv (Cornell University)|Feb 25, 2000

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 3被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、ISO SWSおよびLWSデータを用いて、銀河中心分子雲における温い分子状水素（H₂）の柱密度を初めて直接測定した。非局所熱力学的平衡（non-LTE）におけるオルト対パラ比（OTPR）は約1.0であり、250 Kで予想される局所熱力学的平衡（LTE）値の約3より著しく低い。低OTP Rは、ガス温度が高く、温いダスト放射が弱いことと併せて、約10 km s⁻¹の低速度衝撃波が10⁴年以内に加わったこと、H₂は初期にOTP R ≲ 3で生成され、オルト対パラ変換の時間が遅いため（約10⁶年）、まだ平衡に達していないことを示している。

ABSTRACT

We present ISO observations of the S(0), S(1), S(2), and S(3) rotational lines of molecular hydrogen from two molecular clouds near the Galactic Center (GC). We have also measured continuum dust emission at infrared wavelengths with ISO and the rotational radio lines J=1-0 of 13CO and C18O and J=2-1 of C18O with the IRAM-30m telescope. Using the dust continuum spectra and the CO lines we derive a total visual extinction of 15-20 magnitudes toward these GC clouds. After correcting the H2 data for extinction, the gas temperatures are \~250 K and the column densities of warm gas are ~2e21 cm-2. This is the first direct measure of the H2 column densities of the warm component; with this, we estimate an NH3 abundance in the warm gas of ~ 2e-7. The column density of warm gas is, at least, a factor of 100 larger than the corresponding column densities derived from the warm dust. The observed ortho-to-para ratio (OTPR) is ~ 1, clearly below the local thermodynamical equilibrium (LTE) OTPR for gas at 250 K of ~3. Low velocity shocks (~ 10 km/s) are the most likely explanation for the column densities of warm gas and dust and the non-LTE H2 OTPR.

研究の動機と目的

• ISO SWSおよびLWS観測を用いて、銀河中心分子雲における温いH₂の柱密度を測定すること。
• これらの雲におけるH₂のオルト対パラ比（OTPR）を特定し、局所熱力学的平衡（LTE）からの逸脱を評価すること。
• 強い赤外線源やUV放射が存在しない状況下で、高いガス温度（約250 K）を生じる加熱機構を特定すること。
• H₂の柱密度をダストおよびCO観測と比較することで、物理的状態および温いガス分率を制約すること。
• 高密度分子雲におけるオルト対パラ変換の時間スケールを評価し、衝撃歴に与える影響を検討すること。

提案手法

• 純回転H₂線（S(0)からS(3)）および赤外波長域でのダスト連続スペクトルを観測するため、ISO SWSおよびLWSスペクトルを取得した。
• IRAM-30m望遠鏡を用いて、13COおよびC¹⁸OのJ=1–0およびJ=2–1回転線を観測し、冷たいガスをトレースし、視覚的減光量を導出した。
• ダスト連続スペクトルおよびCO線データを統合して、雲に向けての総視覚的減光量を約15–20 magと推定した。
• 導出されたA_V、ガス温度（約250 K）、および柱密度（約2×10²¹ cm⁻²）を用いて、ダスト減光補正を施したH₂線輝度を補正した。
• 減光補正後のS(1)およびS(0)線の相対的強度から、オルト対パラ比（OTPR）を計算した。
• 先行観測からのNH₃の割合推定値と照らし合わせ、NH₃の割合（約2×10⁻⁷）を推定し、化学的平衡状態を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河中心分子雲における真の温いH₂柱密度は何か？ また、冷たいガスおよび温いダスト成分と比べてどうか？
• RQ2 これらの雲におけるH₂の観測されたオルト対パラ比（OTPR）は、ガス温度が約250 Kの状況で局所熱力学的平衡（LTE）にあるか？
• RQ3 強いUVまたは赤外線加熱源が存在しない状況で、高いガス温度（約250 K）および非LTEのOTP Rを説明する物理的機構は何か？
• RQ4 既知のオルト対パラ変換時間スケールを考慮すると、観測された非平衡OTP Rに基づいて、衝撃イベントはどのくらい前（年数）に発生したと推定できるか？
• RQ5 銀河中心における衝撃時間スケールと銀河回転時間スケールの関係は何か？

主な発見

• 温いH₂の柱密度は約2×10²¹ cm⁻²で直接測定され、銀河中心雲における温いガス成分の最初の直接測定結果である。
• 減光補正後、オルト対パラ比（OTPR）は1.0 ± 0.4に達し、250 Kで予想されるLTE値の約3より著しく低いことが判明した。
• 温いH₂の柱密度は、温いダストの柱密度の少なくとも100倍以上に達しており、温いガスと温いダスト放射の間で分離（デカップリング）が生じていることを示している。
• 温いガス中のNH₃の割合は約2×10⁻⁷と推定され、冷たい成分と同等の値であり、温度差があるにもかかわらず同様の化学反応が進行していることを示唆している。
• 非LTEのOTP Rおよび高いガス温度は、10 km s⁻¹程度の低速度衝撃波が10⁴年以内にガスを加熱したことで説明できる。このとき、オルト対パラ変換が進行する以前の状態である。
• 高密度雲におけるオルト対パラ変換の時間スケールは約10⁶–10⁸年であり、観測されたOTP R ≈ 1は、衝撃通過直後のH₂の状態を反映しており、平衡状態ではないことを示している。