[論文レビュー] Observations of H3+ in the Diffuse Interstellar Medium

Benjamin J. McCall, Kenneth H. Hinkle+7 more|ArXiv.org|Oct 30, 2001

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 61被引用数 113

ひとこと要約

本論文は、7つの拡散星間雲の線路上で予期しないほど高いH₃⁺核密度が検出されたことを報告し、拡散雲化学の標準モデルに挑戦する。観測された濃度は、不実な長距離路線または現在の化学モデルに根本的な欠陥があることを示唆しており、特に電子分率やH₃⁺解離再結合率の再評価が求められる。

ABSTRACT

Surprisingly large column densities of H3+ have been detected using infrared absorption spectroscopy in seven diffuse cloud sightlines (Cygnus OB2 12, Cygnus OB2 5, HD 183143, HD 20041, WR 104, WR 118, and WR 121), demonstrating that H3+ is ubiquitous in the diffuse interstellar medium. Using the standard model of diffuse cloud chemistry, our H3+ column densities imply unreasonably long path lengths (~1 kpc) and low densities (~3 cm^-3). Complimentary millimeter-wave, infrared, and visible observations of related species suggest that the chemical model is incorrect and that the number density of H3+ must be increased by one to two orders of magnitude. Possible solutions include a reduced electron fraction, an enhanced rate of H2 ionization, and/or a smaller value of the H3+ dissociative recombination rate constant than implied by laboratory experiments.

研究の動機と目的

• 拡散雲における高いH₃⁺核密度が特定の領域に局在しているのか、それともISM全体に広がっているのかを特定すること。
• 観測されたH₃⁺濃度と予測値を比較することで、標準的拡散雲化学モデルの妥当性を検証すること。
• 高いH₃⁺濃度が、宇宙線イオン化率（ζ）の増加、電子分率（f）の低下、あるいは予想より低いH₃⁺解離再結合率（ke）に起因しているかどうかを調査すること。
• CO、C₂、またはCNの有無に関係なく、さまざまなタイプの線路上で観測されたH₃⁺濃度が一貫しているかどうかを評価すること。
• 赤化が少ない線路上の観測を通じて、観測されたH₃⁺と理論的予測の乖離を解消する道筋を特定すること。

提案手法

• マヨール4メートル望遠鏡のPhoenix分光計およびUKIRTのCGS4を用いた赤外吸収分光法により、3.668 μmおよび3.715 μmにおけるH₃⁺遷移を検出。
• H₃⁺のν₂曲げモードの基本バンドにおけるR(1,0)–R(1,1) u二重線を、回転遷移の新しい標準表記を用いて分析。
• 同時に赤外COスペクトル（基本バンドおよびオーバートーンバンド）と高分解能可視光スペクトルを取得し、雲の状態を制約。
• 大気吸収特徴を除去するため、地上大気吸収ラインを波長校正に用い、標準星比による補正を実施。
• 信号対雑音比と校正精度に基づく誤差解析を伴い、H₃⁺核密度をスペクトルフィッティングにより推定。
• 色超過E(B-V)および他の分子 tracer（CO、C i、C ii、CH）と比較することで、雲の密度およびイオン化状態を評価。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 拡散雲における高いH₃⁺濃度は、シリウスOB2に特有の現象なのか、それとも拡散ISMの一般的な特徴なのか？
• RQ2 観測されたH₃⁺核密度は、標準的化学モデル下で不切実な長距離路線または低密度を示唆するのか？
• RQ3 電子分率の低下、H₂イオン化率の増加、あるいは実験室値より低いH₃⁺解離再結合率が、乖離を解消できるのか？
• RQ4 H₃⁺が検出された線路上では、電子分率f、宇宙線イオン化率ζ、炭素同位体比zCが、非検出線路と著しく異なるのか？
• RQ5 赤化が少ない線路上の将来的な観測により、fとζ/kₑの変動が異常な原因であるかどうかを区別できるのか？

主な発見

• H₃⁺は、Cygnus OB2 12、Cygnus OB2 5、HD 183143、HD 20041、WR 104、WR 118、WR 121の7つの拡散雲線路上で明確に検出された。
• CO、C₂、CNの存在しない雲でもH₃⁺が検出されたことで、H₃⁺化学が重い二原子分子の生成経路とは分離していることが確認された。
• 標準的化学モデル下で観測されたH₃⁺核密度は、約1 kpcの路長と約3 cm⁻³の密度を示唆しており、典型的な拡散雲の性質とは整合しない。
• 観測されたH₃⁺濃度が既知の電子分率と再結合率と一致しないことから、標準モデルに根本的な欠陥があると示唆される。
• 最も妥当な説明は、予想より高いζ/kₑ比であり、これは低エネルギー宇宙線イオン化の増加、または宇宙空間条件下でのH₃⁺解離再結合率の低下を示唆する。
• HD 194279、HD 168607、P Cygni、χ² Ori、ζ Ophの5つの追加線路上では上限値が得られ、H₃⁺はすべての拡散雲に広がっているわけではないが、特定の領域に広く存在することが示された。