[論文レビュー] On the chemistry and distribution of HOC+ in M82: More evidence for extensive PDRs

A. Fuente, S. García‐Burillo+9 more|ArXiv.org|Oct 5, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 32被引用数 29

ひとこと要約

本研究は、高分解能干渉観測と改良されたPDRモデルを用いて、星形成暴走銀河M82におけるHOC+の化学および空間的分布を調査した。HOC+の放射は、n ≥ 10⁴ cm⁻³の高密度で紫外線に照射された光分解領域（PDR）に起因しており、分子ガス質量の87％を占める小規模で高密度なクラウド（A_V = 5 mag）に主に由来することを確認した。これは、M82が分子ガスの貯留がほぼ枯渇した古めいた星形成暴走銀河であることを示している。

ABSTRACT

The molecular gas composition in the inner 1 kpc disk of the starburst galaxy M82 resembles that of Galactic Photon Dominated Regions (PDRs). In particular, large abundances of the reactive ions HOC+ and CO+ have been measured in the nucleus of this galaxy. To investigate the origin of the large abundances of reactive ions in M82, we have completed our previous 30m HOC+ J=1-0 observations with the higher excitation HCO+ and HOC+ J=4-3 and 3-2 rotational lines. In addition, we have obtained with the IRAM Plateau de Bure Interferometer (PdBI) a 4" resolution map of the HOC+ 1-0 emission, the first ever obtained in a Galactic or extragalactic source. Our HOC+ interferometric image shows that the emission of the HOC+ 1-0 line is mainly restricted to the nuclear disk, with the maxima towards the E. and W. molecular peaks. In addition, line excitation calculations imply that the HOC+ emission arises in dense gas. Therefore, the HOC+ emission is arising in the dense PDRs embedded in the M82 nuclear disk, rather than in the intercloud phase and/or wind. We have improved our previous chemical model of M82 by (i) using the new version of the Meudon PDR code, (ii) updating the chemical network, and (iii) considering two different types of clouds (with different thickness). Most molecular observations (HCO+, HOC+, CO+, CN, HCN, H3O+) are well explained assuming that ~ 87 % of the mass of the molecular gas is forming small clouds (Av=5 mag) while only ~ 13 % of the mass is in large molecular clouds (Av=50 mag). Such small number of large molecular clouds suggests that M82 is an old starburst, where star formation has almost exhausted the molecular gas reservoir.

研究の動機と目的

• M82の核における反応性イオン（HOC+ や CO+）の高濃度の起源を特定すること。
• 星形成暴走銀河の極めて強い星間媒体において、分子化学を駆動するのは紫外線かX線かを区別すること。
• 新たな高励起線データと干渉測定画像を用いてPDR化学モデルを精緻化すること。
• M82核ディスクにおけるHOC+放射の空間的分布および物理的状態を評価すること。

提案手法

• 30mおよびJCMTを用いたHOC+およびHCO+のJ=3→2およびJ=4→3遷移の観測により、線の励起状態を調査した。
• IRAM Plateau de Bure干渉計を用いて、HOC+ 1→0放射の4"解像度の干渉測定マップを取得した。
• 更新された化学ネットワークを用いたMeudon PDRコードを用い、G₀ = 10⁴ Habing単位の放射場に照射された2種類のクラウド（A_V = 5および50 mag）を想定した。
• 線強度比からガス密度（n ≥ 10⁴ cm⁻³）を推定するための励起計算を実施した。
• モデル予測と観測線強度比（例：[CN]/[HCN]、[CO+]/[HCO+]）の比較により、クラウド質量分率を制約した。
• 2成分クラウドモデルを用いて、HCO+、HOC+、CO+、CN、HCN、H₃O+など複数種の分子の観測濃度を再現した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 M82で観測されたHOC+および他のイオン濃度を再現するには、どのような物理的条件（密度、紫外線場、クラウドサイズ）が必要か？
• RQ2 HOC+の高濃度は、主に紫外線光子か、星形成暴走からのX線か、どちらによって駆動されているか？
• RQ3 M82における分子ガス質量の何パーセントが小規模で高密度なクラウド（A_V = 5 mag）に、何パーセントが大規模で広がったクラウド（A_V = 50 mag）に存在するか？
• RQ4 宇宙線強度を増強したPDRモデル（ζ = 4×10⁻¹⁵ s⁻¹）と2種類のクラウドを用いたモデルが、観測された全般的な分子線強度比を再現できるか？
• RQ5 HOC+放射の空間的分布は、PDR起源を支持するものか、それとも間隙媒体や噴流からの放射とは異なるか？

主な発見

• HOC+ 1→0放射は核ディスクに限定されており、東部および西部の分子ピークに向かってピークを示しており、4"解像度の干渉測定マップにより、高密度ガスからの起源が確認された。
• 線の励起計算から、HOC+放射はn ≥ 10⁴ cm⁻³の高密度ガスに起因しており、低密度の間隙ガスや風状態からの放射は排除された。
• HOC+放射は、X線イオン化ではなく、紫外線駆動の化学反応によるものであり、これは拡散的X線放射と相関がないことから示された。
• 最良の適合PDRモデルでは、分子ガス質量の87％が小規模で高密度なクラウド（A_V = 5 mag）に、残りの13％が大規模クラウド（A_V = 50 mag）に存在すると要求され、ガス貯留がほとんど枯渇した古めいた星形成暴走であることを示唆した。
• モデルは観測された線強度比（[CN]/[HCN] = 6、[HCO+]/[HOC+] = 44、[CO+]/[HCO+] = 0.04）を良好に再現しており、紫外線支配の化学反応と整合的であった。
• モデルはN(HOC+) = 2.5×10¹³ cm⁻²およびN(CO+) = 1.5×10¹³ cm⁻²を予測し、観測値と2倍以内の誤差で一致しており、2クラウド、紫外線照射PDRモデルの妥当性が裏付けられた。