[論文レビュー] Origin of the hot gas in low-mass protostars: Herschel-PACS spectroscopy of HH 46

T. A. van Kempen, L. E. Kristensen+63 more|UvA-DARE (University of Amsterdam)|May 12, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 25被引用数 62

ひとこと要約

本研究では、低質量な原始星HH 46における高温ガスの起源を解明するために、Herschel-PACS分光法を用いた。その結果、衝撃加熱（特にJ型およびC型衝撃）が遠赤外線線冷却を支配しており、全冷却の少なくとも60％を占めていることが判明した。残りの冷却は、UVで加熱されたキャビティ壁面と、受動的エンベロープ加熱によって供給されている。データは単一の受動的加熱機構を排除し、H₂O、OH、[O i]線放出の駆動要因として衝撃駆動の励起を支持している。

ABSTRACT

'Water in Star-forming regions with Herschel' (WISH) is a Herschel Key Programme aimed at understanding the physical and chemical structure of young stellar objects (YSOs) with a focus on water and related species. The low-mass protostar HH 46 was observed with the Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS) on the Herschel Space Observatory to measure emission in H2O, CO, OH, [OI], and [CII] lines located between 63 and 186 um. The excitation and spatial distribution of emission can disentangle the different heating mechanisms of YSOs, with better spatial resolution and sensitivity than previously possible. Far-IR line emission is detected at the position of the protostar and along the outflow axis. The OH emission is concentrated at the central position, CO emission is bright at the central position and along the outflow, and H2O emission is concentrated in the outflow. In addition, [OI] emission is seen in low-velocity gas, assumed to be related to the envelope, and is also seen shifted up to 170 km/s in both the red- and blue-shifted jets. Envelope models are constructed based on previous observational constraints. They indicate that passive heating of a spherical envelope by the protostellar luminosity cannot explain the high-excitation molecular gas detected with PACS, including CO lines with upper levels at >2500 K above the ground state. Instead, warm CO and H2O emission is probably produced in the walls of an outflow-carved cavity in the envelope, which are heated by UV photons and non-dissociative C-type shocks. The bright OH and [OI] emission is attributed to J-type shocks in dense gas close to the protostar. In the scenario described here, the combined cooling by far-IR lines within the central spatial pixel is estimated to be 2 imes 10-2 L_sun, with 60-80% attributed to J- and C-type shocks produced by interactions between the jet and the envelope.

研究の動機と目的

• 低質量原始星HH 46における観測された遠赤外線線放出を支配する加熱機構の特定。
• 線放出を駆動する受動的エンベロープ加熱、UVで加熱されたキャビティ壁面、および衝撃プロセスの寄与を分離すること。
• 中心原始星領域におけるCO、H₂O、OH、[O i]の相対的冷却寄与の定量的評価。
• 衝撃モデルと受動的エンベロープモデルが、観測された線比および強度を再現できるかどうかの検証。

提案手法

• HH 46の遠赤外線分光法観測をHerschel-PACS機器を用いて実施し、63〜186 μmのH₂O、CO、OH、[O i]、[C ii]の線放出を検出。
• スパイラル画素（spaxels）を用いた空間分解線放出解析により、中心原始星、噴出流、エンベロープからの発光を区別。
• ダスト連続体吸収・放射を含むエスケープ確率コードを用いた単一成分スラブモデルによる線比および強度のモデリング。
• 観測線比（例：H₂O 183 μm / 119 μm、[O i] 63 μm / 146 μm）を、J型およびC型衝撃モデルと受動的エンベロープモデルの予測と比較。
• 各種物質の冷却率を、線輝度を統合して原始星の光度と比較することで推定。
• 衝撃モデル（Neufeld & Dalgarno, 1989; Snell et al., 2005）を用いて、発光領域における密度（n_H ~ 10⁷ cm⁻³）および温度（T_gas > 800 K）などの物理的条件を制約。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 HH 46における高励起分子ガスの観測に起因する主な加熱機構は何か：受動的エンベロープ加熱か、衝撃プロセスか。
• RQ2 OH、H₂O、[O i]の観測線比は衝撃モデルで再現可能か。また、それらが示唆する物理的条件（密度、温度）は何か。
• RQ3 UVで加熱されたキャビティ壁面、C型衝撃、J型衝撃の各成分が、全遠赤外線線冷却に与える寄与はそれぞれどの程度か。
• RQ4 観測されたOH線放出はキャビティ壁面またはジェット衝突領域に起因しており、それによって衝撃の形状はどのようなものか。
• RQ5 中心スパイラル画素における観測線放出は、全遠赤外線冷却のどの程度を占めているか。また、以前のISO-LWS測定と比較するとどうか。

主な発見

• 中心スパイラル画素における[O i] 63 μm / 146 μm線比が約16であることは、低密度（~10⁴ cm⁻³）における高速で解離を伴う衝撃に一致しており、受動的エンベロープ加熱を除外する。
• OH線放出は、高密度（n_H ~ 10⁷ cm⁻³）かつ高温（T_gas > 800 K）領域に起因しており、物理的スケールは約0.5″（~250 AU）である。これは受動的加熱やキャビティ壁面に沿ったC型衝撃とは一致しない。
• J型およびC型衝撃モデルによる冷却は、中心スパイラル画素における全遠赤外線線冷却の少なくとも60％を占め、衝撃による冷却率は単独で1.5 × 10⁻² L☉に達する。
• CO冷却は3つの成分に分散しており、受動的エンベロープ（0.1 × 10⁻³ L☉）、UVで加熱されたキャビティ壁面（3.8 × 10⁻³ L☉）、C型衝撃（2.8 × 10⁻³ L☉）である。これにより、複数の加熱機構が存在することが示唆される。
• H₂O線放出は、UV加熱またはC型衝撃によって最もよく説明され、これらの成分による冷却は合計で5.0 × 10⁻³ L☉に達する。受動的加熱のみでは再現できない。
• 中心スパイラル画素における全遠赤外線線冷却は23.8 × 10⁻³ L☉を超え、ISO-LWS測定と整合的であり、衝撃が線放出の主要エネルギー源であることを示している。