[論文レビュー] Outflows from young objects observed with the ISO-LWS I. Fine structure lines [O I] 63, [O I]145 and [C II]157 micron

R. Liseau, K. Justtanont+1 more|ArXiv.org|Sep 28, 2005

Spectroscopy and Laser Applications被引用数 33

ひとこと要約

本研究では、ISO-LWSデータを用いて若い星形成領域における若い星対象（YSO）からの遠赤外線微細構造線 [O I] 63, 145, および [C II] 157 μm を分析し、星形成領域におけるその診断的有用性を評価する。その結果、[O I] 63/145 μm 線強度比が著しく低い現象は、主に冷たい希薄なガスによる 63 μm 線の前駆体吸収によって説明できることが判明した。これはメーサー効果や光学的厚さの効果とは異なり、アウトフロー領域におけるこれらの線の診断的有用性を著しく制限する。

ABSTRACT

Far infrared fine structure line data from the ISO archive have been extracted for several hundred YSOs and their outflows, including molecular (CO) outflows, optical jets and Herbig-Haro (HH) objects. Given the importance of these lines to astrophysics, their excitation and transfer ought to be investigated in detail and, at this stage, the reliability of the diagnostic power of the fine structure transitions of O I and C II has been examined. Several issues, such as the extremely small intensity ratios of the oxygen 63 micron to 145 micron lines, are still awaiting an explanation. It is demonstrated that, in interstellar cloud conditions, the 145 micron line is prone to masing, but that this effect is likely an insufficient cause of the line ratio anomaly observed from cold dark clouds. Very optically thick emission could in principle also account for this, but would need similar, prohibitively high column densities and must therefore be abondoned as a viable explanation. One is left with [O I] 63 micron self absorption by cold and tenuous foreground gas, as has been advocated for distant luminous sources. Recent observations with the submillimeter observatory Odin support this scenario also in the case of nearby dark molecular clouds. On the basis of this large statistical material we are led to conclude that in star forming regions, the [O I] and [C II] lines generally have only limited diagnostic value.

研究の動機と目的

• 若い星対象（YSO）のアウトフローにおける [O I] 63, 145 μm および [C II] 157 μm 微細構造線の信頼性と診断的潜在能力を評価すること。
• 冷たい暗黒雲において観測された [O I] 63/145 μm 強度比の異常低値が、標準的な光学的薄い放射モデルと矛盾することを解明すること。
• メーサー効果、光学的厚さ効果、前駆体吸収といった代替説を検証すること。
• これらの線が、密度や温度といった物理的状態を信頼性を持って追跡できるかどうかを検討すること。
• 星形成領域の恒星間媒体研究におけるこれらの線の診断的限界を評価すること。

提案手法

• 分子アウトフロー、光学的ジェット、ヘービー・ハロー天体を含む552件のYSOのISO-LWS中分解能スペクトル観測の分析。
• スペクトル強度密度のライン中央部におけるガウスフィッティングによる線輝度抽出と、バックグラウンドノイズに基づく保守的な誤差推定。
• 3σの上限値を、rmsノイズとスペクトル分解能要素（63 μm では spl = 0.29 μm、145/157 μm では 0.6 μm）から導出。
• 観測された [O I] 63/145 μm および [O I] 63/[C II] 157 μm 強度比を理論モデルと統計的に比較。
• 三準位系であるO I基底状態（3P_J）の統計的平衡方程式の適用、衝突率と放射遷移確率の組み合わせ。
• Schöierら（2005）の原子データを用いた数値モデル化と解析的解法の実施。特に反転およびメーサー効果に注意を払う。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ冷たい暗黒雲において観測された [O I] 63 μm / 145 μm 強度比が、光学的薄い状態下での期待値よりも著しく低いのか？
• RQ2 145 μm 線のメーサー効果のみで、冷たい暗黒雲における観測された線比の異常を説明できるのか？
• RQ3 必要な線密度が極めて高いことから、光学的厚い放射が63/145 μm 比の低値を説明するのに妥当な説明であると考えられるか？
• RQ4 冷たい希薄なガスによる63 μm 線の前駆体吸収（N(O I) ≈ 1×10^17 cm⁻²）が、観測された比を一貫して説明できるのか？
• RQ5 [O I] および [C II] 微細構造線がYSOアウトフローにおける物理的状態の診断にどの程度有効に残っているのか？

主な発見

• 観測された [O I] 63/145 μm 強度比の大部分は、光学的薄い放射とは一致せず、低温度下での光学的厚い放射を示唆している。
• 145 μm 線のメーサー効果のみでは、冷たい暗黒雲における観測された線比の異常を説明できない。
• 光学的厚い放射は、現実的ではないほど高い線密度を要するため、説明可能性に欠ける。
• 冷たい希薄なガス（N(O I) ≈ 1×10^17 cm⁻²）による63 μm 線の前駆体吸収が、観測比を一貫して説明できる妥当な説明である。これは、H2O線のOdin観測結果とも一致する。
• [O I] 63 μm / [C II] 157 μm 線比についても同様に影響を受けており、診断的信頼性が低下する。
• 全体として、[O I] および [C II] の微細構造線は、吸収効果のため、銀河的星形成領域における診断的価値は限定的である。