[論文レビュー] Oxygen in dense interstellar gas - the oxygen abundance of the star forming core rho Oph A

René Liseau, K. Justtanont|arXiv (Cornell University)|Mar 20, 2009

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 47被引用数 6

ひとこと要約

本研究は、ISO/CAM-CVFおよびLWSを用いたH₂および[O I]線の観測から、ρ Oph Aの高密度星形成核における酸素分圧を決定した。酸素分圧の可能性として3つのシナリオが得られた：標準的分圧を有する拡張的低密度ガス、標準的分圧を有するコンパクトな高密度ガス、または[O/H] ≈ 2×10⁻⁵の低減分圧を有する拡張的高密度ガス。化学的進化の予測を踏まえ、後者を支持する。

ABSTRACT

Oxygen is the third most abundant element in the universe, but its chemistry in the interstellar medium is still not well understood. In order to critically examine the entire oxygen budget, we attempt here initially to estimate the abundance of atomic oxygen, O, in the only one region, where molecular oxygen, O2, has been detected to date. We analyse ISOCAM-CVF spectral image data toward rho Oph A to derive the temperatures and column densities of H2 at the locations of ISO-LWS observations of two [OI] 3P_J lines. The intensity ratios of the (J=1-2) 63um to (J=0-1) 145um lines largely exceed ten, attesting to the fact that these lines are optically thin. This is confirmed by radiative transfer calculations, making these lines suitable for abundance determinations. For that purpose, we calculate line strengths and compare them to the LWS observations. Excess [OI] emission is observed to be associated with the molecular outflow from VLA 1623. For this region, we determine the physical parameters, T and N(H2), from the CAM observations and the gas density, n(H2), is determined from the flux ratio of the [O I]63um and [O I]145um lines. For the oxygen abundance, our analysis leads to essentially three possibilities: (1) Extended low density gas with standard ISM O-abundance, (2) Compact high density gas with standard ISM O-abundance and (3) Extended high density gas with reduced oxygen abundance, [O/H] ~ 2E-5. As option (1) disregards valid [O I] 145um data, we do not find it very compelling; we favour option (3), as lower abundances are expected as a result of chemical cloud evolution, but we are not able to dismiss option (2) entirely. Observations at higher angular resolution than offered by the LWS are required to decide between these possibilities.

研究の動機と目的

• ρ Oph Aの星形成核における高密度星間媒体の酸素分圧を決定すること。
• 分子酸素（O₂）が検出された領域における酸素予算を解明すること。
• 物理的条件（温度、密度、吸収量）が酸素分圧の決定に与える影響を評価すること。
• 高密度雲における化学的進化による酸素吸着の対立モデルを評価すること。

提案手法

• ISOCAM-CVFスペクトル画像データの解析により、ρ Oph A領域全体におけるH₂回転線温度および吸収量を導出する。
• [O I] 63 μmおよび145 μm線のLWS観測を用い、線強度比分析によりガス密度および酸素分圧を決定する。
• 放射線輸送計算により、[O I]線が光学的薄さであることを確認し、分圧決定への妥当性を検証する。
• 観測された線強度を理論的モデルと比較し、物理的パラメータおよび酸素分圧を制約する。
• H₂線に対して回転図法を適用し、温度勾配による曲率を避けるためにS(7)線を除外する。
• 臨界密度および光学的厚さの条件を評価し、H₂線の局所熱力学的平衡（LTE）および光学的薄さを確認する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 分子ジェットを伴う領域において、特にρ Oph Aの高密度核における酸素分圧は何か？
• RQ2 観測された[O I]線強度比は、ガスの物理的条件（温度、密度、吸収量）をどのように制限するか？
• RQ3 3つの可能性のある分圧シナリオ——標準的分圧を有する拡張的低密度ガス、標準的分圧を有するコンパクトな高密度ガス、または拡張的高密度ガスにおける低減分圧——のうち、どれが観測データと最も整合するか？
• RQ4 温度勾配や非LTE効果は、H₂および[O I]線からの分圧決定の信頼性にどの程度影響を与えるか？
• RQ5 化学的進化は、高密度星間雲における酸素分圧の低減にどのように寄与するか？

主な発見

• [O I] 63 μm対145 μm線強度比は10を著しく上回り、線が光学的薄さであることを確認し、分圧分析に適していることを示している。
• [O I]線の過剰な放射は、VLA 1623からの分子ジェットと関連しており、衝撃励起を示している。
• ジェット領域におけるH₂ガスは、広範囲にわたり約1000 Kの均一な温度を示しており、単一温度近似が妥当であることを支持している。
• H₂線は光学的薄さであり、光学的厚さ効果の閾値（N(H₂) ≪ 1.5×10²² cm⁻²）を著しく下回っている。
• S(7)線の臨界密度は平均H₂密度（3×10⁵ cm⁻³）未満であり、局所熱力学的平衡（LTE）の仮定が正当化される。
• 3つの酸素分圧シナリオが妥当である：(1) 標準的[O/H]を有する拡張的低密度ガス、(2) 標準的[O/H]を有するコンパクトな高密度ガス、(3) [O/H] ≈ 2×10⁻⁵の低減分圧を有する拡張的高密度ガス。化学的進化の予測を踏まえ、(3) が支持される。