[論文レビュー] The Ionization Fraction in Dense Clouds

C. de Boisanger, F. Helmich+1 more|arXiv (Cornell University)|Nov 20, 1995

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 8

ひとこと要約

本研究では、分子イオンのミリ波・サブミリ波観測を用いて、濃い分子雲NGC 2264 IRS1およびW 3 IRS5における電離度を調査した。線強度比の統計的平衡計算と化学モデルの構築により、それぞれ電子分率は(1.0–3.3)×10⁻⁸および(0.5–1.1)×10⁻⁸であると導出され、宇宙線電離率とイオン化学が電離環境に重要な制約を与える。

ABSTRACT

We present submillimeter observations of various molecular ions toward two dense clouds, NGC 2264 IRS1 and W 3 IRS5, in order to investigate their ionization fraction. Analysis of the line intensity ratios by the way of statistical equilibrium calculations allows determination of the physical parameters: n(H2)~(1-2)e6 cm-3 and T(kin)~50-100 K. Column densities and abundances are also derived. Together, the abundances of the observed ions provide a lower limit to the ionization fraction, which is (2-3)e-9 in both clouds. In order to better constrain the electron abundance, a simple chemical model is built which calculates the steady state abundances of the major positive ions, using the observed abundances wherever available. With reasonable assumptions, good agreement within a factor of two with the observations can be achieved. The calculated electron fraction is x(e)= (1.0-3.3)e-8 in the case of NGC 2264 and x(e)=(0.5-1.1)e-8 for W 3 IRS5. In the first case, the high abundance of N2H+ requires a rather high cosmic ray ionization rate >1e-16s-1, even if all nitrogen is assumed to be in gas phase N2. For W 3 IRS5, ionized metals such as Fe+ and Mg+ could provide 60% of the electrons.

研究の動機と目的

• 観測された分子イオンの豊度を用いて、濃い分子雲における電離度を特定すること。
• 線強度比解析を用いて、NGC 2264 IRS1およびW 3 IRS5における物理的条件—n(H₂)およびT(kin)—を制約すること。
• 宇宙線およびイオン化金属が、これらの領域における電子豊度を維持する上で果たす役割を評価すること。
• 観測されたイオン豊度が、正イオンの定常状態化学モデルと整合するかを検証すること。
• 2つの雲における電子分率x(e)の下限とモデルに基づく推定値を導出すること。

提案手法

• NGC 2264 IRS1およびW 3 IRS5に向けての分子イオン（例：N₂H⁺, HCO⁺, HCN⁺）のサブミリ波観測を用いて、線強度を測定した。
• 観測された線強度比に統計的平衡計算を適用し、物理パラメータn(H₂) ≈ (1–2)×10⁶ cm⁻³およびT(kin) ≈ 50–100 Kを導出した。
• 線データから、観測されたイオンの縦断密度および相対的豊度を導出した。
• 観測された豊度が利用可能な場合に制約として用いられる、定常状態化学モデルを構築した。
• 宇宙線電離および金属イオン寄与（例：Fe⁺, Mg⁺）を含む、主要な電離経路をモデルに組み込んだ。
• モデル出力と観測値を比較することで電子分率x(e)を計算し、不確実性推定を可能にした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 分子イオン観測によって制約される、濃い雲NGC 2264 IRS1における電離度は何か？
• RQ2 W 3 IRS5における電離度はNGC 2264 IRS1と比べてどう異なるか。その差に影響を与える要因は何か？
• RQ3 NGC 2264 IRS1における観測されたN₂H⁺豊度を再現するには、どの程度の宇宙線電離率が必要か？
• RQ4 Fe⁺およびMg⁺などのイオン化金属が、W 3 IRS5における電子集団にどの程度寄与できるか？
• RQ5 定常状態化学モデルは、これらの濃い雲環境における観測されたイオン豊度をどの程度よく再現できるか？

主な発見

• 観測されたイオン豊度は、NGC 2264 IRS1およびW 3 IRS5の両方において、電離度の下限として(2–3)×10⁻⁹を提供する。
• NGC 2264 IRS1における導出された電子分率はx(e) = (1.0–3.3)×10⁻⁸であり、高いN₂H⁺豊度は宇宙線電離率>1×10⁻¹⁶ s⁻¹を必要とする。
• W 3 IRS5では、電子分率はx(e) = (0.5–1.1)×10⁻⁸であり、イオン化金属が電子の最大60％を占める。
• 妥当な仮定の下で、化学モデルは観測値と良好に一致（要因2倍以内）し、モデルの予測能力が裏付けられた。
• 両雲において、物理的条件はn(H₂) ≈ (1–2)×10⁶ cm⁻³およびT(kin) ≈ 50–100 Kと整合的である。
• 結果から、濃い雲における電離プロセスは、宇宙線電離および金属イオン化学の両方に敏感であることが示された。特に高密度環境では顕著である。