[論文レビュー] The Structure of the Local Interstellar Medium V: Electron Densities

Seth Redfield, Ross E. Falcon|arXiv (Cornell University)|Apr 10, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 152

ひとこと要約

本研究は、100 pc圏内の13個の近傍星を対象とした高分解能ハッブル宇宙望遠鏡UV分光計測を用い、C II∗およびC II吸収線から局所星間媒体（LISM）内の電子密度を測定する。飽和したC II線の影響を受けるのを避けるためにS IIの縦密度をC IIの代理として用いることで、より正確な電子密度推定が可能となり、平均電子密度 $n_e = 0.11^{+0.10}_{-0.05}$ cm⁻³が得られ、LISMの熱的圧力 $P/k = 3300^{+5500}_{-1900}$ K cm⁻³と整合する対数正規分布が示された。

ABSTRACT

We present a comprehensive survey of CII* absorption detections toward stars within 100 pc in order to measure the distribution of electron densities present in the local interstellar medium (LISM). Using high spectral resolution observations of nearby stars obtained by GHRS and STIS onboard the Hubble Space Telescope, we identify 13 sight lines with 23 individual CII* absorption components, which provide electron density measurements, the vast majority of which are new. We employ several strategies to determine more accurate CII column densities from the saturated CII resonance line, including, constraints of the line width from the optically thin CII* line, constraints from independent temperature measurements of the LISM gas based on line widths of other ions, and third, using measured SII column densities as a proxy for CII column densities. The sample of electron densities appears consistent with a log-normal distribution and an unweighted mean value of n_e(CII_SII) = 0.11^+0.10_-0.05 cm^-3. Seven individual sight lines probe the Local Interstellar Cloud (LIC), and all present a similar value for the electron density, with a weighted mean of n_e(LIC) = 0.12 +/- 0.04 cm^-3. The Hyades Cloud, a decelerated cloud at the leading edge of the platoon of LISM clouds, has a significantly higher electron density than the LIC. Observed toward G191-B2B, the high electron density may be caused by the lack of shielding from such a strong radiation source. Given some simple assumptions, the range of observed electron densities translates into a range of thermal pressures, P/k = 3300^+5500_-1900 K cm^-3. This work greatly expands the number of electron density measurements and provides important constraints on the ionization, abundance, and evolutionary models of the local interstellar medium. (abridged)

研究の動機と目的

• 高分解能UV吸収線を用いて局所星間媒体（LISM）内の電子密度を測定すること。
• C II共振線の飽和によりC II縦密度が過大評価される問題に対処すること。
• S IIの縦密度をC IIの代理として用いることで、電子密度の決定精度を向上させること。
• 特に局所星間雲（LIC）のイオン化構造、熱的圧力、雲の運動を制約すること。
• 周囲のイオン化源がLISM雲内の電子密度およびイオン化度に与える影響を評価すること。

提案手法

• 100 pc圏内の417個の近傍星を対象としたハッブル宇宙望遠鏡のGHRSおよびSTIS機器による高分解能UV分光計測を用いた。
• 電子密度に敏感な遷移を特定するためにC II∗吸収成分を探索した。
• C II縦密度の精度を向上させるための3つの戦略を適用した：C II∗およびC II線の同時フィッティング、他のイオン線幅からの温度制約、C IIの代理としてのS IIの使用。
• イオン化平衡と既知の原子物理学を仮定し、C II∗/C II比から電子密度を推定した。
• 運動的および空間的基準に基づき、特定のLISM雲に速度成分を割り当てた。
• 典型的な温度を先行研究から取り入れ、$P/k = n_e T$ を用いて熱的圧力を推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 C II∗およびC II吸収線から推定される局所星間媒体（LISM）内の電子密度の分布はどのようなものか？
• RQ2 C II共振線が飽和している場合、どのようにして電子密度を正確に測定できるか？
• RQ3 局所星間雲（LIC）の電子密度は何か？他のLISM雲と比較するとどうか？
• RQ4 LISMのイオン化構造は、ε CMaのような単一の強いUV源によって支配されているか？
• RQ5 温かいLISM雲における熱的圧力の範囲は何か？また、以前の推定値と比較するとどうか？

主な発見

• 本研究では、23個の個別C II∗吸収成分を有する13の視線方向を同定し、その多くが新規に検出された。
• S IIをC IIの代理として用いることで、炭素のみの解析に比べて精度が著しく向上し、電子密度の分布がより狭くなった。
• 電子密度の分布は対数正規分布と整合的であり、加重平均は $n_e = 0.11^{+0.10}_{-0.05}$ cm⁻³であった。
• 局所星間雲（LIC）の加重平均電子密度は、7つの独立した視線方向に基づき $n_e = 0.12 \pm 0.04$ cm⁻³であった。
• ハイアデス雲はLICに比べ顕著に高い電子密度を示しており、G191-B2Bの強い放射場による遮蔽の低下が要因である可能性がある。
• 導出された熱的圧力範囲は $P/k = 3300^{+5500}_{-1900}$ K cm⁻³であり、C I励起状態からの先行推定値と整合的であった。