[論文レビュー] Water in Low-Mass Star-Forming Regions with Herschel: The Link Between Water Gas and Ice in Protostellar Envelopes

M. Schmalzl, R. Visser+5 more|arXiv (Cornell University)|Sep 23, 2014

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 95被引用数 21

ひとこと要約

本研究は、ヘーシェル観測を用いて低質量原星における水の化学を調査し、原星包囲領域における水の氷相と気相反応の相互作用をモデル化する。短い前星核の寿命（<0.1 Myr）およびT > 15 Kで原子酸素が凍結できないことにより、酸素予算のわずか10–30％しか水の氷に閉じ込められていないことが判明した。FUV光脱着および運動学的要因が水蒸気線幅を形作っている。

ABSTRACT

Aims: Our aim is to determine the critical parameters in water chemistry and the contribution of water to the oxygen budget by observing and modelling water gas and ice for a sample of eleven low-mass protostars, for which both forms of water have been observed. Methods: A simplified chemistry network, which is benchmarked against more sophisticated chemical networks, is developed that includes the necessary ingredients to determine the water vapour and ice abundance profiles in the cold, outer envelope in which the temperature increases towards the protostar. Comparing the results from this chemical network to observations of water emission lines and previously published water ice column densities, allows us to probe the influence of various agents (e.g., FUV field, initial abundances, timescales, and kinematics). Results: The observed water ice abundances with respect to hydrogen nuclei in our sample are 30-80ppm, and therefore contain only 10-30% of the volatile oxygen budget of 320ppm. The keys to reproduce this result are a low initial water ice abundance after the pre-collapse phase together with the fact that atomic oxygen cannot freeze-out and form water ice in regions with T(dust)&gt;15 K. This requires short prestellar core lifetimes of less than about 0.1Myr. The water vapour profile is shaped through the interplay of FUV photodesorption, photodissociation, and freeze-out. The water vapour line profiles are an invaluable tracer for the FUV photon flux and envelope kinematics. Conclusions: The finding that only a fraction of the oxygen budget is locked in water ice can be explained either by a short pre-collapse time of less than 0.1 Myr at densities of n(H)~1e4 cm-3, or by some other process that resets the initial water ice abundance for the post-collapse phase. A key for the understanding of the water ice abundance is the binding energy of atomic oxygen on ice.

研究の動機と目的

• 低質量星形成領域における水の化学を支配する重要なパラメータを特定すること、特に原星包囲領域における水の気相反応と氷相反応の関係を明らかにすること。
• 観測された水の氷および気体濃度と理論的モデルを比較することで、酸素予算に占める水の寄与を定量化すること。
• FUV放射、初期濃度、時間スケール、包囲領域の運動学的条件といった物理的条件が、水の濃度プロファイルに与える影響を調査すること。
• モデルが予測する高濃度の水の氷と観測された低濃度の水の氷との間に生じる不一致を解消すること。

提案手法

• 冷たく外側の原星包囲領域における水蒸気および氷の濃度プロファイルをモデル化するため、簡略化された化学ネットワークを構築し、複雑なネットワークとのベンチマークを実施した。
• モデルには、水蒸気がダスト粒子に凍結するプロセス、FUV光脱着、光解離、および非熱的脱着を含めた。
• 観測された水蒸気線幅および氷の柱密度に一致させるために、FUV場、初期氷濃度、コア崩壊後の時間スケール、運動速度などのモデルパラメータを変化させた。
• ベイジアンモデル比較を用いてパラメータ空間を評価し、ベイズ因子を計算することで、異なるパラメータ値の相対的尤度を評価した。
• 各モデルの証拠は、テスト中の1つのパラメータを除くすべての自由パラメータについて周辺化することで計算され、モデルの適合度を統計的に比較可能となった。
• 解析は、両方のヘーシェル水線観測および既に発表済みの氷の柱密度を有する11個の低質量原星に適用された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 冷たい領域では効率的な氷形成が起こるにもかかわらず、低質量原星における観測された水の氷濃度が全酸素予算のわずか10–30％にとどまっているのはなぜか？
• RQ2 核の寿命、FUV場、初期氷濃度といった物理的条件の中で、観測された水の氷および気体濃度を最もよく再現するのはどれか？
• RQ3 FUV光脱着および包囲領域の運動学的要因が、観測された水蒸気線幅にどのように影響を与えるか？
• RQ4 なぜ温度が約15 K以上の領域では原子酸素が水の氷を効率的に形成できないのか、そしてこれは氷形成効率にどのような意味を持つのか？
• RQ5 短い前星核の寿命またはコア崩壊後の初期氷濃度のリセットが、観測された低濃度の氷を説明できるか？

主な発見

• サンプルにおける水の氷濃度（水素核に対する相対濃度）は30〜80 ppmであり、全揮発性酸素予算320 ppmのうちわずか10–30％に相当する。
• 低濃度の氷は、密度約10⁴ cm⁻³で0.1 Myr未満の短い前星核寿命に起因すると最もよく説明される。この期間では酸素の完全な凍結が不可能である。
• ダスト温度が15 Kを超える領域では、原子酸素が水の氷を効率的に形成できないため、包囲領域のより温かい領域での氷形成が制限される。
• 水蒸気線幅はFUV光脱着および包囲領域の運動学的要因によって強く形作られており、FUV放射の強度および流れのダイナミクスの感受性 tracer としての役割を果たす。
• コア崩壊後の初期水の氷濃度が低くなければ、観測された氷濃度を再現できないため、崩壊後に氷化学がリセットされていると考えられる。
• 原子酸素が氷上に結合するエネルギーは、高温領域における氷形成効率を制御する重要な未知要因である。