[論文レビュー] Water in star-forming regions with Herschel (WISH) V. The physical conditions in low-mass protostellar outflows revealed by multi-transition water observations

J. C. Mottram, L. E. Kristensen+18 more|arXiv (Cornell University)|Sep 19, 2014

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 81被引用数 30

ひとこと要約

本研究では、29個の低質量クラス0/I原始星を対象とした高分解能のHerschel HIFIスペクトルを用い、噴出流の衝撃波における物理的状態を制約した。水蒸気の放射線は、ジェット内のJ衝撃波と、キャビティ壁におけるC衝撃波という2つの異なる衝撃成分を示しており、両者とも後方衝撃波におけるH2密度（10⁵–10⁸ cm⁻³）およびH2O吸収量（10¹⁶–10¹⁸ cm⁻²）が類似しているが、幾何学的形状と体積率が異なり、それぞれ10–200 AUのコンパクトな発光領域（スポット衝撃波）と、1–30 AUの薄い層（キャビティ衝撃波）を形成している。

ABSTRACT

Context: Outflows are an important part of the star formation process as both the result of ongoing active accretion and one of the main sources of mechanical feedback on small scales. Water is the ideal tracer of these effects because it is present in high abundance in various parts of the protostar. Method: We present extit{Herschel} HIFI spectra of multiple water-transitions towards 29 nearby Class 0/I protostars as part of the WISH Survey. These are decomposed into different Gaussian components, with each related to one of three parts of the protostellar system; quiescent envelope, cavity shock and spot shocks in the jet and at the base of the outflow. We then constrain the excitation conditions present in the two outflow-related components. Results: Water emission is optically thick but effectively thin, with line ratios that do not vary with velocity, in contrast to CO. The physical conditions of the cavity and spot shocks are similar, with post-shock H$_{2}$ densities of order 10$^{5}-$10$^{8}$\,cm$^{-3}$ and H$_{2}$O column densities of order 10$^{16}-$10$^{18}$\,cm$^{-2}$. H$_{2}$O emission originates in compact emitting regions: for the spot shocks these correspond to point sources with radii of order 10-200\,AU, while for the cavity shocks these come from a thin layer along the outflow cavity wall with thickness of order 1-30\,AU. Conclusions: Water emission at the source position traces two distinct kinematic components in the outflow; J shocks at the base of the outflow or in the jet, and C shocks in a thin layer in the cavity wall. Class I sources have similar excitation conditions to Class 0 sources, but generally smaller line-widths and emitting region sizes. We suggest that it is the velocity of the wind driving the outflow, rather than the decrease in envelope density or mass, that is the cause of the decrease in H$_{2}$O intensity between Class 0 and I.

研究の動機と目的

• 複数の水蒸気遷移を用いた多段階の放射線を用いて、低質量原始星の噴出流における物理的状態を制約すること。
• 速度分解能スペクトルを用いて、噴出流・ジェット系におけるキャビティ衝撃波とスポット衝撃波の成分を区別すること。
• 非局所熱平衡（non-LTE）放射線輸送モデルを用いて、噴出流関連成分の励起状態を定量すること。
• クラス0とクラスI原始星間の物理的状態を比較し、観測されたH2O強度の低下を説明すること。
• 幾何学的および衝撃波特性の違いを考慮することで、源上と源外の衝撃診断の不一致を解消すること。

提案手法

• WISHキープログラムに従い、29個のクラス0/I原始星に対して複数の水蒸気遷移の速度分解能スペクトルを取得した。
• スペクトル線を、静止したエンvelope、キャビティ衝撃波、ジェット内のスポット衝撃波に対応するガウス成分に分解した。
• 非局所熱平衡放射線輸送モデル（RADEX）を適用し、2つの噴出流関連成分の励起状態を制約した。
• ライン比と光学厚さ推定値（例：988 GHzにおけるτ）を用いて、水蒸気放射線の光学的厚さと励起状態を評価した。
• 源上での衝撃状態と源外での測定値を比較し、幾何学的および衝撃波特性の違いを特定した。
• 風速、エンvelope密度、質量がH2O強度のクラス0からクラスIへの変化に与える影響を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 低質量原始星の噴出流におけるキャビティ衝撃波とスポット衝撃波の物理的状態（温度、密度、吸収量）は何か？
• RQ2 源上での水蒸気放射線の励起状態は、源外の衝撃領域のそれとどのように異なるか？
• RQ3 励起状態が類似しているにもかかわらず、なぜH2Oライン強度はクラス0からクラスIに移行する際に低下するのか？
• RQ4 衝撃波の幾何学的形状と体積率は、観測された水蒸気ラインプロファイルおよび光学厚さにどのように寄与しているか？
• RQ5 ジェット内のJ衝撃波とキャビティ壁のC衝撃波は、密度、温度、発光領域サイズの観点からどのように異なるか？

主な発見

• 原始星における水蒸気放射線は光学的厚さであるが、実効的には薄く、ライン比が速度に依存しない（COとは異なり）。
• キャビティ衝撃波とスポット衝撃波は、類似した後方衝撃波におけるH2密度（10⁵–10⁸ cm⁻³）およびH2O吸収量（10¹⁶–10¹⁸ cm⁻²）を示しており、励起状態が同等であることを示している。
• スポット衝撃波は10–200 AUの半径のコンパクトな領域から発生するが、キャビティ衝撃波は噴出流キャビティ壁に沿って1–30 AUの厚さの薄い層から発生する。
• クラスI源では、クラス0源と同様の励起状態を示すが、ライン幅は狭く、発光領域のサイズも小さい。
• クラス0からクラスIへのH2O強度の低下は、エンvelope密度や質量の減少によるものではなく、ジェット内の風速に起因する。
• 源上と源外の衝撃診断の不一致は、衝撃波特性と幾何学的形状の違いに起因し、源上領域は体積率が高く、源外測定では吸収量が低くなる。