[논문 리뷰] Anatomy of the Sagittarius A complex: IV. Sgr A* and the Central Cavity revisi- ted

R. Zylka, P. G. Mezger외 3명|arXiv (Cornell University)|1994. 10. 27.

Astrophysical Phenomena and Observations인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 JCMT를 이용해 800, 600, 그리고 450 µm에서 Sgr A* 및 그 주변의 마이크로미터 영역 이미지를 제시하며, 복사 밀도를 유도하고 10⁴ GHz 이상에서 급격히 감소하는 ~600 GHz에서 피크를 이룬 시간 평균 전파 스펙트럼을 구성한다. 이 스펙트럼은 약 3 M☉의 50 K 먼지와 관련된 수소를 암시하며, 평탄한 바닥을 가진 중심 공극과, 200 M☉의 원자 수소 '혀'가 있는 미니스피RAL의 북동부 영역에서 일치하는 먼지 방출 변화를 보인다.

ABSTRACT

We present submm images of Sgr A* and its surroundings obtained at 800, 600 and 450 $\mu$m with the JCMT and derive flux densities of Sgr A* at all three wave- lengths. Combined with upper limits by Gezari and associates at MIR wavelengths a time averaged radio spectrum is obtained which increases $\propto u^{1/3}$, attains a maximum at $ u_max \ga 600 GHz$ and must decrease rapidly at fre- quencies $\ga 10^4$GHz. This spectrum allows for about $3 M}_\odot$ of 50K dust and associated hydrogen in the telescope beam. While variations on time-scales of a few months are now well established for the frequency range $ u \la 100 GHz$, our investigation of variability at higher frequencies still yields only marginal results. The Circum-Nuclear Disk (CND) extends over the central 12 pc. At the galactocentric radius $R \sim 1 pc$ dust and hydrogen column densities drop to low values and form the Central Cavity. Our submm images show that the bottom of this cavity is rather flat. Variations in the dust emission are just consistent with the detection of a `Tongue' of $\sim 200 M_\odot$ of atomic hydrogen reported by Jackson et al. (1993) to be located between the Northern and the Eastern Arm of the Minispiral. We present a revised submm/IR spectrum of the central $30\arcsec$ (R$\la 0.6 pc$) with flux densities corrected for an interstellar extinction of $A_v \sim 31 mag$. This spectrum attains its maximum at $\lambda \sim 20 \mu m$ and comes from dust with temperatures $\sim 170 - 400 K$ which is associated with the Eastern Arm and the East-West Bar. The in- tegrated luminosity is $\sim 5 10^6 L_\odot$ to which emission at $\lambda \la 30 \mu m$ contributes $\sim 80\%$. Heating of this dust is not provided by a central source but rather by a cluster of hot ($T eff \sim 3 - 3.5 10^4 K$) and luminous stars which could include the He{\sc i}/H{\sc i}-stars detected by

연구 동기 및 목표

• 은하 중심의 Sgr A* 복합체에서 마이크로미터 및 적외선 방출을 특성화하여 은하 중심의 먼지 및 기체 분포와 특성을 이해하기 위해.
• 전파에서 마이크로미터 영역에 걸친 Sgr A*의 시간 평균 스펙트럼 에너지 분포를 규명하고, 중간 적외선 상한선 자료를 포함하여 제약 조건을 설정하기 위해.
• 중앙 공극과 핵 주위 디스크(CND)의 구조 및 물리 조건을 분석하며, 특히 반경 ~1 pc에서의 특성에 중점을 두기 위해.
• 중앙 영역의 먼지 가열 원인을 규명하고, 특히 동부 암흑대와 동서 방향 막대에서의 역할을 평가하며, 별 집단의 기여를 평가하기 위해.
• 마이크로미터 대역에서의 변동성과 Jackson 등(1993)이 규명한 200 M☉ 원자 수소 구조('혀') 존재와의 일관성을 조사하기 위해.

제안 방법

• 제임스 클락 맥스웰 전리( JCMT)를 이용해 800, 600, 그리고 450 µm에서 고해상도 마이크로미터 영역 이미지를 확보하기 위해.
• 이 세 파장에서 Sgr A*의 복사 밀도를 유도하여 시간 평균 전파 스펙트럼을 구성하기 위해.
• Gezari 등으로부터의 중간 적외선 상한선 자료를 통합하여 전파에서 적외선 영역에 걸친 전체 스펙트럼 에너지 분포를 제약 조건에 둔다.
• 은하간 먼지 흡수(A_V ~ 31 mag)를 보정하여 중심 30 초보( R < 0.6 pc) 내의 본질적 마이크로미터/적외선 스펙트럼을 유도하기 위해.
• 스펙트럼에서 먼지 온도 분포와 발광도를 모델링하여 동부 암흑대와 동서 방향 막대에서의 방출 성분을 식별하기 위해.
• 100 GHz 이하 주파수에서 수개월 단위의 변동성 분석과 고주파수에서의 약간의 변동성 탐지 여부를 분석하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하 중심의 중앙 공극은 반경 ~1 pc에서 어떤 형태와 물리적 구조를 가지며, 어떻게 되어 있는가?
• RQ2 전파에서 마이크로미터 영역에 걸친 Sgr A*의 시간 평균 스펙트럼 에너지 분포는 무엇이며, 먼지와 관련 기체의 질량과 온도에 대해 어떤 암시를 하는가?
• RQ3 마이크로미터 영역에서의 변동성은 Jackson 등(1993)이 규명한 200 M☉ 원자 수소 '혀'의 존재와 어떻게 일치하는가?
• RQ4 중앙 0.6 pc 내에서 먼지 가열의 원인은 무엇이며, 특히 동부 암흑대와 동서 방향 막대에서의 원인이 별 집단의 방출과 일치하는가?
• RQ5 마이크로미터 및 중간 적외선 자료는 중심 공극 내 총 발광도와 먼지 온도 분포에 대해 어떤 제약 조건을 둔다?

주요 결과

• Sgr A*의 시간 평균 전파 스펙트럼은 ν^(1/3)으로 증가하며, ν_max ≥ 600 GHz에서 피크를 이룬다. 10⁴ GHz 이상에서는 급격히 감소하여 전환점과 고주파수 붕괴를 나타낸다.
• 이 스펙트럼은 약 3 M☉의 먼지와 약 50 K의 온도를 가지며, 망원경의 광선 내에서 관련된 수소와 함께 존재함을 암시한다. 이는 밀도가 높고 따뜻한 먼지 저축지와 일치한다.
• 중앙 공극은 CND에서 R ~ 12 pc에서 시작하여 내측으로 확장되며, R ~ 1 pc에서 평탄한 바닥을 가지며, 낮은 먼지 및 수소 열역학 밀도를 보인다.
• 마이크로미터 영역 이미지에서는 먼지 방출의 변화가 미니스피RAL의 북동부 영역에 위치한 북부 암흑대와 동부 암흑대 사이에 있는 200 M☉ 원자 수소 구조('혀') 존재와 약간의 일치를 보인다.
• 중앙 30 초보( R < 0.6 pc)의 재구성된 마이크로미터/적외선 스펙트럼은 파장 ~20 µm에서 피크를 이룬다. 이 스펙트럼은 주로 동부 암흑대와 동서 방향 막대와 관련된 170–400 K의 온도를 가진 먼지에 의해 지배되며, 주로 이 영역에서 기인한다.
• 중앙 영역의 통합 발광도는 약 5 × 10⁶ L☉이며, 이 중 약 80%는 파장 < 30 µm에서 기인한다. 이는 뜨겁고 밝은 별 집단(T_eff ~ 3–3.5 × 10⁴ K)의 방출에 기인하며, 중심 소스가 아니라 별 집단의 기여로 기인한다.