[논문 리뷰] Clumpy photon-dominated regions in Carina. I. [CI] and mid-J CO lines in two 4'x4' fields

C. Krämer, M. Cubick외 32명|ArXiv.org|2007. 11. 08.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 1인용 수 32

한 줄 요약

이 연구는 클ัม피한 광자 지배 영역(PDR) 모델을 사용하여 카라이나 성운의 두 개의 4′×4′ 영역에서 [C I] 및 중간 J CO 복사선을 해석하며, 평균 클ัmp 밀도가 약 2×10⁵ cm⁻³인 정적이고 클러스터로 이루어진 PDR 모델이 관측된 선 강도를 20% 이내의 정확도로 재현함을 발견한다. 이 모델들은 PDR 인터페이스에서 냉각 선의 공간적 및 속도적 구조를 성공적으로 설명하며, 자외선 복사선의 침투와 기체의 자극에 있어 클러스터의 존재가 핵심 요소임을 뒷받침한다.

ABSTRACT

The Carina region is an excellent astrophysical laboratory for studying the feedback mechanisms of newly born, very massive stars within their natal giant molecular clouds (GMCs) at only 2.35 kpc distance. We use a clumpy PDR model to analyse the observed intensities of atomic carbon and CO and to derive the excitation conditions of the gas. The NANTEN2-4m submillimeter telescope was used to map the [CI] 3P1-3P0, 3P2-3P1 and CO 4-3, 7-6 lines in two 4'x4' regions of Carina where molecular material interfaces with radiation from the massive star clusters. One region is the northern molecular cloud near the compact OB cluster Tr14, and the second region is in the molecular cloud south of etaCar and Tr16. These data were combined with 13CO SEST spectra, HIRES/IRAS 60um and 100um maps of the FIR continuum, and maps of 8um IRAC/Spitzer and MSX emission. We used the HIRES far-infrared dust data to create a map of the FUV field heating the gas. The northern region shows an FUV field of a few 1000 in Draine units while the field of the southern region is about a factor 10 weaker. We constructed models consisting of an ensemble of small spherically symmetric PDR clumps within the 38" beam (0.43pc), which follow canonical power-law mass and mass-size distributions. We find that an average local clump density of 2x10**5 cm-3 is needed to reproduce the observed line emission at two selected interface positions. Stationary, clumpy PDR models reproduce the observed cooling lines of atomic carbon and CO at two positions in the Carina Nebula.

연구 동기 및 목표

• 카라이나 성운의 광자 지배 영역(PDR)에서 분자 기체의 자극 조건을 [C I] 및 중간 J CO 선 복사선을 이용하여 조사하기.
• 다량의 별에 의해 조명된 영역에서 클러스터로 이루어진 PDR 모델이 관측된 선 강도 및 공간-속도적 구조를 재현할 수 있는지 테스트하기.
• 클러스터 밀도와 분포가 PDR 내에서 자외선 복사선의 침투 및 냉각 효율을 높이는 데 미치는 영향을 규명하기.
• 특히 4–3, 7–6, 및 2–1 전이에서 관측된 12CO 및 [C I] 선 비율과 클러스터로 이루어진 PDR 모델의 일관성을 평가하기.
• 관측된 13CO 2–1 강도와 모델 예측값 사이의 격리, 즉 예측값의 약 절반에 불과한 강도를 평가하기.

제안 방법

• 두 개의 4′×4′ 영역에서 NANTEN2-4m 밀리미터파 망원경을 사용하여 [C I] ³P₁–³P₀, ³P₂–³P₁ 및 CO 4–3, 7–6 선을 관측하였다.
• 드레인 단위로 표현된 간행물의 적외선 외부 복사장(FUV)을 추정하기 위해 HIRES/IRAS 60 μm 및 100 μm 맵의 적외선 먼지 복사선을 사용하였다.
• 이온화된 먼지와 가열된 먼지의 위치를 추적하기 위해 IRAC 8 μm 및 MSX 8 μm 복사선 맵을 사용하였으며, 이를 통해 PDR 인터페이스 영역을 식별하였다.
• 표준 거칠기 법칙에 기반한 질량 및 질량-크기 분포를 가진 구형 대칭 클러스터로 이루어진 PDR 모델을 위해 KOSMA-τ PDR 코드를 적용하였다.
• 두 개의 인터페이스 위치(Tr 14 근처 및 η Car 남쪽)에서 관측된 선 강도를 일치시키기 위해 클러스터 밀도, 크기, 수밀도를 조정하였다.
• 모델은 간격 내 기체나 희박한 대기권 기여를 배제하고, 복사선이 오직 클러스터에서 기인한다고 가정하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 클러스터로 이루어진 PDR 모델은 카라이나 성운의 PDR 인터페이스에서 관측된 [C I] 및 CO 선 강도를 재현할 수 있는가?
• RQ2 두 관측 영역에서 관측된 12CO 7–6/4–3 및 [C I] 2–1/1–0 선 비율을 일치시키기 위해 필요한 평균 클러스터 밀도는 얼마인가?
• RQ3 북부(Tr 14) 및 남부(η Car) 영역 간 FUV 복사장은 어떻게 다를지, 그리고 이는 선 복사에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 왜 관측된 13CO 2–1 강도는 클러스터로 이루어진 PDR 모델의 예측값의 약 절반에 불과한가?
• RQ5 [C I] 및 CO 복사선은 PDR 인터페이스에서 H₂ 열량 밀도를 더 잘 반영하는가, 아니면 FUV 조명을 더 잘 반영하는가?

주요 결과

• 카라이나 성운의 북부 영역은 복잡한 속도 및 공간적 구조를 보이며, 반면 남부 영역은 단일 가우시안 속도 성분을 보여, 더 균일한 엣지-온 PDR을 나타낸다.
• 북부 영역의 FUV 복사장은 약 10³ 드레인 단위이며, 남부 영역의 복사장은 약 10배 약한 것으로 나타났다.
• 관측된 [C I] 2–1/1–0 및 12CO 7–6/4–3 선 비율(각각 0.6–0.7 및 0.3–0.4)은 두 인터페이스 위치에서 클러스터로 이루어진 PDR 모델과 일치한다.
• 평균 클러스터 밀도가 약 2×10⁵ cm⁻³인 정적 클러스터로 이루어진 PDR 모델이 관측된 12CO 및 [C I] 선의 절대 강도를 20% 이내로 재현하며, 캘리브레이션 정확도와 일치한다.
• 관측된 13CO 2–1 강도는 모델 예측값의 약 절반으로 나타나며, 이는 B68와 같은 다른 연구에서도 보고된 격리로, 현재 PDR 모델링의 한계 또는 추가 물리적 효과를 시사한다.
• [C I] 및 CO 복사선은 FUV 강도보다 H₂ 열량 밀도와 관련이 더 강하게, 즉 지역 복사장보다 분자 기체 질량을 더 신뢰성 있게 추적함을 시사한다.