[논문 리뷰] Dense gas in nearby galaxies: XV. Hot ammonia in NGC253, Maffei2 and IC342

R. Mauersberger, C. Henkel외 3명|ArXiv.org|2003. 03. 12.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 49인용 수 38

한 줄 요약

이 연구는 NGC 253, Maffei 2, 그리고 IC 342의 중심부에서 (J,K) = (9,9) 전이에 이르는 고-excited 암모니아(NH₃) 반전 선을 탐지하여, 기체 온도가 100–140 K이고 IC 342에서는 >400 K에 이르는 따뜻한 분자 기체 성분을 규명하였다. 결과는 전반적인 NH₃ 농도가 약 10⁻⁸이며 따뜻한 상황에서는 약 10⁻⁷로, 밀도가 높고 보호된 기체에서 충격에 의한 화학 반응과 먼지 입자 표면의 얼음 막대의 기화와 일치한다. 반면 M 82에서는 따뜻한 NH₃가 탐지되지 않아, 복잡한 분자의 분해를 유도하는 자외선에 의한 광분해 영역(PDR) 가열 메커니즘이 지배적임을 시사한다.

ABSTRACT

The detection of NH3 inversion lines up to the (J,K)=(6,6) level is reported toward the central regions of the nearby galaxies NGC253, Maffei2, and IC342. The observed lines are up to 406K (for (J,K)=(6,6)) and 848K (for the (9,9) transition) above the ground state and reveal a warm (T_kin= 100 - 140 K) molecular component toward all galaxies studied. The tentatively detected (J,K)=(9,9) line is evidence for an even warmer (>400K) component toward IC342. Toward NGC253, IC342 and Maffei2 the global beam averaged NH3 abundances are 1-2 10^-8, while the abundance relative to warm H2 is around 10^-7. The temperatures and NH3 abundances are similar to values found for the Galactic central region. C-shocks produced in cloud-cloud collisions can explain kinetic temperatures and chemical abundances. In the central region of M82, however, the NH3 emitting gas component is comparatively cool (~ 30K). It must be dense (to provide sufficient NH3 excitation) and well shielded from dissociating photons and comprises only a small fraction of the molecular gas mass in M82. An important molecular component, which is warm and tenuous and characterized by a low ammonia abundance, can be seen mainly in CO. Photon dominated regions (PDRs) can explain both the high fraction of warm H_2 in M82 and the observed chemical abundances.

연구 동기 및 목표

• 고-역치 암모니아 전이를 이용해 근접한 스타버스트 은하의 중심부에서 따뜻하고 밀도 높은 분자 기체의 존재와 물리 조건을 조사하기 위해.
• NGC 253, Maffei 2, IC 342, M 82의 분자 기체에서 기체 온도, NH₃ 농도, 그리고 자극 조건을 결정하기 위해.
• 은하핵의 주요 가열 및 화학 반응 메커니즘을 이해하기 위해 은하핵과의 비교를 통해 외성간 핵 영역에서의 열역학적 및 화학적 성질을 분석하기 위해.
• C-충격과 광자에 의해 영향을 받는 영역(PDR)이 관측된 NH₃ 복사 및 농도 변화를 결정짓는 데 기여하는 정도를 평가하기 위해.

제안 방법

• IRAM 30m, 100m Effelsberg 천체망원경, SMA를 포함한 submillimeter 망원경을 이용해 다수의 고-역치 NH₃ 반전 전이(최대 (J,K) = (9,9))를 관측하기 위해.
• 지역 열역학적 평형(LTE)을 가정하여 NH₃의 수준 분포 비율을 분석하여 기체 온도를 유도하며, 광학적 두께와 비피크 보정을 수행하기 위해.
• 관측된 선 강도와 CO 및 CS 데이터로부터 유도된 H₂ 기수 밀도 제약 조건을 이용해 전체 비피크 평균 NH₃ 농도를 H₂에 상대적으로 추정하기 위해.
• 관측된 NH₃ 자극 및 농도 패턴을 C-충격 및 PDR 이론 모델과 비교하여 주요 가열 및 화학 과정을 추론하기 위해.
• 핵 영역에서 H₂ 밀도(~10⁴ cm⁻³)를 추정하기 위해 다수 수준의 CS 선 연구를 수행하여 NH₃ 자극 조건의 배경을 제공하기 위해.
• 기록된 CO 및 HCO⁺ 데이터를 통합하여 M 82의 분자 기체 상대 농도 및 자극 조건을 평가하고, 다른 은하들과의 대조를 통해 분석하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 NGC 253, Maffei 2, IC 342의 중심부에서 고-역치 NH₃ 전이에 의해 추적된 밀도 높은 분자 기체의 기체 온도는 얼마인가요?
• RQ2 이 은하들에서 H₂에 상대적인 전체 비피크 평균 NH₃ 농도는 얼마이며, 은하핵의 중심부와 비교해보면 어떠한가요?
• RQ3 따뜻한 분자 기체가 존재하는 데도 M 82에서는 따뜻한 암모니아가 탐지되지 않는 이유는 무엇이며, 이러한 차이를 설명하는 물리적 메커니즘은 무엇인가요?
• RQ4 C-충격 또는 PDR이 이 스타버스트 은하의 관측된 NH₃ 자극, 농도, 기체 온도 기울기를 어느 정도 설명할 수 있나요?
• RQ5 이 은하들에서 NH₃가 복사되는 기체의 물리 조건(밀도, 온도, 차폐 정도)은 은하핵 중심부와 비교해 어떻게 다릅니까?

주요 결과

• 고-역치 NH₃ 선 중 (J,K) = (6,6) 전이까지 탐지되었으며, 기저 상태보다 406 K 높은 복사 온도를 기록하여 NGC 253, Maffei 2, IC 342의 조밀한 기체 성분에서 기체 온도가 100–140 K임을 시사한다.
• IC 342에서 (J,K) = (9,9) 전이에 대한 잠재적 탐지 결과는 기체 온도가 400 K를 초과하는 더욱 따뜻한 기체 성분이 존재함을 시사한다.
• NGC 253, Maffei 2, IC 342에서 전체 비피크 평균 NH₃ 농도는 H₂에 대해 약 (3.3–5.7) × 10⁻⁸이며, 따뜻한 상황의 농도는 약 10⁻⁷로 추정되며, 은하핵 중심부의 값과 유사하다.
• 반면 M 82의 따뜻한 상황에서 NH₃ 농도는 10배 이상 낮아, 따뜻한 H₂는 존재하지만 감지 가능한 따뜻한 NH₃가 없는 것으로 나타났다.
• 관측된 NH₃ 자극 및 농도 패턴은 기체 구름 간 충돌에 의한 C-충격이 먼지 입자 표면의 얼음 막대에서 NH₃를 방출하고 기체를 가열하는 메커니즘과 일치한다.
• M 82에서 따뜻한 NH₃가 없는 것은 광자에 의해 영향을 받는 영역(PDR) 가열 메커니즘이 가장 잘 설명하며, 강력한 자외선 복사에 의해 NH₃ 및 기타 복잡한 분자가 분해되고, CS 및 HCO⁺ 농도는 중간 정도의 차폐와 이온화 화학 반응으로 인해 유지됨을 시사한다.