[논문 리뷰] Hot ammonia around young O-type stars

C. Goddi, Adam Ginsburg외 1명|arXiv (Cornell University)|2015. 01. 06.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 28인용 수 2

한 줄 요약

이 연구는 고해상도(0.2–0.3 arcsec) JVLA 관측을 통해 W51 Main 고질량 성간영역에서 고에너지 상태의 NH3 준정적 전이선(J,K = 6,6에서 13,13까지)을 맵핑하여 네 개의 구별 가능한 핫 코어를 규명하였다. 강한 수축, 분출, 마이저 활동, 그리고 약 20 M⊙의 고온 기체를 포함한 강력한 수축 흐름으로 인해 W51e2-E가 주요 응집 중심으로 규명되었으며, W51e2-W는 고온 NH3가 흡수된 초고밀도 HII 영역을 포함하고 있으며, 속도 기울기가 소규모(1000 AU 이내)에서의 회전을 시사하여 중심 O형 항성의 대부분의 응집이 완료되었음을 나타낸다.

ABSTRACT

Context. This paper is the second in a series of ammonia (NH3) multilevel imaging studies in high-mass star forming regions. Aims. We want to identify the location of the maser emission from highly excited levels of ammonia within the W51 IRS2 high-mass star forming complex that was previously discovered in a single dish monitoring program. Methods. We have used the Karl Jansky Very Large Array (JVLA) at the 1 cm band to map five highly excited metastable inversion transitions of NH3, (J,K) = (6,6), (7, 7), (9, 9), (10, 10), and (13, 13), in W51 IRS2 with ~0.̋2 angular resolution. Results. We present detections of both thermal (extended) ammonia emission in the five inversion lines, with rotational states ranging in energy from about 400 K to 1700 K, and point-like ammonia maser emission in the (6, 6), (7, 7), and (9, 9) lines. For the point-like emission, we estimate lower limits to the peak brightness temperatures of 1.7 × 105 K, 6 × 103 K, and 1 × 104 K for the (6, 6), (7, 7), and (9, 9) transitions, respectively, confirming their maser nature. The thermal ammonia emits around a local standard of rest velocity of VLSR = 60 km s-1, near the cloud’s systemic velocity, appears elongated in the east-west direction across 4′′ and is confined by the HII regions W51d (to the north), W51d1 (to the east), and W51d2 (to the west). The NH3 masers are observed in the eastern tip of the dense clump traced by thermal NH3, offset by 0.̋65 to the east from its emission peak, and have a peak velocity at ~47.5 km s-1. No maser components are detected near the systemic velocity. The NH3 masers arise close to but separated from (0.̋65 or 3500 AU) the rare vibrationally excited SiO masers, which are excited in a powerful bipolar outflow driven by the deeply embedded high-mass young stellar object (YSO) W51-North. This means that the two maser species cannot be excited by the same object. Interestingly, the NH3 masers originate at the same sky position as a peak in a submm line of SO2 imaged with the Submillimeter Array, tracing a face-on circumstellar disk or ring around W51-North. In addition, the thermal emission from the most highly excited NH3 lines, (10, 10) and (13, 13), shows two main condensations, the dominant one towards W51-North with the SiO and H2O masers, and a weaker peak at the NH3 maser position. Conclusions. We propose a scenario where the ring seen in SO2 emission is a circumbinary disk surrounding (at least) two high-mass YSOs, W51-North (exciting the SiO masers) and a nearby companion (exciting the NH3 masers), separated by 3500 AU. This finding indicates a physical connection (in a binary) between the two rare SiO and NH3 maser species.

연구 동기 및 목표

• 고각해상도 NH3 선 방출을 이용하여 W51 Main 영역 내 고질량 젊은 항성 물체(YSO)의 물리적 및 운동적 성질을 규명하기 위해.
• 속도 기울기, 수축 서명, 기체 저축량 분석을 통해 W51e2 복합체 내 주요 응집 중심을 규명하기 위해.
• 온도, 밀도, 분자 기체 질량 추정치를 통해 여러 핫 코어(W51e2-W, e2-E, e2-NW, e8)의 진화 상태를 평가하기 위해.
• W51 Main에서 고질량 성간 형성의 운동학을 결정짓는 데서 회전, 수축, 분출의 역할을 조사하기 위해.

제안 방법

• 카를 장스키 매우 큰 어레이(JVLA)를 이용하여 (J,K) = (6,6), (7,7), (9,9), (10,10), (13,13)의 다섯 개의 준정적 NH3 전이선을 고각해상도(~0.2–0.3 arcsec)로 관측하였다.
• 초미세구조(HFS) 모델링을 적용하여 주선과 보조선 성분의 이중극자 분리 및 상대 강도를 고려한 스펙트럼 선 피팅을 수행하였다.
• 광택 보정을 적용하여 정규화된 기체 밀도(Nu/g)와 에너지(Eu)의 기울기를 통해 정확한 회전 온도와 기체 밀도를 유도하였다.
• 위치-속도(PV) 다이어그램 분 析를 통해 속도 기울기를 규명하고, 회전 또는 수축 운동을 추론하였다.
• 관측된 선 비대칭성(파란편이)을 복사전달 모델과 비교하여 광학 두꺼운 NH3 방출에서 수축을 탐지하였다.
• 기체 질량을 [NH3]/[H2] = 10⁻⁷로 가정하고, 회전도 다이어그램 분 析를 통해 운동 온도와 밀도를 추정하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 W51 Main 영역 내 핫 코어의 물리적 조건(온도, 밀도, 질량)은 무엇인가?
• RQ2 W51e2 복합체 내에서 지속적인 고질량 응집의 주요 중심은 어느 코어인가?
• RQ3 W51e2 중심 영역에서 관측된 운동학적 서명(회전, 수축, 분출)은 무엇인가?
• RQ4 기체 저축량과 활동성에 기반하여 W51e2 서브코어와 W51e8의 진화 상태는 어떻게 비교되는가?
• RQ5 HC HII 영역에서 관측된 속도 기울기가 고질량 성간 형성의 역학 이해에 있어 어떤 의미를 갖는가?

주요 결과

• W51e2-E는 HC HII 영역에서 약 0.8′′ 동쪽에 위치하며, 약 20 M⊙의 고온 분자 기체(T ~170 K, nH2 ~5 × 10⁷ cm⁻³), 강력한 분출, 마이저 활동, 그리고 수축을 시사하는 블루편이 비대칭 선형형태를 보이며 주요 응집 중심을 차지한다.
• HC HII 영역를 둘러싸고 있는 W51e2-W 코어는 모든 NH3 선에서 명확한 동서 방향 속도 기울기를 보이며, 1000 AU 이내의 척도에서의 회전을 시사하지만, 케플러 프로파일은 관측되지 않는다.
• W51e2-W의 중심 YSO는 낮은 가용 응집 기체(~5 M⊙)와 비교하여, 전파 빛의 세기로 추정된 질량(>20 M⊙)에 비해 대부분의 질량 응집을 완료한 것으로 보인다.
• W51e2-NW와 W51e8은 각각 약 140 K와 약 200 K의 온도를 가지며, 기체 질량은 약 30 M⊙와 약 70 M⊙로, 저질량 또는 초기 단계의 고질량 YSO를 포함할 가능성이 있다.
• W51e2-W에서 마이저 활동과 분출이 관측되지 않으며, 기체 저축량도 낮아, W51e2-E보다 더 진화된 시스템임을 뒷받침한다.
• NH3 선의 회전 온도 분석 결과, W51e2-E와 W51e2-NW의 경우 T_rot ~170 K, W52e2의 경우 ~167 K, W51e8의 경우 ~515 K로 나타나 가장 빛나는 핵심에서의 상당한 열적 자극이 있음을 시사한다.