[논문 리뷰] Molecular Line Emission as a Tool for Galaxy Observations (LEGO). I. HCN as a tracer of moderate gas densities in molecular clouds and galaxies

Jens Kauffmann, P. F. Goldsmith외 4명|Max Planck Digital Library|2017. 07. 17.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 24인용 수 5

한 줄 요약

이 연구는 은하 내 조밀한 분자가스의 트레이서로 HCN (1–0) 복사가 어떻게 사용되는지 재평가하며, 일반적으로 가정되는 것보다 훨씬 낮은 밀도(~870 cm⁻³)와 낮은 시각적 투과도(A_V ≈ 6.1 mag)의 가스를 주로 추적함을 발견한다. 주요 결과는 은하 내 HCN (1–0) 복사가 조밀한 핵심과 이전에 인식되지 않았던 희박한 가스 저축지의 조합에서 기인할 가능성이 높으며, 이는 일반적으로 HCN (1–0)이 n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ 조건의 가스만 추적한다고 가정하는 기존의 개념을 도전한다.

ABSTRACT

Trends observed in galaxies, such as the Gao \& Solomon relation, suggest a linear relation between the star formation rate and the mass of dense gas available for star formation. Validation of such relations requires the establishment of reliable methods to trace the dense gas in galaxies. One frequent assumption is that the HCN ($J=1$--0) transition is unambiguously associated with gas at $ m{}H_2$ densities $\gg{}10^4~ m{}cm^{-3}$. If so, the mass of gas at densities $\gg{}10^4~ m{}cm^{-3}$ could be inferred from the luminosity of this emission line, $L_{ m{}HCN\,(1 ext{--}0)}$. Here we use observations of the Orion~A molecular cloud to show that the HCN ($J=1$--0) line traces much lower densities $\sim{}10^3~ m{}cm^{-3}$ in cold sections of this molecular cloud, corresponding to visual extinctions $A_V\approx{}6~ m{}mag$. We also find that cold and dense gas in a cloud like Orion produces too little HCN emission to explain $L_{ m{}HCN\,(1 ext{--}0)}$ in star--forming galaxies, suggesting that galaxies might contain a hitherto unknown source of HCN emission. In our sample of molecules observed at frequencies near 100~GHz (also including $ m{}^{12}CO$, $ m{}^{13}CO$, $ m{}C^{18}O$, CN, and CCH), $ m{}N_2H^+$ is the only species clearly associated with rather dense gas.

연구 동기 및 목표

• 은하 내 조밀한 분자가스(n_H₂ > 10⁴ cm⁻³)를 추적하는 데 있어 HCN (1–0) 복사의 신뢰성 재평가.
• 은하 외부 가정을 검증하기 위해, 잘 해상도가 확보된 근접한 분자운(오리온 A)에서 HCN (1–0)이 실제로 추적하는 실제 가스 밀도 평가.
• 은하 내 별 형성 영역에서 관측된 HCN 빛의 세기와 오리온 A에서의 관측 결과를 비교하여 조밀한 가스 질량 추정치의 괴리 분석.
• 우주선 및 은하 내에서 고밀도 가스(A_V ≥ 7 mag)를 가장 신뢰성 있게 추적하는 분자선 전이 확인.
• 은하외 연구에서 HCN 빛의 세기를 조밀한 가스 질량으로 변환하는 데 사용되는 α_HCN(1–0) 인자 재평가.

제안 방법

• 오리온 A 방향으로 FCRAO 14m 망원경을 이용한 고해상도, 넓은 영역의 100 GHz 분자선 맵(HCN, N₂H⁺, CO 이소토프, CN, CCH) 사용.
• 헤르슐 위성 250–500 μm 데이터와 먼지 투과도 모델을 이용해 먼지 기반 H₂ 기수 밀도 및 시각적 투과도(A_V) 보정.
• HCN (1–0) 복사와 시각적 투과도(A_V) 간의 공간적 상관관계 분석을 통해 HCN이 추적하는 특성 밀도 규명.
• 관측된 빛의 세기와 투과도 맵을 이용해, M_dg는 A_V ≥ 7 mag 조건에서의 질량이며, α_HCN(1–0) 인자를 M_dg / L_HCN(1–0)로 계산.
• 은하의 적외선 복사 빛의 세기에서 유도된 별 형성률(SFR)을 근접한 은하수 분자운 및 은하 중심부와 비교하여 HCN 기반 SFR 관계의 일관성 검증.
• 관찰된 가스 필라멘트의 기하학적 구조를 근거로 절삭된 실린더형 파wer-법 밀도 프로파일을 사용해 중앙선 방향 밀도 추정.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 근접한 분자운인 오리온 A에서 HCN (1–0) 복사선이 실제로 추적하는 실제 H₂ 밀도는 얼마인가요?
• RQ2 오리온 A에서 관측된 HCN (1–0) 빛의 세기는 별 형성 영역에서 관측된 은하 내 HCN 빛의 세기와 비교해 볼 때 어떤가요?
• RQ3 은하외 시스템에서 HCN (1–0) 선이 일반적으로 가정하는 것처럼 n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ 조건의 가스를 신뢰성 있게 추적하는가요?
• RQ4 어느 분자선 전이가 고시각적 투과도(A_V ≥ 7 mag)를 가장 잘 추적하는가요? 이는 조밀하고 별 형성 중인 가스를 나타냅니다.
• RQ5 은하수에서 실제로 측정된 α_HCN(1–0) 인자(M_dg / L_HCN)의 값은 얼마이며, 은하외 연구에서 사용되는 값과 비교해 볼 때 어떻게 되나요?

주요 결과

• HCN (1–0) 선은 특성적으로 약 870 cm⁻³의 H₂ 밀도를 추적하며, 이는 A_V ≈ 6.1 mag에 해당하여 일반적으로 가정되는 n_H₂ > 10⁴ cm⁻³보다 훨씬 낮다.
• 오리온 A에서의 α_HCN(1–0) 인자는 ≤ 20 M☉ / (K km s⁻¹ pc²)로 추정되며, 은하외 연구에서 일반적으로 사용되는 약 10 M☉ / (K km s⁻¹ pc²)보다 훨씬 낮다.
• 오리온 A의 차가운 조밀한 가스는 은하 내 관측된 빛의 세기를 설명할 정도의 HCN (1–0) 복사가 부족하여, 은하 내에는 오리온 A에 존재하지 않는 추가적인 HCN 복사 가스가 존재해야 한다고 시사한다.
• 관측된 분자 중 유일하게 N₂H⁺ (1–0) 복사만이 고밀도 가스(A_V ≈ 16 mag, n_H₂ ≈ 4,000 cm⁻³)와 명확히 연관되어 있으며, 이는 HCN (1–0)보다 조밀한 가스 추적에 더 신뢰할 수 있음을 의미한다.
• 관측된 괴리로 인해 은하 내에는 이전에 알려지지 않은 HCN 복사 가스 저축지(예: 희박한 구름 외곽)가 존재할 수 있으며, 이는 더 높은 조밀한 가스 질량이 필요 없이도 고강도 HCN 복사를 설명할 수 있다.
• 일반적으로 HCN (1–0)이 n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ 조건의 가스만 추적한다고 가정하는 것은, 실제로 HCN이 추적하는 밀도를 기준으로 볼 때 은하 내 조밀한 가스 질량을 약 30배 과대평가하게 된다.