[논문 리뷰] Origin of the hot gas in low-mass protostars: Herschel-PACS spectroscopy of HH 46

T. A. van Kempen, L. E. Kristensen외 63명|UvA-DARE (University of Amsterdam)|2010. 05. 12.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 25인용 수 62

한 줄 요약

이 연구는 저질량 원형성성성운 HH 46의 뜨거운 기체 기원을 허셸-PACS 분광법을 사용해 조사하며, 충격가열—특히 J형 및 C형 충격에서 비롯되는 것—이 적외선 원거리 선 냉각을 지배하며 총 냉각의 최소 60%를 차지함을 발견한다. 이는 자외선으로 가열된 공동 벽과 수동적 외곽 냉각이 나머지를 차지함을 의미한다. 데이터는 수동적 냉각만으로는 설명될 수 없으며, H₂O, OH 및 [O i] 선 방출이 충격에 의해 유도됨을 지지한다.

ABSTRACT

'Water in Star-forming regions with Herschel' (WISH) is a Herschel Key Programme aimed at understanding the physical and chemical structure of young stellar objects (YSOs) with a focus on water and related species. The low-mass protostar HH 46 was observed with the Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS) on the Herschel Space Observatory to measure emission in H2O, CO, OH, [OI], and [CII] lines located between 63 and 186 um. The excitation and spatial distribution of emission can disentangle the different heating mechanisms of YSOs, with better spatial resolution and sensitivity than previously possible. Far-IR line emission is detected at the position of the protostar and along the outflow axis. The OH emission is concentrated at the central position, CO emission is bright at the central position and along the outflow, and H2O emission is concentrated in the outflow. In addition, [OI] emission is seen in low-velocity gas, assumed to be related to the envelope, and is also seen shifted up to 170 km/s in both the red- and blue-shifted jets. Envelope models are constructed based on previous observational constraints. They indicate that passive heating of a spherical envelope by the protostellar luminosity cannot explain the high-excitation molecular gas detected with PACS, including CO lines with upper levels at >2500 K above the ground state. Instead, warm CO and H2O emission is probably produced in the walls of an outflow-carved cavity in the envelope, which are heated by UV photons and non-dissociative C-type shocks. The bright OH and [OI] emission is attributed to J-type shocks in dense gas close to the protostar. In the scenario described here, the combined cooling by far-IR lines within the central spatial pixel is estimated to be 2 imes 10-2 L_sun, with 60-80% attributed to J- and C-type shocks produced by interactions between the jet and the envelope.

연구 동기 및 목표

• 저질량 원형성성운 HH 46에서 관측된 원거리 적외선 선 방출의 주요 가열 메커니즘을 규명하는 것.
• 수동적 외곽 냉각, 자외선으로 가열된 공동 벽, 충격 과정이 선 방출에 기여하는 비율을 분리하는 것.
• 중심 원형성성운 영역에서 CO, H₂O, OH 및 [O i]의 상대적 냉각 기여도를 정량화하는 것.
• 충격 모델 또는 수동적 외곽 모델이 관측된 선 비율과 강도를 재현할 수 있는지 테스트하는 것.

제안 방법

• 63에서 186 μm 사이의 H₂O, CO, OH, [O i], [C ii] 선을 탐지하기 위해 허셸-PACS 기구를 사용한 HH 46의 원거리 적외선 분광법.
• 스팩셀을 사용한 공간 해상도 선 방출 분석을 통해 중심 원형성성운, 분출, 외곽에서 오는 방출을 구분하는 것.
• 먼지 연속기여 및 방출을 포함한 탈출 확률 코드를 사용한 단일 성분 판형 모델링을 통해 선 비율과 강도를 분석하는 것.
• 관측된 선 비율(예: H₂O 183 μm / 119 μm, [O i] 63 μm / 146 μm)을 J형 및 C형 충격 모델과 수동적 외곽 모델의 예측과 비교하는 것.
• 각 물질의 선 빛강도를 통합하여 냉각률을 추정하고 원형성성운 빛강도와 비교하는 것.
• Neufeld & Dalgarno (1989), Snell 등 (2005)의 충격 모델을 사용하여 밀도(n_H ~ 10⁷ cm⁻³) 및 기체 온도(T_gas > 800 K)와 같은 물리 조건을 제약하는 것.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 HH 46의 고에너지 분자 기체를 형성하는 데 주로 기여하는 가열 메커니즘은 수동적 외곽 냉각인지 충격 과정인지?
• RQ2 H₂O, OH 및 [O i]의 관측된 선 비율을 충격 모델이 재현할 수 있는가? 이는 어떤 물리 조건(밀도, 온도)을 암시하는가?
• RQ3 자외선으로 가열된 공동 벽, C형 충격, J형 충격이 총 원거리 적외선 선 냉각에 기여하는 비율은 어떻게 비교되는가?
• RQ4 관측된 OH 방출은 공동 벽에서 기인하는가, 아니면 제트가 충돌하는 영역에서 기인하는가? 이는 충격 형상에 어떤 함의를 갖는가?
• RQ5 중앙 스팩셀에서 관측된 선 방출은 총 원거리 적외선 냉각의 어느 정도를 차지하는가? 이는 이전의 ISO-LWS 측정과 어떻게 비교되는가?

주요 결과

• 중앙 스팩셀에서 관측된 [O i] 63 μm / 146 μm 선 비율 약 16은 낮은 밀도(~10⁴ cm⁻³)에서의 빠른 탈구성 충격과 일치하며, 수동적 외곽 냉각을 배제한다.
• OH 방출은 고밀도(n_H ~ 10⁷ cm⁻³) 및 고온(T_gas > 800 K) 영역에서 발생하며, 물리적 크기는 약 0.5″(~250 AU)이다. 이는 수동적 냉각이나 공동 벽의 C형 충격과 일치하지 않는다.
• J형 및 C형 충격 모델은 중심 스팩셀에서 총 원거리 적외선 선 냉각의 최소 60%를 설명하며, 충격에 의한 냉각률은 단지 1.5 × 10⁻² L☉이다.
• CO 냉각은 세 구성요소로 분포되어 있다: 수동적 외곽(0.1 × 10⁻³ L☉), 자외선으로 가열된 공동 벽(3.8 × 10⁻³ L☉), C형 충격(2.8 × 10⁻³ L☉)으로, 여러 가열 메커니즘이 존재함을 시사한다.
• H₂O 방출은 자외선 가열 또는 C형 충격에 의해 가장 잘 설명되며, 이 구성요소의 총 냉각은 5.0 × 10⁻³ L☉에 이르며, 수동적 냉각만으로는 재현될 수 없다.
• 중앙 스팩셀의 총 원거리 적외선 선 냉각은 23.8 × 10⁻³ L☉를 초과하며, ISO-LWS 측정과 일치하며 충격이 선 방출의 주요 에너지원임을 시사한다.