[논문 리뷰] Physical conditions in the gas phases of the giant HII region LMC-N11 unveiled by Herschel - I. Diffuse [CII] and [OIII] emission in LMC-N11B

V. Lebouteiller, D. Cormier외 11명|arXiv (Cornell University)|2012. 09. 26.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 66인용 수 45

한 줄 요약

이 연구는 대마젤란운성의 LMC-N11B HII 영역에 대한 허셜/PACS 적외선 원격 탐측도를 사용하여 [C II] 157 μm 및 [O III] 88 μm 방출의 기원을 분리한다. 광학적 추적자와 광이온화 모델을 비교함으로써, [C II] 방출의 95%가 광자에 의해 영향을 받는 영역(PDRs)에서 기인하는 것으로 밝혀졌으며, [O III] 88 μm는 확장된 저밀도 이온화 기체를 추적하며, 밀도가 높은 PDR에서 [O I] 63 μm가 냉각의 약 50%를 차지할 수 있음을 보여준다. 결과적으로, PAHs는 총 적외선 방출보다 PDR 내 기체 가열을 더 잘 추적하며, 광전효율은 약 7%로 나타났다.

ABSTRACT

(Abridged) The Magellanic Clouds provide a nearby laboratory for metal-poor dwarf galaxies. The low dust abundance enhances the penetration of UV photons into the interstellar medium (ISM), resulting in a relatively larger filling factor of the ionized gas. Furthermore, there is likely a hidden molecular gas reservoir probed by the [CII]157um line. We present Herschel/PACS maps in several tracers, [CII], [OI]63um,145um, [NII]122um, [NIII]57um, and [OIII]88um in the HII region N11B in the Large Magellanic Cloud. Halpha and [OIII]5007A images were used as complementary data to investigate the effect of dust extinction. Observations were interpreted with photoionization models to infer the gas conditions and estimate the ionized gas contribution to the [CII] emission. Photodissociation regions (PDRs) are probed through polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs). We first study the distribution and properties of the ionized gas. We then constrain the origin of [CII]157um by comparing to tracers of the low-excitation ionized gas and of PDRs. [OIII] is dominated by extended emission from the high-excitation diffuse ionized gas; it is the brightest far-infrared line, ~4 times brighter than [CII]. The extent of the [OIII] emission suggests that the medium is rather fragmented, allowing far-UV photons to permeate into the ISM to scales of >30pc. Furthermore, by comparing [CII] with [NII], we find that 95% of [CII] arises in PDRs, except toward the stellar cluster for which as much as 15% could arise in the ionized gas. We find a remarkable correlation between [CII]+[OI] and PAH emission, with [CII] dominating the cooling in diffuse PDRs and [OI] dominating in the densest PDRs. The combination of [CII] and [OI] provides a proxy for the total gas cooling in PDRs. Our results suggest that PAH emission describes better the PDR gas heating as compared to the total infrared emission.

연구 동기 및 목표

• 저금속도 HII 영역인 대마젤란운성의 N11B에서 산재한 적외선 원격 냉각선 방출의 기원을 규명하는 것.
• [O III] 88 μm 및 [N II] 122 μm와 같은 저임계 밀도, 광학적으로 투명한 추적자들을 사용하여 이온화 기체의 충진률을 제약하는 것.
• 이온화 기체, PDR, 중성 기체가 [C II] 157 μm 방출에 기여하는 정도를 분리하여, 저금속도 환경에서 중요한 냉각제인 [C II]의 기원을 규명하는 것.
• PDR 내 기체 가열 메커니즘에서 PAHs와 먼지(총 적외선으로 추적됨)의 상대적 중요도를 평가하는 것.

제안 방법

• 허셜/PACS는 N11B에서 다수의 적외선 선에 대한 공간 해상도가 높은 맵을 관측함: [C II] 157 μm, [O I] 63 및 145 μm, [N II] 122 μm, [N III] 57 μm, [O III] 88 μm.
• 먼지 흡수를 평가하고, 특히 [O III] 88 μm에 대해 적외선 선 방출과 비교하기 위해 광학적 Hα 및 [O III] 5007 Å 이미지를 사용함.
• 광이온화 모델을 적용하여 [O III] 88 μm 방출을 해석하고, 모든 확인된 O형 항성의 기여를 가정하여 이온화 기체 밀도와 이온화 매개변수를 추정함.
• 스피처 우주망원경 관측을 통해 다핵탄화수소(PAHs)를 관측하여 PDR 내 기체 가열을 추적함.
• [C II] + [O I] 63 μm 방출을 PAH 및 총 적외선(TIR) 방출과 비교하여 그 상관관계를 평가하고, 기체 냉각 및 가열 효율을 추론함.
• PAH 및 먼지 입자들의 광전효율을 추정하기 위해, 기체 냉각([C II] + [O I])과 가열 추적자(PAH 및 TIR)를 비교함. 비율([C II] + [O I])/PAH 및 ([C II] + [O I])/TIR을 사용함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 N11B에서 [C II] 157 μm 방출의 몇 퍼센트가 PDR에서 기인하는가? 이온화 기체에서 기인하는 비율은 어떠한가?
• RQ2 [O III] 88 μm 선은 HII 영역 내 확장된 저밀도 이온화 기체를 어떻게 추적하는가? 이는 이온화 기체의 충진률에 대해 무엇을 드러내는가?
• RQ3 PAHs가 [C II] + [O I]를 통한 기체 냉각과 얼마나 상관관계가 깊은가? 총 적외선 방출과 비교했을 때 이는 기체 가열 메커니즘에 대해 어떤 함의를 갖는가?
• RQ4 먼지 흡수의 역할은 이온화 기체 방출을 얼마나 가로막는가? 이는 관측된 [O III] 88 μm 및 광학적 [O III] 5007 Å 선 비율에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 [O III] 88 μm 및 [N III]/[N II] 비율을 통해 유추된 이온화 기체의 물리적 조건(밀도, 이온화 매개변수)은 O형 항성의 기대치와 어떻게 비교되는가?

주요 결과

• [O III] 88 μm 선은 N11B에서 가장 밝은 적외선 선으로, [C II] 157 μm보다 약 4배 밝으며, 저밀도, 고-excited 상태의 이온화 기체에서 기인한 확장된 방출에 의해 지배된다.
• 별집단 LH 10 및 영역 W2 방향의 먼지 흡수는 A_V ≈ 1로 추정되며, 이는 약 50%의 이온화 기체 방출이 광학적으로 가려져 있음을 시사하며, 이는 이 흡수와 일치하는 먼지 질량을 가짐.
• [O III] 88 μm 방출의 공간적 확장은 모든 확인된 O형 항성의 이온화에 의해 일치하며, 이온화 기체 밀도가 대규모 스케일에서 ≤16 cm⁻³일 경우에 성립함.
• N11B 전역에서 [C II] 157 μm 방출의 95%가 PDR에서 기인하며, 별집단 LH 10 근처 이온화 기체에서 기인하는 비율은 최대 15%에 불과함.
• [C II] + [O I] 63 μm와 PAH 방출 사이에 밀접한 상관관계가 발견되었으며, 희박한 PDR에서는 [C II]가 주로 냉각 기여를 하며, 가장 밀도가 높은 PDR 영역에서는 [O I] 63 μm가 최대 50%까지 기여함.
• PAHs가 PDR 내 기체 가열을 주도하며, 광전효율은 약 7%로 나타났으며, 총 적외선 방출에서 추정된 약 0.6%의 효율보다 뚜렷이 높아, PAHs가 먼지 주도 TIR보다 PDR 내 가열을 더 잘 추적함을 시사함.