[논문 리뷰] The molecular gas content of the Pipe Nebula I. Direct evidence of outflow-generated turbulence in B59?

A. Duarte-Cabral, A. Chrysostomou외 5명|ORCA Online Research @Cardiff (Cardiff University)|2012. 05. 18.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 49인용 수 17

한 줄 요약

이 연구는 파이프 니블라의 B59 영역에서 JCMT HARP를 이용한 CO 이소토폴로이드 관측을 통해, 형성 중인 별의 분출이 조밀한 분자 가스에 난류를 직접 주입하여 선폭을 약 ~0.3에서 ~1 km s⁻¹로 증가시키고, 진동 온도를 2–3 K 상승시킴을 보여준다. 결과적으로 분출은 하위파섹 규모에서 응축을 방지하는 데 필요한 난류 에너지를 제공하며, 분출 에너지의 절반 이하만 난류로 전환되므로, 잠재적이고 저질량 핵에서 별 형성 역학을 조절하는 데 핵심적인 역할을 한다.

ABSTRACT

The Pipe Nebula is a molecular cloud hosting the B59 region as its only active star-forming clump. While the particular importance of outflows in active star forming regions is subject of debate, the quiet nature of the gas in B59 makes it a good site to directly see the impact of protostellar feedback on the quiescent dense gas. Using HARP at the JCMT, we mapped the B59 region with the J=3-2 transition of 12CO to study the kinematics and energetics of the outflows, and 13CO and C18O to study the overall dynamics of the ambient cloud, the physical properties of the gas, and the hierarchical structure of the region. The B59 region has a total of 30Msun of cold and quiescent material, mostly gravitationally bound, with narrow line widths throughout. Such low levels of turbulence in non-star-forming sites of B59 are indicative of the intrinsic initial conditions of the cloud. On the other hand, close to the forming protostars the impact of the outflows is observed as a localised increase of both line widths from 0.3 to 1 km/s, and 13CO excitation temperatures by 2-3K. The impact of the outflows is also evident in the low column density material which shows signs of being pushed, shaped and carved by the outflow bow shocks as they pierce their way out of the cloud. Much of this structure is readily apparent in a dendrogram analysis of the cloud. The low mass of B59 together with its intrinsically quiescent gas and small number of protostars, allows the identification of specific regions where the outflows from the embedded sources interact the dense gas. Our study suggests that outflows are an important mechanism for injecting and sustaining supersonic turbulence at sub-parsec size scales. We find that less than half of the outflow energy is deposited as turbulent energy of the gas, however this turbulent energy is sufficient to slow down the collapse of the region.

연구 동기 및 목표

• 파이프 니블라의 B59 별 형성 영역에서 형성 중인 별의 분출이 동역학과 에너지 예산에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 특히 저질량이고 저속도 환경에서 분출이 조밀하고 안정된 분자 가스 내에서 난류의 주요 원천인지 여부를 규명하기 위해.
• 분출 에너지가 난류 운동으로 얼마나 효율적으로 전환되는지와 그 에너지가 구름이 중력 응축을 피하는 데 어떤 역할을 하는지 평가하기 위해.
• B59와 같이 안정된 영역에서의 난류 탐지 가능성과 세르펜스와 같이 더 동적인 영역을 비교하기 위해.
• 초기 가스 조건이 분출에 의해 유도된 난류의 관측 가능성과 영향력에 미치는 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• 제임스 클락 마ックス웰 전리( JCMT )의 HARP 장치를 이용해 B59 영역을 12 CO J=3→2, 13 CO J=3→2, C 18 O J=3→2 전이에서 맵핑하였다.
• 13 CO와 C 18 O 선형형을 사용하여 기체 온도, 면밀도 밀도 및 속도 분산을 유도하고, 난류가 증가한 영역를 식별하였다.
• 계층적 구조를 분해하고 운동학적 특징을 분출 활동의 맥락에서 해석하기 위해 덴드로그램 분석을 적용하였다.
• 형성 중인 천체에서의 운동 에너지와 동량 투입을 추정하여 주변 기체의 난류 에너지와 비교함으로써 분출의 에너지 역학을 정량화하였다.
• 중력 위치 에너지와 난류 운동 에너지의 균형을 평가하여 핵 내에서의 역학적 지지 상태를 평가하였다.
• 데이터 감소 및 분석에 GILDAS와 Starlink 소프트웨어를 사용하였으며, 비드 평균 선폭 및 진동 온도 추정치에 주의를 기울였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 B59에서 형성 중인 별의 분출이 조밀하고 안정된 기체에서 감지 가능한 난류를 얼마나 유도하는가?
• RQ2 B59 핵에서 분출 에너지가 난류 에너지 및 중력 에너지와 비교하여 어떻게 되는가?
• RQ3 왜 B59에서는 세르펜스와 같이 더 동적인 영역보다 분출에 의해 유도된 난류가 더 쉽게 감지되는가?
• RQ4 저질량이고 저속도 분자 핵에서 분출 에너지가 난류 운동으로 전환되는 효율은 얼마인가?
• RQ5 관측된 난류가 B59 덩어리를 중력 응축으로부터 지지하는가? 만약 그렇다면 그 지지 상태는 얼마나 오래 지속되는가?

주요 결과

• B59 영역에는 비별 형성 영역에서 약 30 M⊙의 냉각되고 안정적이며 중력에 의해 묶인 기체가 있으며, 선폭이 좁은 편 (~0.3 km s⁻¹)이다.
• 형성 중인 별 근처에서는 C 18 O 선폭이 약 ~0.3 km s⁻¹에서 ~1 km s⁻¹로 증가하고, 13 CO 진동 온도가 2–3 K 상승하여 국소적인 분출에 의해 유도된 난류를 나타낸다.
• 분출은 낮은 열량 밀도 기체를 활강 충격파 유사한 구조로 형성하며, 덴드로그램 분석에서 이를 확인할 수 있어 분출이 구름의 형태를 변화시키는 데 기여함을 입증한다.
• 분출 주변 근처에서는 분출 에너지의 절반 이하만 난류 에너지로 전환되며, 나머지는 핵 외부에 투입된다.
• 난류 에너지 투입은 하위파섹 규모 (~0.1–0.3 pc)에서 B59 덩어리가 응축을 피하는 데 충분하며, 운동 에너지와 위치 에너지가 유사한 것으로 나타나 이를 뒷받침한다.
• 초기 기체 선폭이 낮을 경우에만 (≤0.4 km s⁻¹) 분출에 의해 유도된 난류가 감지 가능하며, 이는 세르펜스와 같이 더 난류가 많은 영역에서는 비슷한 선폭에도 불구하고 난류가 관측되지 않는 이유를 설명한다.