[论文解读] Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) I. The prototypical dark cloud TMC 1

A. Fuente, D. Navarro+31 more|PubMed|Sep 13, 2018

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 2被引用 25

一句话总结

本研究利用IRAM 30米和Yebes 40米望远镜的毫米波观测，调查了TMC-1暗云从半透明到致密云相的元素气相丰度及电离分数。研究发现，在半透明相（A_V ~ 3–10 mag）中，碳、氧和硫的耗竭呈渐进式，其中硫的耗竭尤为显著，约为太阳值的7–40倍；并约束了H₂的宇宙射线电离率ζ_H₂ ~ (0.5–1.8)×10⁻¹⁶ s⁻¹。

ABSTRACT

GEMS is an IRAM 30m Large Program whose aim is determining the elemental depletions and the ionization fraction in a set of prototypical star-forming regions. This paper presents the first results from the prototypical dark cloud TMC 1. Extensive millimeter observations have been carried out with the IRAM 30m telescope (3 mm and 2 mm) and the 40m Yebes telescope (1.3 cm and 7 mm) to determine the fractional abundances of CO, HCO⁺, HCN, CS, SO, HCS⁺, and N₂H⁺ in three cuts which intersect the dense filament at the well-known positions TMC 1-CP, TMC 1-NH3, and TMC 1-C, covering a visual extinction range from A <i>_V</i> ~ 3 to ~20 mag. Two phases with differentiated chemistry can be distinguished: i) the translucent envelope with molecular hydrogen densities of 1-5×10³ cm^-3; and ii) the dense phase, located at A <i>_V</i> > 10 mag, with molecular hydrogen densities >10⁴ cm^-3. Observations and modeling show that the gas phase abundances of C and O progressively decrease along the C⁺/C/CO transition zone (A <i>_V</i> ~ 3 mag) where C/H ~ 8×10^-5 and C/O~0.8-1, until the beginning of the dense phase at A <i>_V</i> ~ 10 mag. This is consistent with the grain temperatures being below the CO evaporation temperature in this region. In the case of sulfur, a strong depletion should occur before the translucent phase where we estimate a S/H ~ (0.4 - 2.2) ×10^-6, an abundance ~7-40 times lower than the solar value. A second strong depletion must be present during the formation of the thick icy mantles to achieve the values of S/H measured in the dense cold cores (S/H ~8×10^-8). Based on our chemical modeling, we constrain the value of <i>ζ</i> _H₂ to ~ (0.5 - 1.8) ×10^-16 s^-1 in the translucent cloud.

研究动机与目标

• 确定从半透明到致密分子云相过渡过程中碳、氧和硫的气相元素丰度。
• 约束TMC-1半透明介质中H₂的宇宙射线电离率（ζ_H₂）。
• 研究恒星形成早期阶段关键元素的化学演化与耗竭过程。
• 通过分析硫在尘埃颗粒中的保留情况，评估其在恒星形成过程中的命运。

提出的方法

• 利用IRAM 30米和Yebes 40米望远镜，在3毫米、2毫米、1.3厘米和7毫米波段开展广泛的毫米波与亚毫米波观测。
• 测量了沿TMC-1三个位置（TMC 1-CP、TMC 1-NH3和TMC 1-C）切片上CO、HCO⁺、HCN、CS、SO、HCS⁺和N₂H⁺的相对丰度。
• 使用Meudon PDR代码模拟化学过程，推导出元素耗竭与电离分数随消光程度的变化关系。
• 分析不同A_V（3–20 mag）下分子丰度趋势，以区分半透明相与致密相。
• 结合化学网络建模，从观测到的离子与自由基丰度推断ζ_H₂。
• 通过对比观测到的S/H比值与太阳值，并模拟冰层包膜形成过程，评估硫的耗竭程度。

实验结果

研究问题

• RQ1 在TMC-1的半透明相（A_V ~ 3–10 mag）中，碳、氧和硫的气相丰度是多少？
• RQ2 H₂的宇宙射线电离率（ζ_H₂）在半透明介质中如何变化？其与弥漫星际介质中的值相比有何差异？
• RQ3 是什么过程驱动了从弥漫云到致密云相转变过程中碳、氧和硫的耗竭？
• RQ4 在低质量恒星形成过程中，硫在尘埃颗粒中保留的程度如何？有多少比例被释放到气相中？
• RQ5 观测到的分子丰度趋势如何反映早期恒星形成区域的电离分数与化学演化？

主要发现

• 在半透明相（A_V ~ 3–10 mag）中，C/H范围为~8×10⁻⁵至~4×10⁻⁵，表明碳存在显著耗竭。
• 在半透明相中，C/O比约为0.8–1.0，表明在消光程度较低的弥漫介质（A_V < 3 mag）中氧优先耗竭。
• 硫的耗竭极为显著，约为太阳丰度的7–40倍，S/H在半透明区域约为(0.4–2.2)×10⁻⁶。
• 在致密相（A_V > 10 mag）中出现第二次强烈的硫耗竭，S/H降至约8×10⁻⁸，表明硫已进入冰层包膜。
• 在半透明云中，H₂的宇宙射线电离率被约束为ζ_H₂ ~ (0.5–1.8)×10⁻¹⁶ s⁻¹，略低于弥漫介质中的值。
• 在弥漫与半透明相中进入尘埃颗粒的硫原子在低质量恒星形成过程中并未有效重新释放至气相，约90%仍被锁定在颗粒中。