[논문 리뷰] Molecular gas in the Galactic center region III. Probing shocks in molecular cores

S. Huettemeister, G. Dahmen외 4명|arXiv (Cornell University)|1998. 03. 05.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 5인용 수 11

한 줄 요약

이 연구는 SEST, JCMT 및 HHT 전자망원경를 이용한 C18O 및 SiO 이소토포울의 다중선 관측을 통해 은하수 중심부 분자핵에서의 충격을 조사한다. SiO 방출은 밀도가 높고 냉각된 기체( n(H₂) > 10⁴ cm⁻³, T_KIN ~ 25 K)에서 발생하며, SiO 농도는 약 10⁻⁹이며 구름-구름 충돌이 예측되는 영역에서 높아져 대규모 운동학에 의해 유도된 충격 활동을 시사한다.

ABSTRACT

Multiline observations of C18O and SiO isotopomers toward 33 molecular peaks in the Galactic center region, taken at the SEST, JCMT and HHT telescopes, are presented. The C18O presumably traces the total H_2 column density, while the SiO traces gas affected by shocks and high temperature chemistry. The J =2-1 line of SiO is seen only in few regions of the Galactic disk. This line is easily detected in all Galactic center sources observed. A comparison of the strength of the rare isotopomers 29SiO and 30SiO to the strength of the main isotopomer 28SiO implies that the J = 2-1 transition of 28SiO is optically thick. The 29Si/30Si isotope ratio of 1.6 in the Galactic center clouds is consistent with the terrestrial value. Large Velocity Gradient models show that the dense component (n_(H_2) > 10^4cm-3) in typical molecular cores in the Galactic center is cool (TKIN ~ 25K), contrary to what is usually found in Giant Molecular Clouds in the disk, where the densest cores are the hottest. High kinetic temperatures, > 100K, known to exist from NH_3 studies, are only present at lower gas densities of a few 10^3cm-3, where SiO is highly subthermal. Assuming that C18O traces all of the molecular gas, it is found that in all cases but one, SiO emission is compatible with arising in gas at higher density that is (presently) relatively cool. The relative abundance of SiO is typically 10^-9, but differs significantly between individual sources. It shows a dependence on the position of the source within the Galactic center region. High abundances are found in those regions for which bar potential models predict a high likelihood for cloud-cloud collisions. These results can be used to relate the amount of gas that has encountered shocks within the last ~ 10^6 years to the large scale kinematics in the inner ~500pc of the Galaxy.

연구 동기 및 목표

• 고스펙트럼 해상도 선 관측을 통해 은하수 중심부 분자핵 내 충격 흥(excitation)을 탐색하기.
• SiO 방출 기체의 물리적 조건(밀도, 온도)을 규명하고 충격 과정에서의 기원을 평가하기.
• SiO 농도의 공간적 의존성 조사 및 대규모 운동학과 구름-구름 충돌과의 연관성 탐색하기.
• 28SiO J=2-1 선의 광학 두께를 시험하고 은하수 중심부의 이소토프 비율을 제약하기.
• 은하수 중심부 핵과 디스크의 거대 분자운우클라우드 간의 흥(excitation) 조건 비교하기.

제안 방법

• SEST, JCMT 및 HHT 전자망원경를 이용해 은하수 중심부 33개 분자피크에서 C18O 및 SiO 이소토포울(28SiO, 29SiO, 30SiO)의 다중선 관측 수행.
• 전체 H₂ 기둥 밀도를 추적하기 위해 C18O를 사용하며, 이는 모든 분자 기체를 추적한다고 가정.
• 고온 화학 및 비-LTE 흥(excitation)에 민감한 특성으로 인해 SiO를 충격 추적자로 사용.
• 29SiO 및 30SiO 이소토포울의 상대 강도를 이용해 28SiO J=2-1 선의 광학 두께 분석.
• 선비율을 바탕으로 운동온도 및 밀도를 유도하기 위해 대규모 속도 기울기(LVG) 모델 적용.
• 구름-구름 충돌 가능성 모델 예측과 관측된 SiO 농도를 비교해 충돌 가능성 평가.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하수 중심부 분자핵 내 SiO 방출 기체의 물리적 조건(밀도 및 온도)은 무엇인가?
• RQ2 28SiO J=2-1 선은 광학 두꺼운가? 이는 농도 결정에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 은하수 중심부 전역에서 SiO 농도는 어떻게 변화하며, 예측된 구름-구름 충돌 영역과 상관관계가 있는가?
• RQ4 왜 28SiO J=2-1 전이가 은하수 중심부에서는 관측 가능한데 디스크에서는 흔하지 않은가?
• RQ5 은하수 중심부 핵의 흥 조건은 디스크의 거대 분자운우클라우드와 어떻게 다를까?

주요 결과

• 29SiO 및 30SiO 이소토포울의 상대 강도에 의해 28SiO J=2-1 선이 광학 두꺼움을 나타냄.
• 은하수 중심부 클라우드의 29Si/30Si 이소토프 비율은 1.6로, 지구 기준값과 일치함.
• 은하수 중심부 핵의 밀도 높은 성분은 운동온도 약 25 K로, 디스크의 거대 분자운우클라우드보다 훨씬 낮음.
• 고온 운동온도(>100 K)는 오직 낮은 밀도(~수 ×10³ cm⁻³)에서만 관측되며, 이 경우 SiO는 부분적으로 열역학적 평형을 이룸.
• SiO 농도는 일반적으로 약 10⁻⁹이며, 구름-구름 충돌 확률이 높은 영역과 상관관계가 있음.
• 관측된 SiO 방출은 뜨겁고 밀도가 낮은 기체가 아닌 밀도가 높고 냉각된 기체에서 기인함을 시사하며, 이는 고밀도 환경에서의 충격 흥(excitation)를 나타냄.