[論文レビュー] Molecular Line Emission as a Tool for Galaxy Observations (LEGO). I. HCN as a tracer of moderate gas densities in molecular clouds and galaxies

Jens Kauffmann, P. F. Goldsmith+4 more|Max Planck Digital Library|Jul 17, 2017

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 24被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、銀河における高密度分子ガスの tracer としての HCN (1–0) 放射を再評価し、一般的に想定されているよりもはるかに低い密度（約 870 cm⁻³）および低い視覚的減光（A_V ≈ 6.1 mag）のガスを主に tracer していることが判明した。主な結果として、銀河における HCN (1–0) 放射は、高密度コアとこれまで認識されていなかった拡散ガスの貯留源の両方からの寄与によって生じており、標準的な仮定である n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ のガスにのみ由来するとの仮定に疑問を呈する。

ABSTRACT

Trends observed in galaxies, such as the Gao \& Solomon relation, suggest a linear relation between the star formation rate and the mass of dense gas available for star formation. Validation of such relations requires the establishment of reliable methods to trace the dense gas in galaxies. One frequent assumption is that the HCN ($J=1$--0) transition is unambiguously associated with gas at $ m{}H_2$ densities $\gg{}10^4~ m{}cm^{-3}$. If so, the mass of gas at densities $\gg{}10^4~ m{}cm^{-3}$ could be inferred from the luminosity of this emission line, $L_{ m{}HCN\,(1 ext{--}0)}$. Here we use observations of the Orion~A molecular cloud to show that the HCN ($J=1$--0) line traces much lower densities $\sim{}10^3~ m{}cm^{-3}$ in cold sections of this molecular cloud, corresponding to visual extinctions $A_V\approx{}6~ m{}mag$. We also find that cold and dense gas in a cloud like Orion produces too little HCN emission to explain $L_{ m{}HCN\,(1 ext{--}0)}$ in star--forming galaxies, suggesting that galaxies might contain a hitherto unknown source of HCN emission. In our sample of molecules observed at frequencies near 100~GHz (also including $ m{}^{12}CO$, $ m{}^{13}CO$, $ m{}C^{18}O$, CN, and CCH), $ m{}N_2H^+$ is the only species clearly associated with rather dense gas.

研究の動機と目的

• 銀河における高密度分子ガス（n_H₂ > 10⁴ cm⁻³）の tracer としての HCN (1–0) 放射の信頼性を再評価すること。
• オリオン A という高解像度で良好に解像された近接分子雲を用いて、HCN (1–0) が実際にどのガス密度を tracer しているかを評価し、銀河外への応用における仮定を検証すること。
• オリオン A における観測された HCN 輝度と、星形成銀河における HCN 輝度を比較し、高密度ガス質量推定値の乖離を特定すること。
• の Milky Way および銀河において、高密度ガス（A_V ≥ 7 mag）を最も信頼性高く tracer する分子線遷移を同定すること。
• 銀河外研究において HCN 輝度から高密度ガス質量に換算する際に用いられる α_HCN(1–0) 要因を再評価すること。

提案手法

• オリオン A を標的として、FCRAO 14m テレスコープを用いた高解像度・広視野の 100 GHz 分子線マップ（HCN, N₂H⁺, CO 時計同素体、CN, CCH）を用いた。
• Herschel 250–500 μm データとダスト透過率モデルを用いて、ダストに基づく H₂ 塗布密度と視覚的減光（A_V）を補正した。
• HCN (1–0) 放射と視覚的減光（A_V）の空間相関をマッピングし、HCN が実際に tracer している特徴的密度を特定した。
• 観測された輝度と減光マップを用いて、M_dg / L_HCN(1–0) として α_HCN(1–0) 要因を計算した（M_dg は A_V ≥ 7 mag の質量）。
• 銀河における FIR 輝度から導かれる星形成率（SFR）と、近接 Milky Way クラウドおよび銀河中心部における SFR を比較し、HCN を用いた SFR 関係との整合性を検証した。
• 断面積が一定の円柱型のパワーロー密度プロファイルを用いて、糸状雲の構造をモデル化し、平均線形密度を導出した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 オリオン A のような近接分子雲において、HCN (1–0) 放射線が実際に tracer している真の H₂ 密度はどの程度か？
• RQ2 オリオン A における観測された HCN (1–0) 輝度は、星形成銀河で観測された HCN 輝度を説明するのに必要な輝度と比べてどの程度か？
• RQ3 銀河外系において、HCN (1–0) 線が n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ のガスを唯一 tracer しているという標準的仮定は信頼できるか？
• RQ4 どの分子線遷移が、高密度ガス（A_V ≥ 7 mag）を最も信頼性高く tracer するか？（星形成ガスを示す指標）
• RQ5 Milky Way における実際の α_HCN(1–0) 要因（M_dg / L_HCN）の値は何か？また、銀河外研究で用いられている値と比べてどうか？

主な発見

• HCN (1–0) 線は、特徴的 H₂ 密度が約 870 cm⁻³、視覚的減光が A_V ≈ 6.1 mag に相当するガスを tracer しており、一般的に想定されている n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ よりもはるかに低い。
• オリオン A における α_HCN(1–0) 要因は、20 M☉ / (K km s⁻¹ pc²) 未満と推定され、銀河外研究で一般的に採用されている約 10 M☉ / (K km s⁻¹ pc²) よりも顕著に低い。
• オリオン A の冷たい高密度ガスでは、星形成銀河で観測された輝度を説明するのに十分な HCN (1–0) 放射が得られていないため、銀河はオリオン A に存在しない追加の HCN 放射ガスを含んでいる必要がある。
• 観測された分子の中で、N₂H⁺ (1–0) 放射のみが明確に高密度ガス（A_V ≈ 16 mag、n_H₂ ≈ 4,000 cm⁻³）に関連しており、HCN (1–0) よりも信頼性の高い高密度ガス tracer である。
• 観測された乖離は、銀河にこれまで未知の HCN 放射ガス貯留源（例えば拡散雲の被膜）が存在する可能性を示唆しており、これは高密度ガス質量をより高く見積もる必要がないままに、高輝度 HCN 放射を説明できる。
• 標準的仮定である HCN (1–0) が n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ のガスにのみ由来するとする仮定は、HCN が実際に tracer している真の密度に基づくと、銀河における高密度ガス質量を約 30 倍過大評価していることになる。