[论文解读] H3+ in Diffuse Interstellar Clouds: a Tracer for the Cosmic-Ray Ionization Rate

Nick Indriolo, T. R. Geballe+2 more|ArXiv.org|Sep 7, 2007

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 48被引用 147

一句话总结

本研究利用高分辨率红外光谱在20条弥漫星际云视线中检测到8条的H₃⁺，确立其作为宇宙射线电离率（ζₚ）的直接示踪剂。观测到的H₃⁺柱密度表明，ζₚ的平均值为2×10⁻¹⁶ s⁻¹，约为经典值的十倍，解决了以往基于OH和HD的估算中因速率常数不准确及忽略物理效应而产生的矛盾。

ABSTRACT

Using high resolution infrared spectroscopy we have surveyed twenty sightlines for H3+ absorption. H3+ is detected in eight diffuse cloud sightlines with column densities varying from 0.6x10^14 cm^-2 to 3.9x10^14 cm^-2. This brings to fourteen the total number of diffuse cloud sightlines where H3+ has been detected. These detections are mostly along sightlines concentrated in the Galactic plane, but well dispersed in Galactic longitude. The results imply that abundant H3+ is common in the diffuse interstellar medium. Because of the simple chemistry associated with H3+ production and destruction, these column density measurements can be used in concert with various other data to infer the primary cosmic-ray ionization rate, zeta_p. Values range from 0.5x10^-16 s^-1 to 3x10^-16 s^-1 with an average of 2x10^-16 s^-1. Where H3+ is not detected the upper limits on the ionization rate are consistent with this range. The average value of zeta_p is about an order of magnitude larger than both the canonical rate and rates previously reported by other groups using measurements of OH and HD. The discrepancy is most likely due to inaccurate measurements of rate constants and the omission of effects which were unknown when those studies were performed. We believe that the observed column density of H3+ is the most direct tracer for the cosmic-ray ionization rate due to its simple chemistry. Recent models of diffuse cloud chemistry require cosmic-ray ionization rates on the order of 10^-16 s^-1 to reproduce observed abundances of various atomic and molecular species, in rough accord with our observational findings.

研究动机与目标

• 检验此前仅在ζ Per方向推断出的增强宇宙射线电离率是否为弥漫星际介质的一般特性。
• 利用H₃⁺柱密度作为主要宇宙射线电离率（ζₚ）的直接示踪剂，借助其简单的生成与消耗化学过程。
• 解决基于OH和HD的先前ζₚ估算之间的矛盾，这些估算依赖于不确定的速率常数和不完整的反应网络。
• 利用H₃⁺作为基准，通过多条弥漫云视线提供一个稳健、基于观测约束的ζₚ估算。

提出的方法

• 使用UKIRT望远镜上的CGS4光谱仪，以40,000的分辨率进行高分辨率红外光谱观测，检测20条视线中的H₃⁺吸收。
• 通过(1,0)和(1,1)转动能级的观测，推导H₃⁺柱密度，并利用这些能级的相对布居数估算激发温度。
• 利用稳态化学模型计算宇宙射线电离率（ζₚ），其中H₃⁺的生成依赖于H₂的宇宙射线电离，而消耗则通过电子复合反应进行。
• 将H₃⁺柱密度的不确定性传播，为未检测到的样本推导出3σ上限的ζₚ。
• 应用理论转换因子（公式10），将观测到的H₃⁺柱密度与ζₚ关联，使用文献中已良好约束的H₂和H柱密度。
• 与基于OH和HD的先前估算进行系统比较，突出由于使用过时或不准确的速率常数所导致的不一致。

实验结果

研究问题

• RQ1 此前在ζ Per方向观测到的增强宇宙射线电离率是否为弥漫星际介质的一般特征，还是异常现象？
• RQ2 H₃⁺柱密度能否比OH或HD提供更准确、更直接的主宇宙射线电离率（ζₚ）测量？
• RQ3 为何基于OH和HD的先前ζₚ估算与基于H₃⁺的约2×10⁻¹⁶ s⁻¹的估算存在显著差异？
• RQ4 速率常数的不确定性以及早期模型中遗漏的物理效应，在多大程度上解释了OH/HD与H₃⁺估算的ζₚ之间的差异？
• RQ5 当前的弥漫云化学模型是否需要ζₚ ≈ 10⁻¹⁶ s⁻¹才能重现观测到的原子与分子物种丰度？

主要发现

• 在所调查的二十条弥漫云视线中，检测到八条存在H₃⁺，其柱密度范围为0.6×10¹⁴ cm⁻²至3.9×10¹⁴ cm⁻²。
• 基于H₃⁺柱密度推导出的平均宇宙射线电离率（ζₚ）为2×10⁻¹⁶ s⁻¹，显著高于经典值约3×10⁻¹⁷ s⁻¹。
• 对未检测到的样本的ζₚ上限与观测范围一致，表明弥漫星际介质中不存在电离率更低的证据。
• 与先前基于OH和HD估算的矛盾归因于速率常数不准确以及当时未被认识的物理效应被忽略。
• 基于H₃⁺的ζₚ值与近期化学模型结果高度一致，这些模型要求ζₚ ≈ 10⁻¹⁶ s⁻¹才能重现弥漫云中观测到的原子与分子物种丰度。
• 本研究证实，由于其化学网络简单，H₃⁺是ζₚ最直接、最可靠的示踪剂，从而最大限度地减少了模型依赖性。