[论文解读] Interstellar absorptions towards the LMC: Small-scale density variations in Milky Way disc gas

S. Nasoudi-Shoar, P. Richter+2 more|arXiv (Cornell University)|Jun 28, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 40被引用 7

一句话总结

本研究通过观测大麦哲伦云中六颗角间距相近的恒星的紫外吸收线，探测银河系盘面气体中的小尺度密度变化。利用FUSE和STIS数据，发现在1.5 pc的距离内，H₂柱密度变化高达2 dex，表明存在亚pc尺度的云块，其密度范围从60 cm⁻³到更高值，暗示0.1 pc以下尺寸的分子气体结构具有非均匀性。

ABSTRACT

Observations show that the ISM contains sub-structure on scales less than 1 pc, detected in the form of spatial and temporal variations in column densities or optical depth. Despite the number of detections, the nature and ubiquity of the small-scale structure in the ISM is not yet fully understood. We use UV absorption data mainly from FUSE and partly from STIS of six LMC stars (Sk-67°111, LH54-425, Sk-67°107, Sk-67°106, Sk-67°104, and Sk-67°101), all located within 5 arcmin of each other, and analyse the physical properties of the Galactic disc gas in front of the LMC on sub-pc scales. We analyse absorption lines of a number of ions within the UV spectral range. Most importantly, interstellar molecular hydrogen, neutral oxygen, and fine-structure levels of neutral carbon have been used in order to study changes in the density and the physical properties of the Galactic disc gas over small angular scales. While most species do not show any significant variation in their column densities, we find an enhancement of almost 2 dex for H_2 from Sk-67°111 to Sk-67°101, accompanied by only a small variation in the OI column density. Based on the formation-dissociation equilibrium, we trace these variations to the actual density variations in the molecular gas. On the smallest spatial scale of < 0.08 pc, between Sk-67°107 and LH54-425, we find a gas density variation of a factor of 1.8. The line of sight towards LH54-425 does not follow the relatively smooth change seen from Sk-67°101 to Sk-67°111, suggesting that sub-structure might exist on a smaller spatial scale than the linear extent of our sight-lines. Our observations suggest that the detected H_2 in these six lines of sight is not necessarily physically connected, but that we are sampling molecular cloudlets with pathlengths < 0.1-1.8 pc and possibly different densities.

研究动机与目标

• 利用高分辨率紫外光谱，研究银河系盘面星际介质中的小尺度密度与物理结构变化。
• 确定在角间距小于5′的紧密相邻视线方向上，分子气体的性质是否一致或变化，以判断其为致密团块状还是连续结构。
• 通过H₂的转动能级分布和离子的精细能级结构，约束中性与分子气体组分的物理条件（密度、温度、路径长度）。
• 通过比较多条视线方向上H₂、C I、O I及其他离子的柱密度，评估ISM中不均匀性的空间尺度。
• 评估观测到的变化是否源于气体本身的结构特征，而非观测或物理假设（特别是路径长度和遮蔽效应）的影响。

提出的方法

• 利用远紫外光谱探测器（FUSE）和哈勃空间望远镜的STIS，对角间距在5′以内的六颗大麦哲伦云恒星获取紫外光谱。
• 测量关键元素的柱密度：H₂（转动能级）、C I、O I、Si II、Fe II、Al II、P II、S III、Ar I、Ni II、Mg II、Mn II及Si IV。
• 利用H₂的转动能级分布，通过玻尔兹曼分布推导激发温度（Tex），并据此推断气体温度与密度。
• 应用H₂的形成-解离平衡关系，基于遮蔽与H₂形成速率的假设，从柱密度变化推断密度变化。
• 计算不同视线方向之间的密度比（ξ），以评估相对气体密度差异，并通过N(H I)与nH估算路径长度（Dmol）。
• 通过比较各视线方向上的离子丰度与电子密度，评估所推导参数的物理一致性。

实验结果

研究问题

• RQ1 通过大麦哲伦云中角间距相近的恒星的紫外吸收线，揭示银河系盘面气体中密度不均匀性的空间尺度是什么？
• RQ2 在投影距离小于1.5 pc的六条视线方向上，H₂、C I和O I的柱密度如何变化？这些变化对气体结构有何含义？
• RQ3 观测到的H₂吸收是物理上相连的，还是分别对应于独立的小尺度分子云块？
• RQ4 每条视线方向上吸收气体的推断物理条件（温度、密度、路径长度）是什么？
• RQ5 H₂柱密度的变化是否与电离或中性气体组分的变化相关？这对气体动力学与遮蔽机制有何启示？

主要发现

• 在投影距离1.5 pc内，从Sk -67° 111到Sk -67° 101的视线方向上，H₂柱密度出现接近2 dex的增强。
• O I柱密度在这些视线方向上基本保持不变，表明H₂的变化并非由总中性气体柱密度变化引起。
• H₂的变化被解释为分子气体中密度不均匀性的直接示踪，推断密度范围从约60 cm⁻³到更高值，不同视线方向差异显著。
• 在Sk -67° 107与LH 54-425之间小于0.08 pc的尺度上，检测到1.8倍的气体密度变化，表明存在亚pc尺度的结构。
• 沿Sk -67° 101至Sk -67° 107方向的内层自遮蔽气体，H₂的激发温度（Tex）约为70 K，与冷中性介质（CNM）一致；而向LH 54-425和Sk -67° 111方向，Tex升高至约200 K。
• 分子气体路径长度（Dmol）估算范围为0.1至1.8 pc，最小值表明H₂存在于小型孤立云块中，而非连续结构。