[论文解读] 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 5

一句话总结

本研究重新评估了 HCN (1–0) 发射线作为星系中致密分子气的示踪剂的可靠性，发现其主要追踪的气体密度远低于通常假设的水平（约 870 cm⁻³），且视觉消光也较低（A_V ≈ 6.1 mag）。关键结果表明，星系中 HCN (1–0) 发射很可能源于致密核心与此前未被识别的弥散气体库的共同贡献，挑战了传统假设中 HCN (1–0) 仅追踪 n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ 气体的观点。

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.

研究动机与目标

• 重新评估 HCN (1–0) 发射作为星系中致密分子气（n_H₂ > 10⁴ cm⁻³）示踪剂的可靠性。
• 通过在高分辨率、近距离的分子云（猎户座 A）中评估实际被 HCN (1–0) 追踪的气体密度，以检验星系外的假设。
• 将猎户座 A 中观测到的 HCN 亮度与星系中星暴星系的亮度进行比较，以识别致密气体质量估算中的差异。
• 确定在银河系和星系中，哪条分子谱线最可靠地追踪高视觉消光气体（A_V ≥ 7 mag），即致密且正在形成恒星的气体。
• 重新评估星系外研究中用于将 HCN 亮度转换为致密气体质量的 α_HCN(1–0) 因子。

提出的方法

• 利用 FCRAO 14 米望远镜对猎户座 A 进行的高分辨率、大视场 100 GHz 分子谱线图（包括 HCN、N₂H⁺、CO 同位素、CN、CCH）。
• 利用赫歇尔 250–500 μm 数据和尘埃消光模型，标定基于尘埃的 H₂ 数密度和视觉消光（A_V）。
• 通过空间相关性分析 HCN (1–0) 发射与视觉消光（A_V）的关系，以确定 HCN 所追踪的典型气体密度。
• 计算 α_HCN(1–0) 因子为 M_dg / L_HCN(1–0)，其中 M_dg 为 A_V ≥ 7 mag 区域的气体质量，基于观测亮度和消光图。
• 将星系中由 FIR 亮度推导的恒星形成率（SFR）与邻近银河系分子云及银河系中心的 SFR 进行比较，以检验 HCN 基础的 SFR 关系是否一致。
• 采用截断圆柱形幂律密度分布模型模拟丝状分子云结构，并推导中值视线方向密度。

实验结果

研究问题

• RQ1 在像猎户座 A 这样的近距离分子云中，HCN (1–0) 发射线实际追踪的 H₂ 特征密度是多少？
• RQ2 猎户座 A 中观测到的 HCN (1–0) 亮度与解释星系中观测到的 HCN 亮度所需的亮度相比如何？
• RQ3 在星系外系统中，HCN (1–0) 线是否如通常假设的那样，可靠地追踪 n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ 的气体？
• RQ4 在所观测的分子中，哪条谱线最可靠地追踪高视觉消光（A_V ≥ 7 mag）气体，即指示致密、正在形成恒星的气体？
• RQ5 银河系中 α_HCN(1–0) 因子（M_dg / L_HCN）的实际值是多少？与星系外研究中使用的值相比如何？

主要发现

• HCN (1–0) 线所追踪的气体具有约 870 cm⁻³ 的特征 H₂ 密度，对应于 A_V ≈ 6.1 mag 的视觉消光，远低于通常假设的 n_H₂ > 10⁴ cm⁻³。
• 猎户座 A 中的 α_HCN(1–0) 因子估计值为 ≤ 20 M☉ / (K km s⁻¹ pc²)，显著低于星系外研究中通常采用的 ~10 M☉ / (K km s⁻¹ pc²)。
• 猎 Orion A 中的冷致密气体无法产生足够的 HCN (1–0) 发射来解释星系中观测到的亮度，意味着星系中必须存在猎户座 A 中未观测到的额外 HCN 辐射气体。
• 在所观测的分子中，只有 N₂H⁺ (1–0) 发射明确与高密度气体相关（A_V ≈ 16 mag，n_H₂ ≈ 4,000 cm⁻³），使其比 HCN (1–0) 成为更可靠的致密气体示踪剂。
• 观测到的差异表明，星系中可能存在此前未知的 HCN 辐射气体库，例如弥散云包层，这可以解释高 HCN 亮度而无需假设更高的致密气体质量。
• 标准假设认为 HCN (1–0) 仅追踪 n_H₂ > 10⁴ cm⁻³ 的气体，这会导致星系中致密气体质量被高估约 30 倍，基于 HCN 实际追踪的真实密度。