大质量恒星形成区的分子气体探针比较

(Zhiyu: 最近有点忙, 更新的少了, 很抱歉. 下面介绍的这篇文章是一篇很实用的文章. 文章里的方法, 公式, 和引用都很经典. 作者是亚利桑那大学的学生 Megan Reiter, 从文章字里行间可以看出, 她的基本功很扎实, 也花了很大的力气来成文. 希望这篇文章能给大家的科研带来一点借鉴和激励. )

标题:The Physical Properties of High-Mass Star-forming Clumps: A Systematic Comparison of Molecular Tracers

  • 作者:Reiter, Megan; Shirley, Yancy L.; Wu, Jingwen; Brogan, Crystal; Wootten, Alwyn; Tatematsu, Kenichi
  • 论文索引:astro-ph:1104.3899
  • 一句话总结:

    在27个具有水脉泽的大质量恒星形成区中, 作者进行了HCO^+, H^{13}CO^+, N_2H^+,HCS^+, HNC, HN^{13}C, SO, ^{34}SO, CCH, SO_2, CH_3OH 等分子谱线的成图观测, 通过对不同分子探针的比较, 对这些正在产生恒星的分子气体的物理状态进行了一系列的分析比较.

    背景介绍:

    分子云中的恒星形成一直都是天理物理中非常重要的问题. 小质量恒星形成的理论已经相对成熟, 但是这些理论并不能简单的应用在大质量恒星形成的问题上. 大质量恒星核心吸积的理论是从小质量恒星形成理论发展而来, 但是这个理论现在还需要解释为何分子云会直接塌缩成一个单独地大质量恒星而不是碎裂化之后形成多个较小质量的云核. 而竞争吸积理论则假设首先碎裂化成多个小分子云核, 之后逐渐并和生长成为大质量恒星. 然而这个理论还无法解释需要面对在什么情况下才分子团块形成大质量恒星,什么情况下碎裂形成小质量恒星的问题. 分子谱线的研究, 对于确定大质量恒星产生的模式非常重要, 从分子谱线的成图观测,可以获取一些基本的物理性质, 例如运动学信息, 团块的物理尺度, 质量, 密度, 温度等.当ALMA 完工后达到的分辨率完全可以分辨出大质量恒星形成过程的细节, 从而通过各种分子谱线探索其中的物理性质. 而反过来, 当获取了大量分子谱线之后, 如何定量分析分子云团的物理性质, 如何挖掘数据中隐藏的信息也是非常重要的.

    这篇文章最吸引我的地方在于, 作者通过引入Evans 1999 ARA&A 中提出的有效临界密度的概念,通过计算和分析各种分子的有效临街密度同温度的关系, 将这个有效临界密度应用于实际的观测分析.

    那么什么是临界密度, 什么是有效临界密度呢?

    考虑一个简单的2能级系统, 当其处于热动平衡状态的时候, 自发辐射同碰撞激发以及碰撞退激发相等的时候(A_{21} + C_{21} n) N_2 = C_{12} n N_1. N_2N_1 分别是处于上能级和下能级的粒子数, n是密度, 而A_{21}则为爱因斯坦自发辐射系数, C_{21}C_{12}分别是碰撞激发和碰撞退激发系数. C_{12} g_1 = C_{21} g_2 exp[-(E_2-E_1)]/k T]

    而上能级粒子所占的比例为:

    \frac{N_2}{N_1+N_2}= \frac{C_{12}/C_{21}}{1+\frac{n_{cr}}{n}+\frac{C_{12}}{C_{21}}}

    临界密度 (Critical Density) 被定义成当爱因斯坦自发辐射系数(A_{21})和碰撞辐射系数(C_{21})的比值. 当密度高于临界密度的时候. 上式的分母比较小, 能级布局将近似于玻尔兹曼分布,当密度低于临界密度的时候, 则上能级粒子的布居远小于玻尔兹曼分布的预期.

    而有效临界密度?

    由于我们研究的分子或者原子跃迁通常并不是简单的2能级系统, 也通常并不处于平衡状态(TE), 甚至不满足局部热动平衡(LTE), 所以通过临界密度无法很好的反应气体的激发性质. 例如, 温度为 10K 的HCN 4-3, 其临界密度高达1.5 \times 10^8 cm^{-3}, 100K 运动学温度下,临界密度依然是1.6 \times 10^8 cm^{-3}. 如果只有满足如此高的密度HCN 4-3 才能够被高效激发的话, 那么几乎不太可能在恒星形成区观测到这条谱线的强发射. 因此, 往常人们认为只有当密度高于临界密度的时候才能够探测到某条谱线的这种说法太过于简单化. 实际上, 在很大的密度范围内都可以有效的激发谱线, 是否能观测到一条谱线, 不但取决于灵敏度, 频率和光学厚度,还取决于多能级系统里的能级布居.

    如果考虑到非LTE下的亚热激发依然可以激发谱线到一定的强度, 以及考虑到气体温度以及能级布居, 通过大速度梯度模型 LVG 可以计算得到对一个经典的分子云, 在假定一定经典的化学丰度,速度梯度, 以及温度的情况下, 需要多高的密度才能激发到至少1K 的谱线亮温度(line brightness temperature).基于这种想法, Evans 1999 提出了有效临界密度的概念. 例如对于一些分子的一些跃迁来说,有效临界密度可以比临界密度低了3个数量级. 也即, 远未达到临界密度的时候分子云团的密度就已经足够激发这些谱线. 而在同观测结果相比较上, 也更加容易操作.

    内容介绍:

    作者通过Leiden 大学开发的non-LTE模型 RADEX网页版, 计算了这些分子多条谱线的有效临界密度, 从而同得到的其他量–尺度,质量,速度弥散度, 谱线光度等一系列的量进行了相关关系的比较.

    图1. 各条谱线综合性质表. 注意最右边2列分别为各条谱线在20K 运动学温度下的临界密度以及有效临界密度.
    图2. 各个分子跃迁的有效临界密度随温度的变化关系.
    图3. 远红外光度计算得到的质量同各个致密分子气体探针的谱线光度之间的关系. r 为相关系数, m为power law相关斜率

    作者得到的结果很多, 在这里, 我仅将同我个人最感兴趣的方向相关的结果(图 3)用一句话展示如下:

    在这里, 作者发现, 对于不同的分子气体探针, 不同的临界密度和有效临界密度, 通过远红外得到的分子气体质量(其实可以认为等同于远红外光度*常数)同这些谱线的光度(L’)基本上都是线性关系, 这一点对最近的一些理论工作提出了挑战.

    延伸阅读:

  • 1. RADEX on-line
  • 2. RADEX off-line
  • 3. 谱指数随临界密度变化的理论预期
  • 4. 支持谱指数随临界密度变化的观测文章1
  • 5. 支持谱指数随临界密度变化观测文章2
  • 6. 反对谱指数变化观测文章1
  • 7. 反对谱指数变化观测文章2
    • 分享到:

    12 Replies to “大质量恒星形成区的分子气体探针比较”

    1. 雪健

      Chrome 13.0.782.55 MacIntosh

      这个有效临界密度跟能级有没有关系?
      最后“最近的一些理论工作”的主张是什么?
      图3的关系,好像斜率都接近1,不过是不是也只能说明此关系在这一类天体中成立?

      • ZhiyuZhang

        Chrome 14.0.814.0 MacIntosh

        n_eff 同能级是有关系的. 所以对不同的跃迁, 有不同的临界密度也有不同的有效临界密度. 🙂

        最近一些理论工作认为在恒星形成定律(star formation law)的关系中(横坐标是分子气体探针谱线光度, 纵坐标为红外光度), 随着临界密度的增加, power law 拟合的斜率逐渐减小. 也即: CO+HI的斜率 1.4-1.5 CO 2-1 斜率 1.2, HCN 1-0 斜率1, HCN 3-2 斜率0.7 这种变化. 详见延伸阅读给的文章.

        是的, 就事论事, 的确是这幅图只能说明这类关系在这一类天体中成立, 也就是说(有水脉泽的)大质量恒星形成区整体平均的情况.

    2. Baobab

      Safari MacIntosh

      I have few comments on this subject: (and Zhiyu, yourself have a paper, attempting to address the posted question under the review process! :P)

      1. Massive star formation as a rescaled case of low mass star formation is just a ‘desire’ of some people. We have this because that is what people can only do 30 years ago, with their pencil and A4 papers. It shouldn’t even be treated as a real, physical conjecture, or a model. People raise this question from time to time, but it is not appropriate. Nowadays, significantly more progresses have been made, both by numerical hydrodynamical simulations and high angular resolution observations. Recently Prof. Myers, P. also pushes some analytical frame works, with pencil and A4 papers.

      2. Some derived numbers in this paper have to be read with cautions. With the poor angular resolutions, those quantities are obtained only in a averaged sense (with lots of bias from the outflow or other inferences). The interpretation of the velocity dispersion is extremely uncertain, at the size scale they are looking at. Those quantities are far from to make a one-to-one correspondence to physics. In fact, a same set of those averaged quantities can corresponds to dramatically different systems, and completely different physics.

      3. This paper kind of either over concludes from their data, or concludes to something that is more than just well known. (e.g. The highest neff tracers are sensitive to dense gas in the center of these clumps, corresponding to a smaller emitting region (size) but a higher surface density.) In fact, a paper which reads very similar had been published by Jingwen Wu. That one was timely and good. It would be easier for me to catch the point/physics, of they rephrase some of those conclusions like: The densest gas traced by those highest neff tracers have localized distributions, mostly concentrated to the center of the systems; this suggests that….(to a whatever clump model/conjecture).

      • ZhiyuZhang

        Chrome 14.0.814.0 MacIntosh

        Hi Baobab, nice to see you here. Welcome. In the case of the possible massive star formation theories, I totally agree with you. The high mass star formation is really different to the low mass ones, both in the observational respect, and in the theoretical one. The reason that I did not really introduce much detail about this paper is addressed in your second comment, that is, some values derived here is not that attractive, and could be uncertain if one consider about different systems and the actual physical activities embedded inside the clouds.
        Jingwen Wu is the 3rd author of this paper, and what they want to say is: There is no trend in power-law index with neff. 🙂 in my personal opinion.

      • Yuan

        Safari MacIntosh

        Hi Baobab, how are you doing?
        I agree with you that massive star formation is very different from the low mass one. However, since the photon pressure is not a problem anymore, more and more observation results show that, the basic picture is not so far away for the low mass one. Collapse => disk => outflow =>…. Although disk has never been observed directly, and the physical numbers are several magnitudes larger. However, details are far from known, that’s why everyone wants ALMA so much and we still can have a job somewhere.

        And this paper, in my opinion, would help zhiyu more than us two. 🙂

    3. Yujing Qin

      Chrome 12.0.742.122 Windows 7

      关于临界密度,还想请教下…

      过去学光谱学的时候,书里提到过,如果碰撞的平均时间间隔要显著短于自发跃迁上能级的寿命时,则不会观测到谱线.禁戒跃迁被观测到的前提是密度足够的低,使得碰撞频率足够低.而通过粒子数布居定义的”温度”,也仅有在密度高于这个特征密度时候才有意义. 那么,本文的”临界密度”和光谱学中提到的这个特征密度,有哪些区别呢?

      • ZhiyuZhang

        Chrome 14.0.814.0 MacIntosh

        他们就是同一个概念. critical density的定义是唯一的. 其实简单的想法就是说低于临界密度, 碰撞激发不占主导. 对于光学原子谱线来说,如果碰撞占主导了, 就无法有效的自发辐射了. 但是对于分子谱线来说, 它们需要满足一定的密度才能依靠碰撞有效的激发到高能级, 从而再掉下来产生辐射. 🙂

        • Yujing Qin

          Chrome 12.0.742.122 Windows 7

          那多少还是有区别的啊,分子谱线是需要碰撞激发才能发射的,而原子谱线是避免碰撞退激发才能发射.换句话说,某些原子谱线在密度高时候不能发射,但是某些分子谱线在密度高的时候才能发射,是这样吗?

          • ZhiyuZhang

            Chrome 14.0.814.0 MacIntosh

            你得到了它.
            想法是这样的.

            但实际情况是, 对分子谱线来说, 并不需要满足n_critical, 而只需要满足n_eff 就可以激发了.

    Leave a Reply

    Your email address will not be published. Required fields are marked *

    This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.