Herschel-SPIRE 对Arp 220 的观测 — 极端恒星形成环境下的分子气体

(今天给大家介绍的这篇文章的原始副标题无比霸气: AN UNPRECEDENTED VIEW ……, 我自己改成了极端恒星形成环境下的分子气体,如此以来更通俗易懂童叟无欺一点. 另外此稿在AstroLeaks的草稿箱里躺了接近半年之久, 从文章开始在Astro-ph上出现, 到正式发表, 到至今已经有14篇引用, 我一直还在努力理解这个工作方方面面的方法和意义, 然而一直没有把这篇介绍性的小东西完成. 为我的懒惰和迟钝而抱歉. )

文章: Observations of Arp 220 Using Herschel-SPIRE: An Unprecedented View of the Molecular Gas in an Extreme Star Formation Environment
作者: Rangwala, N.; Maloney, P. R.; Glenn, J., et al.
论文索引: http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ…743…94R
编辑整理: 紫金山天文台 张智昱

一句话总结: 由于剧烈的恒星形成, 处于并合晚期的ULIRG, 无敌的近邻极亮红外星系样板 — ARP 220 中的尘埃和气体发射都非常剧烈; 其中气体之多,尘埃之重, 导致其消光从光学一直到远红外波段依然无法被忽略, 而它的分子气体则存在一个经典冷成份以及一个占质量少数但是主导发射光度的热成份, 其温度竟达到1350K, 真不愧是2个湿核之间互相吸引的基情力量啊.

背景介绍:

Fig.1 ARP 220 的HST 光学图像. 本图来自Wikipedia.

Arp 220, 是近邻星系(红移速度小于10000 km/s)中最典型的ULIRG (Ultra Luminous InfraRed Galaxy, 极亮红外星系), 其红外光度高达\sim 2\times 10^{12} L_\odot, 恒星形成率大约每年为100颗恒星,转换为II 型超新星爆发每年大约炸一个. Arp 220 除了是一个晚期的核间距仅 \sim 1′ (= 360 pc)的主并合(major merger)外,最引人注目的莫过于在2个星系核周围非常紧致(compact)的星暴(starburst). 在小于1个kpc的区域,集中了整个星系的绝大部分红外光度,并且几乎所有的恒星形成全部聚集于这样的小区域.大量气体集中在环核区域, 大约相当于把银河系所有的分子气体通通聚集在一起,并且压缩在仅仅几百个pc的区域(\sim the Orion nebular的大小 — 450 pc). 因此这里分子气体的密度非常高,同时剧烈的恒星形成造成强烈的反馈作用. 星风,超新星爆发,加上星系并合的运动学特征将进一步对Arp 220中的气体造成压缩和冲击. 更加令人沮丧,或者兴奋的是,由于尘埃的光学厚度太大,甚至连远红外/亚毫米波波段的尘埃都不是光学薄的. VLBI 在射电低频对Arp 220进行高分辨率的观测以及常年监控显示,其中同步加速辐射的很大比重来自于大量的年轻超新星遗迹. 然而 Arp 220 中是否存在 AGN, 至今依然是一个在争辩中的问题.可以确认的是, ARP 220 至少不是射电噪的类型,同时她是一个完全由恒星形成/星暴活动主导的晚期并合星系.

考虑到如此多的复杂环境,Arp 220 是一个非常好的近邻宇宙中极端环境中研究恒星形成核星暴现象的实验室, 并且由于其距离我们相对比较近 (~ 80 Mpc), 其中的连续辐射和谱线发射都非常强. 由于高温高密的分子气体的激发非常有效,单是CO J=3-2 分子的发射,已经和距离我们约 4Mpc的普通星系 IC 342 的视强度可以相比拟! 因此, 在这些意义上 Arp 220 被作为一个 ULIRG 的模板,被人们广泛应用于高红移星系的预言,以及对不同红移的ULIRG进行比较的模板.

然而,也正由于Arp 220中的分子激发非常高,因此大部分谱线在极高的转动能级依然有强烈发射, 并且考虑到尘埃的光学厚度甚至在远红外都无法忽略,则更加需要将整个星系的SED,以及常用分子的SLED (Spectral Line Energy Distribution) 测量准确. 这对地面的大型望远镜来说是不可能完成的任务.

Herschel 空间望远镜的发射,给如此重要的科学带来了前所未有的契机! 超宽带宽的SPIRE, HIFI等仪器,将中远红外波段的红外SED同时观测,并同时观测了其中所有的谱线信息。 尽管谱分辨率较低,但是在无法得到更高的空间分辨率前,已经足够在其中的分子谱线发射中获得足够的信息采样.

基本介绍

VNGS 巡天(Very Nearby Galaxy Survey; PI: C. Wilson) 这是一个使用Herschel对近邻星系进行观测的重点项目,此项目既使用PACS,也使用SPIRE, 最终目的是对一批近邻星系进行从50\mu m到700\mu m的全带宽覆盖观测. 而本文则仅使用SPIRE的数据,即可得到如此丰富的成果. 可想而知,当整个样本的所有观测都完成之后,将令我们对近邻星系的理解有多大的突破. 那么好,在做了仪器,写了proposal,批了时间,进行了观测之后,那么下面呢?

结果:

1) 尘埃性质:

除了SPIRE的FTS数据结果, 作者还结合了ISO LWS的数据, 以及SPIRE 在250 \um, 350 \um , 500 \um 宽带测光的数据, 进行了修正后黑体模型(modified black body)拟合. 结果显示可以用一个温度66.7 K, \beta = 1.83的模型得到. 而Arp 220中的尘埃消光效应非常的大, 在100 \mum 光学厚度为5, 240\mum 光学厚度为1. 尘埃质量约为10^8M\odot, 如果使用100的气尘比(gas-to-dust ratio),则将有约为10^{10}M\odot的分子气体质量,气体含量可谓是相当丰富.

Fig.2 ARP 220 中的尘埃 SED.

2) 分子气体激发性质:

尽管技巧性非常强, 但是CO 的多条谱线进行谱线能量分布分析,是分析气体激发性质和物理状态非常有力的工具. 由于ARP 220中尘埃的消光非常严重,甚至消光对亚毫米波段的分子气体谱线发射也有明显的影响, 因此需要对气体发射进行尘埃消光的改正. 本文利用LVG 模型对CO 分子的转动跃迁, 从J=1-0到J=13-12进行了综合分析,得到的基本结果是: 存在一个冷且稀薄的气体成份,其占质量的主导,以及一个热且致密的气体成份,其占高能级CO发射的主导.

Fig.3 ARP 220 的CO SLED -- 谱线能量分布

令人震惊的是, 虽然低温成份不温不火看上去合理可信, 密度10^{2.8} cm^{-3}, 温度50K, 然而高温成份的运动学温度则是惊人的1350K, 密度10^{3} cm^{-3}. 什么概念呢? 打个比方,1350K 基本上已经快要接近 CO 分子的离解所需温度, 如果测到大量气体平均温度是这么高,那么大量的分子已经在离解和复合中挣扎了. 下面作者将分子激发情况和PDR, XDR, CRDR模型进行比较, 发现三者都无法解释如此高的分子激发. 最后,超新星爆发解救了它,剧烈的星风,大量的超新星遗迹的喷发可以导致气体被加热压缩激发到所需要的能量状态.

Fig.4 对ARP 220 中的CO分子进行 LVG 双成份最大似然法拟合结果.

而对HCN 的发射线和吸收线的研究则表明, 大量高能级的HCN被辐射激发, 低能级的HCN 同时存在碰撞激发和辐射激发,然而目前模型还无法合理限制其激发性质.

总结:

这篇文章介绍了VNGS 巡天中的一个典型星系的观测情况, 同时展现了Herschel-SPIRE 的强大能力. 文章对Arp 220进行的超宽带宽的谱线观测,并进行了非常经典的分子谱线激发分析,其中最醒目的结果莫过于他们将分子气体区分开来分为2个主要成份,分别是一个低温\sim 50 K和一个极高温\sim 1350 K的成份. 这个观测的频率范围覆盖从 CO J=4-3 到J=13-12, 同时观测带宽覆盖范围内的所有谱线发射和连续谱辐射. 观测探测到了9条明亮的CO 谱线发射,总光度达到\sim 2 \times 10^8 L_\odot的水分子转动跃迁发射, 以及非常高能级(J=12-11 到J=17-16)的HCN多条能级吸收线. 一些较为稀少的分子谱线(OH+,H2O+,HF)则呈现很强的吸收特征.

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