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[星暴星系NGC 253中心区域内的分子云复合体]

(本文为AstroLeaks试稿第四篇, 由于\LaTeX插件生成的公式和字体大小不能匹配, 所以排版很成问题, 有没有有经验的同学能给些改善的建议?)

标题: Star-forming Cloud Complexes in the Central Molecular Zone of NGC 253
作者: Kazushi Sakamoto, Rui-Qing Mao, Satoki Matsushita, Alison B. Peck, Tsuyoshi Sawada, Martina C. Wiedner
文章索引: astroph: 1104.2388
编辑供稿: 张智昱 ( 紫台, MPIfR )

背景介绍:

NGC 253

The whole galaxy is shown here as observed with the WFI instrument, while the insert shows a close-up of the central parts as observed with the NACO instrument on ESOs Very Large Telescope and the ACS on the NASA/ESA Hubble Space Telescope. http://www.eso.org/public/images/eso0902a/

NGC 253 是一个侧向型(edge-on)的漩涡星系, NED上分类为 SAB(s)c , 其光学上的尺度大约28’x7′, 直径约为30 Kpc, 同银河系相当. NGC 253 的坐标 (J2000) 为 00h47m33.17s, -25d17’17.1″. 作为一个南天的星系, 它却是北天的射电望远镜观测分子气体发射最多的星系之一. 这是由于NGC 253 的分子气体发射强, 距离近, 并且有非常典型的核区星暴( circum-nuclear starburst) 活动. 而对于这种核区星暴星系, 其核区附近的分子气体的分布以及运动学结构对于理解其中星暴活动的产生和抑制非常重要. NGC 253 是距离我们最近的星暴星系之一, 距离只有3.5 Mpc. 在

这个距离上, 1″ ~ 17 pc. 整个星系的红外光度为 \sim3\times 10^{10} L_{\odot}, 转换成恒星形成率(SFR)为\sim 5M_{\odot}/yr (Kennicutt 1998 ARA&A). NGC 253中的恒星形成活动几乎全部集中于核区周围的300-500pc 附近, 这里的恒星形成面密度 (恒星形成率/面积; SFR/area) 达到 \sim 20 M_\odot /yr/kpc^2, 因此被称作核区星暴星系 (Circum-nuclear starburst). NGC 253 的恒星形成面密度在近邻的类似核区星暴星系中可能是最高的, 同典型的星暴星系 M 82 相当.

SMA

SMA (Submillimeter Array) 是由CfA,和台湾中研院 (ASIAA)共同合作建造的亚毫米波干涉阵. 它位于夏威夷Mauna Kea 山顶, 由8面6米的望远镜构成. SMA的工作频率为180 GHz到700GHz, 最长基线为509m, 能够达到的最高分辨率约为0.2″左右. 相对其他毫米波干涉阵 如CARMA, PdBI, 和ATCA来说, SMA的优势主要在于工作频率高, 可用于观测CO 3-2 (345GHz)的时间较多, 甚至最好的天气可以观测 690GHz (CO 6-5的

频率). 而由于 {\rm resolution} = \lambda/D , 观测频率高的同时, 也提高了角分辨率. SMA现在已经升级到每个边带都有4 GHz 的带宽, 因此对亚毫米波连续谱具有非常好的灵敏度. 另外, 尽管理论上SMA在白天也可以观测, 但是由于夜间大气更为稳定, 因此大部分观测是在夜间.

本文主要介绍了作者使用 SMA 对NGC 253的中心核区 sub-kpc 区域内的分子气体和尘埃的观测结果. 观测到分子转动跃迁谱线在0.87mm 波段有: CO (3-2), HCN(4-3); 1.3mm波段: CO (2-1), ^{13} {\rm CO} (2-1), {\rm C}^{18} {\rm O (2-1)}. 亚毫米波波段连续辐射使用谱线无发射的通道 (line free channel)进行基线拟合得到. 对于NGC 253 来说, 之前曾经有过一些毫米波干涉阵对分子气体的观测, 但是其中大部分分辨率都不够高( >3″), 而且频率都低于 230 GHz–CO (2-1)的频率. 由于CO (2-1) 和CO (1-0) 的临界密度区别并不大~ 10^3 cm^{-3}, 而他们的激发温度分别为 5.5K 和 17K, 要求都很低,正常分子云就可以满足, 因此这两条跃迁基本上示踪类似的气体–即温度较低, 密度较低, 主要来自巨分子云外层的较为稀薄弥散的分子气体发射. 而CO (3-2) 临界密度为~10^5 cm^{-3}, 激发温度为33 K, 因此示踪密度高, 温度高的致密分子气体; 至于HCN (4-3), 临界密度为6\times10^6 cm^{-3}左右, 示踪的密度更高. 由于致密分子气体同恒星形成直接相关, 因此CO (3-2)和HCN (4-3)的结果则尤为要.

使用 SMA 进行较高频率的观测, 在1″左右的分辨率下可以达到17pc的物理尺度分辨率, 足够可以分辨出来巨分子云的大小形状. 本文介绍了很多有关分子气体激发, 谱线形状分析, 分子谱线强度/光学厚度/丰度之间的比较和建模等相关方向的具体细节, 我不逐一介绍. 下面只集中介绍其中2个本人觉得最有意思的部分: 1) 不同类型分子气体分布情况; 2) NGC 253的中心分子云区域(Central Molecular Zone; CMZ)同银河系的相同区域的比较.

观测和处理:

在1.3mm波段, 由于频率接近, CO (2-1), ^{13}CO (2-1)C^{18}O (2-1) 是同时观测的. 作者从6个观测夜中一共挑选出来总共5.7小时积分

时间的数据, 基线长度从 8m 到 509 m, (8m 的基线和望远镜的直径 6m 接近, 也就是说2个望远镜几乎是挨在一起观测, 这也是SMA可以达到的最短基线, 对应可观测到的最大角尺度结构; 而509 m 是SMA的最长基线, 对应可以分辨的最小角尺度–最高分辨率.) CO(3-2)和HCN (4-3)是分开观测的, 分别用了一个夜晚. 由于在 0.87mm 的视场比1.3mm更小小, 因此他们在0.87mm波段共观测了3个位置, 最后把观测数据拼接(mosaic)在一起, 最终成像可信区域的范围, 和1.3mm的视场接近.

结果与讨论:

图1. NGC 253核心区域的射电连续谱. (a) 1.3mm, (b) 0.87 mm, (c) 1.3cm 以及其他波段的比较. 5个在1.3mm最亮的峰值区域用十字标示在(a), (b),用圆圈标示在(c)中.

NGC 253 核区中的分子气体集中处于中间的30″ (500 pc)区域内. 通过1.3mm连续谱图像的峰值, 认证出5个团块, 其中的每个团块在0.87mm连续谱图像,以及各条分子气体谱线发射的图像中都可以找到对应.

亚毫米波连续谱:

见图1, 2个波段的连续谱分布较为类似, 通过峰值选出来5个团块. 其中3号团块, 对应星系核位置. 通过0.87 mm 到3mm 谱指数~ 3.2 \pm 0.5, 至少 80%的0.87 mm连续谱来自尘埃热辐射, 尘埃的emissivity 为 \beta = 2.

分子谱线:

各条谱线的分布可以看出, 从^{12} CO (2-1), ^{13}CO (2-1), C^{18}O (2-1)到HCN (4-3), 分子谱线的发射区域越来越集中, 这些区域的空间分布同亚毫米波连续谱的分布吻合很好.

图2. 几条分子谱线的积分强度比值分布. (a) 13CO (2-1) 和12CO(2-1)的比值. (b) C18O (2-1)和12CO (2-1)的比值. (c) HCN(4-3) 和CO(3-2)的比值. 对每个比值, 2个图像都已经卷积到同样的分辨率和同样的单位. 比值仅在两条线发射同时高于5sigma信噪比的区域显示. 十字符号显示在亚毫米波认证出来的5个峰值位置.

图2 将得到各条谱线强度进行逐一的比值对照, 图中显示的比值分布很不均匀. HCN/CO 的比值在星系核附近最高, 达到0.0.06-0.08. 而在整个CMZ 约 20″ (340pc 直径) 的区域 , 大约83%的HCN (4-3) 的流量来自这5个大小仅约为 3″ (50pc)的峰值区域. 然而在同样的峰值区域, CO的发射仅占CMZ区域内CO总流量的 30-44%. 这表明HCN (4-3)的发射远远比CO 更加集中.

分子谱线和连续谱的比较:

在NGC 253 的CMZ区域中, 大多数分子云的积分强度分布以及它们的亮温度峰值的位置同连续谱分布成协, 然而有些分子发射的峰值同连续谱的峰值之间有微小, 但是不能忽略的错位, 例如 No.2 峰值的位置, 同相邻谱线发射区域有0.5-1″ 的错位, 这有可能是由于活跃的恒星形成活动只位于巨分子云的外围区域, 恒星形成活动增强了尘埃发射, 然而对分子气体的峰值影响很小, 因此形成观测上的错位.  另外一种可能则可能是刚形成的恒星正在漂离分子云.

NGC 253 同银河系的比较:

由于银河系同样也是edge-on的星系, 同样都在旋棒上聚集大量气体, 而且物理尺度接近. 因此对银河系和NGC 253在同样尺度上的气体分布进行比较则显得非常有趣. 银河系的恒星形成率大约为2-3 M_\odot/yr, 但是比较平均的分布在整个银盘上, 而NGC 253中 5 M_\odot/yr的恒星形成则更加集中于CMZ区域. 作者使用在同样物理分辨率下(~ 20 pc )的CO (2-1) 图像( 9′ 分辨率; 使用Tokyo 60 cm 望远镜的观测), 将银河系的CMZ区域 ( 500 pc 区域 )的分子气体同NGC 253 进行对比: 银河系的气体质量  5\times10^7M_\odot, 红外光度: L_{IR} \sim 4\times10^8 L_\odot. 而NGC 253 的气体质量比银河系高了一个量级, 红外光度比银河系高了两个量级.

图3. 由Tokyo 60cm 望远镜观测的 银心附近的 CO (2-1). 分辨率为9左右, 对应物理尺度23pc. 虚线表示图1整个区域的大小尺度. (a) 显示银河系的CMZ区域CO (2-1) 的积分强度分布; (b) 显示银河系程度CMZ区域 CO(2-1) 的峰值强度分布.

而令人惊讶的是, 分子气体的分布在这两个星系中却非常相似:

  • 1). CO(2-1)的半极大强度所对应的尺度(size at the half maximum intensity)都约为0.5 x 0.1 kpc^2.
  • 2). 两个星系在CMZ区域都具有很明显的 20-50 pc左右物理尺度的分子云集合结构. 在银河系中分别对应 Sgr A, SgrB2, Sgr C, 和l=1.3 d 分子云. 而两个星系在这几个分子云团块中的CO (2-1) 发射占CMZ区域的总CO (2-1)发射的1/3左右.
  • 3). 在两个星系的CMZ区域, 都具有很高的HCN/CO比值, 这表明, 相对其他区域来说, CMZ区域的分子气体具有更高的平均体密度.

而两个星系在CMZ区域最大的不同则有:

  • 1). NGC 253的 CO (2-1) 发射在积分强度和峰值强度都比银河系高了3-4倍. 如果使用相同的CO-H2 转换因子, 则NGC 253在 20 pc 尺度上相比银河系具有3-4倍的气体质量和更高的气体柱密度. 由于分子云在两个星系的大小在物理尺度上基本一致(~ 20 – 30 pc), 那么NGC 253中的平均分子气体密度则也应高于银河系.
  • 2). 经波束平均后的亮温度的峰值在NGC 253中为50K, 而这个值在银河系的观测是17K. 由于高分辨率观测对银心区域的观测结果已经得到, 在SgrA和SgrB中分别是38K和31K, 这表明在银心的CMZ区域, 大部分分子气体温度应该< 38K. 那么可以基本推断, NGC 253在CMZ中的气体温度整体上高于银河系的CMZ区域.

延伸阅读:

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讨论

3 thoughts on “[星暴星系NGC 253中心区域内的分子云复合体]

  1. 是不是太长了点,细节(指的是文章中做各种事情的细节)也太多了点?

    Posted by astrolemei | 四月 18, 2011, 11:36 下午
  2. 楼主用的wordpress官方latex插件?这个不熟。以前用的latexrender可以通过修改class里面的参数自己定义公式的尺寸大小,非常方便

    Posted by Wang Liang | 四月 17, 2011, 12:30 下午

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