[CII] emission from L1630 in the Orion B molecular cloud
C. H. M. Pabst, J. R. Goicoechea, D. Teyssier, O. Berné, B. B. Ochsendorf, M. G. Wolfire, R. D. Higgins, D. Riquelme, C. Risacher, J. Pety, F. Le Petit, E. Roue… 展开作者
C. H. M. Pabst, J. R. Goicoechea, D. Teyssier, O. Berné, B. B. Ochsendorf, M. G. Wolfire, R. D. Higgins, D. Riquelme, C. Risacher, J. Pety, F. Le Petit, E. Roueff, E. Bron, A. G. G. M. Tielens
备注：
23 pages, 30 figures, accepted for publication in Astronomy & Astrophysics
Observations towards L1630 in the Orion B molecular cloud, comprising the iconic Horsehead Nebula, allow us to study the interplay between stellar radiation and a molecular cloud under relatively benign conditions, that is, intermediate densities and an intermediate UV radiation field. Contrary to the well-studied Orion Molecular Cloud 1 (OMC1), which hosts much harsher conditions, L1630 has little star formation. We aim to relate the [CII] fine-structure line emission to the physical conditions predominant in L1630 and compare it to studies of OMC1. The [CII] $158\,μ\mathrm{m}$ emission from an area of $12' \times 17'$ in L1630 was observed using the upGREAT instrument onboard SOFIA. Of the [CII] emission from the mapped area 95%, $13\,L_{\odot}$, originates from the molecular cloud; the adjacent HII region contributes only 5%, that is, $1\,L_{\odot}$. From comparison with other data (CO (1-0)-line emission, far-infrared (FIR) continuum studies, emission from polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs)), we infer a gas density of the molecular cloud of $n_{\mathrm{H}}\sim 3\cdot 10^3\,\mathrm{cm^{-3}}$, with surface layers, including the Horsehead Nebula, having a density of up to $n_{\mathrm{H}}\sim 4\cdot 10^4\,\mathrm{cm^{-3}}$. The temperature of the surface gas is $T\sim 100\,\mathrm{K}$. The average [CII] cooling efficiency within the molecular cloud is $1.3\cdot 10^{-2}$. The fraction of the mass of the molecular cloud within the studied area that is traced by [CII] is only $8\%$. Our PDR models are able to reproduce the FIR-[CII] correlations and also the CO (1-0)-[CII] correlations. Finally, we compare our results on the heating efficiency of the gas with theoretical studies of photoelectric heating by PAHs, clusters of PAHs, and very small grains, and find the heating efficiency to be lower than theoretically predicted, a continuation of the trend set by other observations.
Multiline observations of hydrogen, helium, and carbon radio-recombination lines toward Orion A: A detailed dynamical study and direct determination of physical conditions
Chemical Variation in Molecular Cloud Cores in the Orion A Cloud
我们对猎户座A巨分子云（GMC）中CCS、HC 3N、DNC和HN 13 C的分子云核进行了观测，研究了它们的化学特征。我们首次在Orion A GMC中检测到CCS。在大约三分之一的观测核心中检测到CCS。CCS中探测到的核心不是局部的，而是广泛地分布在Orion A GMC上。核心的CCS峰强度在Orion A GMC的南部区域倾向于高。核心的HC3N峰强度在南部区域也倾向于高，而在Orion KL附近有HC3N强核心，这在CCS中没有看到。与猎户座KL相关的核心显示出宽的HC3N谱线轮廓，猎户座KL附近的恒星形成活动似乎增强了HC3N的发射。NH3与CCS的柱密度比在灯丝的中部附近较低，并且沿着Orion A GMC灯丝朝向北部和南部区域较高。这个比率可以追踪附近暗云核心的化学演化，但似乎受到猎户座A GMC核心气体温度的影响：NH3与CCS柱密度比低的核心往往具有更高的气体温度。DNC与HN 13 C的柱密度比值与暗云核的柱密度比值基本相似，但在猎户座KL附近由于气体温度较高而变得较低。
Tracing the formation of molecular clouds via [CII], [CI] and CO emission
如果我们有一个可靠的观测示踪剂来追踪形成云的气流，那么我们对分子云如何在星际介质（ISM）中形成的理解将大有帮助。单电离和中性碳（[CII]，[CI]）的精细结构发射和CO的旋转线发射都被观察到与分子云。然而，目前还不清楚这些示踪剂是否可以用来研究气体流入到正在聚集的云上，或者它们是否主要追踪已经聚集的云。在本文中，我们解决这个问题的帮助下，高分辨率的分子云的形成，包括一个复杂的化学和热物理的ISM治疗模拟。我们的模拟表明，[CI]和CO排放的痕量气体主要是分子，密度n ~ 500-1000 cm $^{-3}$，远大于流入气体的密度。[CII]追踪早期主要为原子的低密度物质（n ~ 100 cm $^{-3}$）。大部分的[CII]发射跟踪与[CI]或CO发射相同的结构，但一些出现在流入的气体中。不幸的是，这种辐射非常微弱，用现有的观测设施很难探测到，即使是位于星际辐射场升高的区域的云。
Collisional Excitation of the [CII] Fine Structure Transition in Interstellar Clouds
我们分析了碰撞激发的158微米（1900.5 GHz）的精细结构转变的离子化碳（C+）的线强度由简单的云模型。单个C+精细结构跃迁是原子星际介质和光子控制区的一种非常重要的冷却剂，其中碳部分或完全处于电离形式。[CII]线被广泛用作银河系和其他星系中恒星形成的示踪剂。[CII]精细结构跃迁的激发可以通过与氢分子、原子和电子的碰撞。用Herschel上的HIFI仪器和SOFIA上的GREAT仪器对[CII]进行速度分辨观测已经成为可能。这些观测结果的分析是复杂的事实，这是很难确定的[CII]线的光学深度，由于相对薄弱和混合的组件的类似过渡的13 C $+。我们讨论了[CII]线的激发和辐射跃迁，推导出几种极限情况下的分析结果，并使用大速度梯度模型进行数值求解，以进行更全面的分析。我们表明，天线温度高达1/3的气体动力学温度的亮度温度，天线温度是线性成比例的柱密度的C+的过渡，这可以被称为有效光学薄（EOT）近似的光学深度无关。我们审查的临界密度激发的[CII]线的各种碰撞伙伴。我们简要地分析了C+吸收，最后讨论了C+冷却，以及线强度的考虑如何影响ISM的这一重要冷却剂的行为。
Velocity resolved [CII], [CI], and CO observations of the N159 star-forming region in the Large Magellanic Cloud: a complex velocity structure and variation of the column densities
Nobeyama 45 m Mapping Observations toward Orion A. II. Classification of cloud structures and variation of the $^{13}$CO/C$^{18}$O abundance ratio due to far-UV Radiation
Simulator of Galaxy Millimeter/Submillimeter Emission (SIGAME): The [CII]-SFR Relationship of Massive z=2 Main Sequence Galaxies
我们目前的[CII]157.7 $μ$精细结构线发射的宇宙学平滑粒子流体动力学（SPH）模拟在z=2的七个主序星星系的SNORGGAME模拟。使用亚网格物理处方的气体在我们的模拟被建模为一个多相的星际介质（ISM）的分子气体居住在巨大的分子云，与光离解区（PDR）在云表面的原子气相，和扩散，电离的气相。采用logotropic云密度分布和占加热的本地FUV辐射场和宇宙射线的缩放与本地恒星形成率（SFR）的体积密度，我们计算的[CII]发射使用光子逃逸概率形式主义。[CII]的发射峰值位于我们星系中心的$\lesssim$ 1 kpc，SFR径向轮廓也是如此，其中大多数[CII]（$\gtrsim$ 70%）起源于分子气相，而在更远的地方（$\gtrsim$ 2 kpc），原子/PDR气体占主导地位（$\gtrsim$ 90%）[CII]的发射，不再追踪正在进行的恒星形成。在整个过程中，电离气体的贡献可忽略不计（$\lesssim$ 3%）。[CII]光度与SFR（[CII]-SFR）的关系，集成以及空间分辨（尺度为1千秒差距），描绘了我们的模拟星系是在良好的协议与当地观察到的相应关系，并在高红移。在我们的模拟中，分子气体在SFR $\gtrsim$ 20 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$（SFR密度$\gtrsim$ 0.5 M $_{\odot}$ yr $^{-1…
A kinematic analysis of the CO clouds toward a reflection nebula NGC 2023 observed with the Nobeyama 45 m telescope; Further evidence for a cloud-cloud collision in the Orion region
Synthetic [CII] emission maps of a simulated molecular cloud in formation
C-$^{+}$离子是星际气体的重要冷却剂，因此[CII]精细结构线在星际介质中经常被观测到。然而，[CII]排放气体的物理和化学性质仍不清楚。我们进行非LTE辐射传输模拟与RADMC-3D研究[CII]线发射从一个年轻的，湍流分子云开始恒星形成之前，使用SILCC-Zoom项目的数据。[CII]发射的光学厚度超过可观测面积的40%，具有$I_{[\textrm{CII}]} > 0.5$ K km s $^{-1}$。为了确定[CII]发射气体的物理性质，我们将[CII]发射视为光学薄。我们发现，[CII]发射主要来自冷，中等密度的气体（$40 \lesssim T \lesssim 65$ K和$50 \lesssim n \lesssim 440$ cm $^{-3}$），主要由原子氢和有效的视觉消光之间的$\sim 0.50$和$\sim 0.91$。以分子氢为主的气体仅贡献总[CII]线发射的$\lesssim$ 20%。因此，[CII]不是一个很好的示踪剂CO暗H $_2$在这个早期阶段的云的生命。我们还发现，总气体，H和C $^+$柱密度都与集成[CII]线发射，幂律斜率范围从0.5到0.7。此外，总柱密度和[CII]线发射之间的中值比为$Y_{\rm CII}\approx 1.1 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$（K km s $^{-1}$）…
First Results from the $Herschel$ and ALMA Spectroscopic Surveys of the SMC: The Relationship Between [CII]-bright Gas and CO-bright Gas at Low Metallicity
A new look at the molecular gas in M42 and M43; possible evidence for cloud-cloud collision which triggered formation of the OB stars in the Orion Nebula Cluster
The Neutral Atomic Hydrogen in the solar neighborhood (NeAtHood) project I. Ghost in the shell: Neutral atomic hydrogen in the extended Orion nebula
University of Vienna（维也纳大学）；Max-Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Deutsches Zentrum for Astrophysics（德国天体物理中心）；Stanford University（斯坦福大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
Herschel CHESS discovery of the fossil cloud that gave birth to the Trapezium and Orion KL
作为Herschel保证时间密钥计划CHESS的一部分，我们在位于猎户座A区域的中等质量原恒星OMC-2 FIR 4的前景中发现了一种扩散气体成分。利用在CHESS中获得的OMC-2 FIR 4的完整HIFI光谱，我们检测到了来自OH+，H2O+，HF和CH+的几条基态谱线，所有这些谱线都出现在对原恒星外壳尘埃连续辐射的吸收中。谱线的峰值速度为9 km/s，相对于OMC-2 FIR 4的系统速度（V = 11.4 km/s）蓝移了2 km/s。我们推导出每个物种的柱密度，以及未检测到的H3 O+的柱密度的上限。为了对前景云进行建模和分析，我们使用Meudon PDR代码运行了一个均匀的模型网格，该网格涵盖了合理的密度、视觉分辨率、宇宙射线电离率和远紫外（FUV）辐射场。我们的模拟结果表明，前景云主要由中性扩散气体（n（H）= 100 cm-3）组成，并受到外部FUV源的强烈照射，该外部FUV源很可能来自附近的梯形OB协会。这片云有6 pc厚，与猎户座KL和梯形星团之间所谓的C+界面有许多相似之处，OMC-2 FIR 4以南2 pc。我们的结论是，我们检测到的前景云是在猎户座KL方向上看到的C+接口的延伸，并将其解释为OMC-1的母体云的残留物，该母体云从OMC-1延伸到OMC-2。
New Panoramic View of $^{12}$CO and 1.1 mm Continuum Emission in the Orion A Molecular Cloud. I. Survey Overview and Possible External Triggers of Star Formation
