天文学进展 38卷 天给出9个近邻旋涡星系整个盘上(分辨率达到15kpc)13Co1-0图像:EDGE使用 毫米波阵列干涉仪( CARMA),对126个有空间分辨光学光谱( CALIFA)数据的星系进行 了高空间分辨率(约1.4kpc)的CO观测 基于CO转动跃迁谱的积分强度(I(CO)=∫Td)可以推算出H2的柱密度,N(H2)= X(CO)(CO);同样基于CO光度能得到分子气体质量,M12=aCoL(CO)。不过 本质上由于CO分子的转动跃迁在很多情况下不是光学薄的,CO分子谱线只探测了分 子云表面的情况,但理论上基于两个假设:(1)CO辐射是多个独立的分子云发射的总 和,并且相互不遮挡;(2)分子云处于位力平衡,可以证明在大尺度上转化因子是常数 而这也被银河系及近邻星系内分子云位力质量的测量所证实,所以一般在观测中取 X(CO)=2×1020cm-2.(K·kms-1)-1,即aco=43M·(Kkm·s-1.pc2)-1(包括 对He的质量修正)。对于星暴星系和极亮红外星系而言,由于很大一部分CO辐射可能来 自密度较低的非位力平衡的云际介质,所以采用银河系中的标准转换因子会使得这些星系 中总的分子气体质量被高估3~5倍,。。而且越来越多的观测表明,转化因子会受UV辐 射和金属丰度的影响(在第3.4节中进一步讨论)〉。此外,CO需要一定的密度来激发,所以 可能会低估一些极低密度分子气体中的气体质量:同时由于是碰撞激发所致,气体的密度和 温度也会影响转化因子,具体的影响还在研究中。尽管存在这些问题,CO低阶转动跃迁 依然是最好的推算总分子气体密度或质量的方法,尤其对于河外星系,其他示踪物的观测仍 然比较困难。 32致密分子气体示踪剂:多种分子谱线 如第21节中所述,恒星形成的速率强烈依赖于致密气体的质量,由此推测这些致密 分子云团可能是恒星形成的基本单元。越来越多的研究者尝试使用临界密度更高的分子探 针CS,HCN,HCO+的发射线以及CO的高阶发射线2m)对更致密的气体进行观测 不同致密分子气体探针及不同跃迁,对应的临界密度不同,各自的化学性质也有所不 同,所以有各自不同的优势,并可以用来分析物理和化学性质。如作为星际分子云中丰度最 高的硫化分子之一的CS及其同位素分子,其多条转动谱线都落在亚毫米波段且容易被观测 到,而且光深不大,有利于进行模型分析。一般测量的HCN是HCNJ=1-0F=1-1 (88630GHz),HCNJ=1-0F=2-1(88.632GHz),HCNJ=1-0F=0-1(88.634 GHz)的3条超精细结构线流量和,在星系中是仅次于CO的最强星际分子谱线之一;HCN J=1-0的临界密度要比COJ=1-0高3个量级,两者之间的光度比可以示踪星暴活动, 在 ULIRGS中HCN/CO为1/8~1/4,而在正常恒星形成星系中为1/40~1/25。作为 个线性离子分子,HCO+的存在证明了离子分子反应的重要性;此外,在分子云核的最 深层,HCO+可能是主要的电离态示踪器,因此它可以提供关于电离程度的信息:同时在 冲击波区域,由于分子气相増丰使得HCO丰度增加,所以可以通过观测它的谱线来研究 这些冲击波区域的物理和化学性质。需要注意的是,虽然这些分子能很好地示踪高密度 的气体,但其中一些也更容易被光子破坏,所以也需要考虑金属丰度的影响
126 天 文 学 进 展 38 卷 天给出 9 个近邻旋涡星系整个盘上 (分辨率达到 1.5 kpc) 13CO 1−0 图像[53] ；EDGE[22]使用 毫米波阵列干涉仪 (CARMA)，对 126个有空间分辨光学光谱 (CALIFA[54] ) 数据的星系进行 了高空间分辨率 (约 1.4 kpc) 的 CO 观测。 基于 CO 转动跃迁谱的积分强度 (I(CO) = ∫ Tdv) 可以推算出 H2 的柱密度，N(H2) = X(CO)I(CO)[30]；同样基于 CO 光度能得到分子气体质量，MH2 = αCOL(CO)[55]。不过 本质上由于 CO 分子的转动跃迁在很多情况下不是光学薄的，CO 分子谱线只探测了分 子云表面的情况，但理论上基于两个假设：(1) CO 辐射是多个独立的分子云发射的总 和，并且相互不遮挡；(2) 分子云处于位力平衡，可以证明在大尺度上转化因子是常数， 而这也被银河系及近邻星系内分子云位力质量的测量所证实[56]，所以一般在观测中取 X(CO) = 2 × 1020 cm−2 · (K · km · s −1 ) −1，即 αCO = 4.3 M⊙ · (K · km · s −1 · pc2 ) −1 [55] (包括 对 He 的质量修正)。对于星暴星系和极亮红外星系而言，由于很大一部分 CO 辐射可能来 自密度较低的非位力平衡的云际介质，所以采用银河系中的标准转换因子会使得这些星系 中总的分子气体质量被高估 3 ∼ 5 倍 [57, 58]。而且越来越多的观测表明，转化因子会受 UV 辐 射和金属丰度的影响 (在第 3.4 节中进一步讨论)。此外，CO 需要一定的密度来激发，所以 可能会低估一些极低密度分子气体中的气体质量；同时由于是碰撞激发所致，气体的密度和 温度也会影响转化因子，具体的影响还在研究中[59]。尽管存在这些问题，CO 低阶转动跃迁 依然是最好的推算总分子气体密度或质量的方法，尤其对于河外星系，其他示踪物的观测仍 然比较困难[29]。 3.2 致密分子气体示踪剂：多种分子谱线 如第 2.1 节中所述，恒星形成的速率强烈依赖于致密气体的质量[35]，由此推测这些致密 分子云团可能是恒星形成的基本单元。越来越多的研究者尝试使用临界密度更高的分子探 针 (CS, HCN, HCO+ 的发射线以及 CO 的高阶发射线[12, 60–63] )对更致密的气体进行观测。 不同致密分子气体探针及不同跃迁，对应的临界密度不同，各自的化学性质也有所不 同，所以有各自不同的优势，并可以用来分析物理和化学性质。如作为星际分子云中丰度最 高的硫化分子之一的 CS 及其同位素分子，其多条转动谱线都落在亚毫米波段且容易被观测 到，而且光深不大，有利于进行模型分析[64]。一般测量的 HCN 是 HCN J = 1−0 F = 1−1 (88.630 GHz), HCN J = 1−0 F = 2−1 (88.632 GHz), HCN J = 1−0 F = 0−1 (88.634 GHz) 的 3 条超精细结构线流量和，在星系中是仅次于 CO 的最强星际分子谱线之一；HCN J = 1−0 的临界密度要比 CO J = 1−0 高 3 个量级，两者之间的光度比可以示踪星暴活动， 在 ULIRGs 中 HCN/CO 为 1/8 ∼ 1/4，而在正常恒星形成星系中为 1/40 ∼ 1/25[62]。作为 一个线性离子分子，HCO+ 的存在证明了离子-分子反应的重要性；此外，在分子云核的最 深层，HCO+ 可能是主要的电离态示踪器，因此它可以提供关于电离程度的信息；同时在 冲击波区域，由于分子气相増丰使得 HCO+ 丰度增加，所以可以通过观测它的谱线来研究 这些冲击波区域的物理和化学性质[65]。需要注意的是，虽然这些分子能很好地示踪高密度 的气体，但其中一些也更容易被光子破坏，所以也需要考虑金属丰度的影响
2期 高扬,等:星系中分子气体与恒星形成的研究进 27 33其他估计分子气体质量的方法 虽然一些高红移星系中致密分子谱线被观测到,但是这些致密分子谱线不能用来 探测分子气体的总质量:因为在此情况下,CO低阶转动跃迁的测量会由于大气透过率和 宇宙微波背景(CMB)的原因变得困难,同时CMB等宇宙射线对分子气体的加热也会影响 aco。所以找到一些替代低阶CO发射线示踪分子气体的方法就变得十分重要和紧迫 由于分子气体主要形成于尘埃表面,而且尘埃能保护分子不被辐射电离,所以可 以通过研究尘埃的性质来推算分子气体的质量。 Leroy等人叫提出基于气尘比利用尘埃 质量来估计总气体质量的方法,即bcDR∑nt=Eh2+∑m,其中,∑anst,EH2,∑m分 别为尘埃、H2、H的质量面密度,bDR为转化因子,可通过金属丰度估计: Igor (94±1.1)-(0.85±0.13)[12+lg(O/H。虽然这种方法不能用来研究分子气体的运动学性 质和物理状态,但由于尘埃辐射的红外数据远多于气体的,大大节省了观测时间,并且可以 测量CO探测不到的气体云外壳上的分子气体(第34节),而且在极端贫金属星系中δcDR 比aco变化更小。 Bertemes等人将基于尘埃质量估计的气体质量与CO探测的分子气 体质量进行比较,发现两者有很强的线性相关(弥散为0.17dex),但基于尘埃估计的质量会 高0.05dex,而且残差与金属丰度有弱的负相关。之后 Bertemes等人继续通过比较模型推 测:尘埃不仅示踪了H2,还示踪了H2主导的分子气体盘上的Hr。 此外,还有一些工作尝试利用其他分子(原子)气体发射来示踪总分子气体质量,如多 环芳香烃(PAH)和碳原子(C)。PAH是在宇宙中非常常见的分子,通常认为处于光致离解 区(PDRs,在HⅡ区外围H2离解为H的区域),主导着中性气体的光电加热速率和分子云 内的电离平衡过程;它会被来自新形成的恒星的紫外UV)光子加热引起C=C和C-H键 的伸缩和弯曲振动,再辐射到中红外波段,所以有33,6.2,7,8.6,1.3.12.7,17mm这 些发射线。十几年来,越来越多的观测发现,小尺度与星系尺度上PAH辐射与CO辐射 有很好的关系(见图3),而且PAH与冷尘埃辐射也存在相关性。这些发射线中3.3,7.7,8.6 113um四条已经被全天红外巡天WSE( the Wide-field Infrared Survey explorer)的1, 3波段所覆盖,即将要发射的詹姆斯韦伯太空望远镜(JWST)可以对红移小于3.5的星系的 PAH发射线进行空间分辨的观测 现在越来越多的观测表明,碳原子与CO在气体内部共存并具有非常恒定的柱密度比 CI)/N(CO)m,所以[CP1-3P(C1-0,492.16GHz)和[CI3P2-3P(C]2-1 809.34GHz)精细结构跃迁线可作为潜在的总分子气体示踪剂,近年来越来越受到关注。大 样本观测数据的统计研究证实,CI的跃迁线可以很好地示踪近邻( ULIRGS、高红移亚 毫米波星系(SMG)、恒星形成星系和星暴星系中的分子气体质量。Jao等人通 过分析近邻的1个HⅡ星系、6个低电离核星系( LINER)、3个赛弗特星系和5个星暴星系, 发现在亚千秒差距尺度[1-0、(2-1光度与CO1-0的光度也有很好的相关。而且理 论模型表明,即使在(高红移的)贫金属"“、高宇宙线辐射的情况下,CI的跃迁线也是 良好的分子气体示踪剂
2 期 高扬，等：星系中分子气体与恒星形成的研究进展 127 3.3 其他估计分子气体质量的方法 虽然一些高红移星系中致密分子谱线被观测到[12]，但是这些致密分子谱线不能用来 探测分子气体的总质量；因为在此情况下，CO 低阶转动跃迁的测量会由于大气透过率和 宇宙微波背景 (CMB) 的原因变得困难，同时CMB等宇宙射线对分子气体的加热也会影响 αCO [66]。所以找到一些替代低阶 CO 发射线示踪分子气体的方法就变得十分重要和紧迫。 由于分子气体主要形成于尘埃表面，而且尘埃能保护分子不被辐射电离，所以可 以通过研究尘埃的性质来推算分子气体的质量。Leroy 等人[67]提出基于气尘比利用尘埃 质量来估计总气体质量的方法，即 δGDRΣdust = ΣH2 + ΣHI，其中，Σdust, ΣH2 , ΣHI 分 别为尘埃、H2、HI 的质量面密度，δGDR 为转化因子，可通过金属丰度估计：lgδGDR = (9.4 ± 1.1) − (0.85 ± 0.13)[12 + lg(O/H)] 。虽然这种方法不能用来研究分子气体的运动学性 质和物理状态，但由于尘埃辐射的红外数据远多于气体的，大大节省了观测时间，并且可以 测量 CO 探测不到的气体云外壳上的分子气体 (第 3.4 节)，而且在极端贫金属星系中 δGDR 比 αCO 变化更小[68]。Bertemes 等人[69]将基于尘埃质量估计的气体质量与 CO 探测的分子气 体质量进行比较，发现两者有很强的线性相关 (弥散为 0.17 dex)，但基于尘埃估计的质量会 高 0.05 dex，而且残差与金属丰度有弱的负相关。之后 Bertemes 等人继续通过比较模型推 测：尘埃不仅示踪了 H2，还示踪了 H2 主导的分子气体盘上的 HI[69]。 此外，还有一些工作尝试利用其他分子 (原子) 气体发射来示踪总分子气体质量，如多 环芳香烃 (PAH) 和碳原子 (CI)。PAH 是在宇宙中非常常见的分子，通常认为处于光致离解 区 (PDRs，在 HⅡ区外围 H2 离解为 HI 的区域)，主导着中性气体的光电加热速率和分子云 内的电离平衡过程[70]；它会被来自新形成的恒星的紫外 (UV) 光子加热引起 C=C 和 C–H 键 的伸缩和弯曲振动[71]，再辐射到中红外波段，所以有 3.3, 6.2, 7.7, 8.6, 11.3, 12.7, 17 µm 这 些发射线[72]。十几年来，越来越多的观测发现，小尺度与星系尺度上 PAH 辐射与 CO 辐射 有很好的关系 (见图 3)，而且 PAH 与冷尘埃辐射也存在相关性。这些发射线中 3.3, 7.7, 8.6, 11.3 µm 四条已经被全天红外巡天 WISE (the Wide-field Infrared Survey Explorer[73] ) 的 1, 3 波段所覆盖，即将要发射的詹姆斯·韦伯太空望远镜 (JWST) 可以对红移小于 3.5 的星系的 PAH 发射线进行空间分辨的观测[74]。 现在越来越多的观测表明，碳原子与 CO 在气体内部共存并具有非常恒定的柱密度比 (N(CI)/N(CO)) [75–77]，所以 [CI]3P1 −3 P0([CI] 1−0, 492.16 GHz) 和 [CI]3P2 −3 P1([CI] 2−1, 809.34 GHz) 精细结构跃迁线可作为潜在的总分子气体示踪剂，近年来越来越受到关注。大 样本观测数据的统计研究证实，CI 的跃迁线可以很好地示踪近邻 (U)LIRGs[78]、高红移亚 毫米波星系 (SMG)[79]、恒星形成星系[80]和星暴星系[81]中的分子气体质量。Jiao 等人[82]通 过分析近邻的 1 个 H II星系、6 个低电离核星系 (LINER)、3 个赛弗特星系和 5 个星暴星系， 发现在亚千秒差距尺度 [CI] 1−0、[CI] 2−1 光度与 CO 1−0 的光度也有很好的相关。而且理 论模型表明，即使在 (高红移的) 贫金属[83, 84]、高宇宙线辐射的情况下[85]，CI 的跃迁线也是 良好的分子气体示踪剂