英仙座分子云HI-H2转变的高分辨率研究

为研究巨分子云(GMC)中H2形成的基本原理，我们在亚秒差距尺度(~0.4 pc)上导出了英仙座分子云的HI和H2面密度($\Sigma_{\rm HI}$和$\Sigma_{\rm H2}$)图像。我们利用改进再处理的IRAS巡天远红外数据和COMPLETE巡天提供的V波段消光图像来估算英仙座的尘埃柱密度图像。结合阿雷西博银河系L波段馈源阵HI巡天的HI数据以及对本地尘埃-气体比的估计，我们导出了英仙座中$\Sigma_{\rm H2}$的分布。我们发现暗区和恒星形成区的$\Sigma_{\rm HI}$均相对均匀，约为6-8 $M_\odot$ pc$^{-2}$，这表明屏蔽H2免受光解离需要最小HI面密度。由此，$\Sigma_{\rm H2}/\Sigma_{\rm HI}$与$\Sigma_{\rm HI}+\Sigma_{\rm H2}$之间发现了显著紧密且一致的关系。HI主导区与H2主导区之间的转变发生在$N({\rm HI})+2N({\rm H2}) \sim (8-14) \times 10^{20}$ cm$^{-2}$。我们的发现与平衡态H2形成的预言一致，表明湍流对H2形成可能并非首要因素。然而，暖中性介质对H2屏蔽的重要性、内部辐射场以及H2形成的时间尺度仍有待研究。我们还比较了H2和CO的分布，并估计了"CO暗气体"的比例$f_{\rm DG} \sim 0.3$。虽然发现$f_{\rm DG}$存在显著的空间变化，但我们未发现其与平均V波段消光的明显相关性。