英仙座分子云复合体中的 CO 同位素分子：X 因子与区域变化

我们利用 COMPLETE 数据推导了英仙座区域内 X 因子和 $^{13}$CO 丰度的新校准值。我们将英仙座划分为六个子区域。标准 X 因子 $X=N(H_2)/W(^{12}CO)$ 既针对整个英仙座复合体，也针对六个子区域分别推导，所得数值与先前的估计一致。X 因子受 $A_V \sim 4$ mag 以上辐射饱和的严重影响，且不同区域间存在差异。我们仅利用消光低于 4 mag 的数据点，推导了 $W(^{12}CO)$ 与 $A_V$ 之间的线性拟合关系，这比 X 因子能更准确地估算 $A_V$。我们还推导了 $W(^{13}CO)$、$N(^{13}CO)$ 和 $W(C^{18}O)$ 与 $A_V$ 之间的线性关系。$^{13}CO(1-0)$ 和 $C^{18}O(1-0)$ 被探测到的消光阈值比先前的估计值大约高出 1 mag。$^{12}CO(1-0)$ 和 $^{13}CO(1-0)$ 谱线分别在 4 mag 和 5 mag 以上发生饱和，而 $C^{18}O(1-0)$ 从未饱和（直至 10 mag）。约 60% 具有 $^{12}CO$ 辐射的位置其谱线处于亚热激发状态，且几乎所有位置的 $^{12}CO$ 激发温度均低于尘埃温度。利用 Meudon PDR 代码，我们发现 $^{12}CO$ 和 $^{13}CO$ 辐射可以用密度在 $10^3$ 至 $10^4 \text{ cm}^{-3}$ 范围内的均匀板模型来解释。体积密度的局部变化和非热运动（与不同的恒星形成活动相关）可以解释观测结果。为了重现活跃恒星形成区域的 CO 数据，需要更高的密度，在那里年轻原恒星驱动的较大内部运动使得嵌入的高密度核心发出的更多光子能够逃逸出星云。在最宁静的区域，$^{12}CO$ 和 $^{13}CO$ 辐射似乎源自密度约为 $10^4 \text{ cm}^{-3}$ 的近乎均匀的薄分子物质层。