M 82 中的稠密气体性质与恒星形成

高密度分子气体在支撑星系内恒星形成方面发挥着关键作用。然而，传统的稠密气体示踪物，如 HCN 和 HCO$^+$ 的低 $J$ 跃迁，主要呈光学厚特性。这一特征对准确估计稠密气体的柱密度及其空间分布构成了重大挑战。光学薄示踪物，包括 HC$_3$N (10-9) 和 HCN、HCO$^+$、HNC (1-0) 的同位素变体等，能够实现更精确的稠密气体测量与分析。在此，我们首次以约 3.8 角秒（对应约 65 pc）的高分辨率展示了邻近星暴星系 M~82 的分子线观测结果，使用的是 IRAM 北扩展毫米波阵列（NOEMA）。值得注意的是，HC$_3$N (10-9) 和 H$^{13}$CN (1-0) 发射线在 M~82 东北瓣的亮度高于西南瓣，表明东北瓣积累了更多稠密气体。H41$\alpha$ 和 3 mm 连续谱发射的空间分布表明，星暴活动在整个中心星暴盘中存在差异，西南瓣的恒星形成活动比东北瓣更为剧烈。HCN 和 HCO$^+$ (1-0) 在三峰区域整体的平均光学厚度表现出显著变化，东北瓣处观测到最高值。我们的结果表明 M~82 中可能存在一个演化序列，其中恒星形成和稠密气体的分布似乎部分解耦——这一现象是经典稠密气体示踪物无法充分探测的。