星际气体中 [N II] 205 微米吸收线的首次探测

C. M. Persson; M. Gerin; B. Mookerjea; J. H. Black; M. Olberg; J. R. Goicoechea; G. E. Hassel; E. Falgarone; F. Levrier; K. M. Menten; J. Pety

doi:10.1051/0004-6361/201423997

星际气体中 [N II] 205 微米吸收线的首次探测

星系天体物理 2014-09-05 v2

作者: C. M. Persson , M. Gerin , B. Mookerjea , J. H. Black , M. Olberg , J. R. Goicoechea , G. E. Hassel , E. Falgarone , F. Levrier , K. M. Menten , J. Pety

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摘要

我们展示了利用 Herschel-HIFI 获得的高分辨率 [NII] 205 微米 $^3P_1$ - $^3P_0$ 光谱，观测对象为银河系平面内一小批远红外明亮的恒星形成区：W31C (G10.6-0.4)、W49N (G43.2-0.1)、W51 (G49.5-0.4) 和 G34.3+0.1。所有源均显示出与 HII 区本身直接相关的发射线轮廓。我们首次还在宽速度范围内探测到朝向 W31C 和 W49N 的延伸低密度前景物质对 [NII] 205 微米线的吸收。我们将此吸收归因于暖电离介质 (WIM)，并发现朝向这两个源的 $N(N^+)\approx 1.5\times10^{17}$ cm $^{-2}$ 。这与近期 Herschel-HIFI 对 [CII] 158 微米的观测结果一致，后者在相同视线方向上也观测到了吸收，前提是平均而言约 7-10% 的 C $^+$ 离子存在于 WIM 中。利用气相丰度比 [N]/[H] = $6.76\times10^{-5}$ ，我们发现在假设 WIM 体积填充因子为 0.1-0.4（对应的视线方向填充因子为 0.46-0.74）的情况下，平均电子和质子数密度约为 0.1-0.3 cm $^{-3}$ 。对 [NII] 205 微米吸收和发射以及主要归因于 WIM 的可见发射线进行的 RADEX 建模也支持低密度和高 WIM 填充因子的结论。205 微米线的吸收探测强调了高光谱分辨率的重要性，并为研究 WIM 提供了一种新工具。

关键词

[N II] 205 微米吸收暖电离介质 Herschel-HIFI 星际气体恒星形成区光谱分辨率 RADEX 建模

引用

@article{arxiv.1406.3052,
  title  = {First detection of [N II] 205 micrometer absorption in interstellar gas},
  author = {C. M. Persson and M. Gerin and B. Mookerjea and J. H. Black and M. Olberg and J. R. Goicoechea and G. E. Hassel and E. Falgarone and F. Levrier and K. M. Menten and J. Pety},
  journal= {arXiv preprint arXiv:1406.3052},
  year   = {2014}
}

备注

7 pages, 4 figures, accepted for publication in Astronomy & Astrophysics, 11 June 2014

星际气体中 [N II] 205 微米吸收线的首次探测

摘要

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