ALMA 揭示的分辨率依赖的亚声速非热线宽弥散

我们在此报告猎户座分子云 2 和 3（OMC-2/3）的阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）N$_2$H$^+$ (1-0) 图像，具有高角分辨率（3'' 或 1200 au）与高空间动态范围。结合来自 ALMA 主阵列、ALMA 紧凑阵列（ACA）、野边山 45 米望远镜以及 JVLA（提供匹配尺度上的温度测量）的数据集，我们发现 OMC-2/3 中大部分致密气体为亚声速（$\rm \sigma_{NT}/c_{s}$ = 0.62），平均线宽（$\Delta\upsilon$）为 0.39 km s$^{-1}$ FWHM。这与先前对大质量恒星形成区的大部分观测明显不同。相比之下，野边山望远镜的线宽为跨声速，为 0.69 km s$^{-1}$（$\rm \sigma_{NT}/c_{s}$ = 1.08）。我们证明单碟望远镜获得的较大线宽源于其各自束内未分辨的子结构。大尺度弥散 $\sigma_{ls}$（由野边山望远镜示踪）可分解为三个分量 $\rm \sigma_{ls}^2 = \sigma_{ss}^2+ \sigma_{bm}^2+ \sigma_{rd}^2$，其中小尺度 $\sigma_{ss}$ 为每个 ALMA 束的线弥散，整体运动 $\sigma_{bm}$ 为每个 ALMA 束峰值速度间的弥散，$\sigma_{rd}$ 为残差弥散。此种分解虽纯属经验性，但在我们的数据立方中似乎稳健。因此，在质量分子云中常见的表观超声速线宽很可能源于空间分辨率不足的影响。观测到的非热线粒宽弥散（有时称为“湍流”）在 OMC-2/3 区域约 0.05 pc 尺度处由超声速过渡为亚声速。此类过渡在具有足够空间（不仅是角）分辨率时可能普遍被发现，即使在具有大质量年轻星团的区域（如此处研究的猎户座分子云）亦如此。