Kinematik des interstellaren Mediums

S106

Die massereiche Sternentstehungsregion S106 zeigt einen bipolaren Ausfluss mit einer komplexen Geschwindigkeitsstruktur in ihrer Emission. S106 ist in eine große Molekülwolke eingebettet und wird teilweise von einer dunklen staubigen Vordergrundspur verdeckt, die möglicherweise eine Erweiterung der kleinräumigen Scheibe um S106-IR darstellt.

Abbildung: Schematische Darstellung der Region S106 am Himmel. Der Nebel ist in der Himmelsebene um ~25° nach Osten geneigt; der nördliche Lappen, der stärker durch Gas und Staub im Vordergrund verdeckt ist, ist vom Beobachter weg geneigt (~15°). Der südliche Lappen ist zum Beobachter hin geneigt und hat keine Vorderseite. Der bipolare Nebel und das HII-Gebiet sind in eine ausgedehnte Molekülwolke eingebettet. Der Hintergrund ist ein Hubble/Subaru-Kompositbild. Da S106 am Himmel zu sehen ist, können wir nicht zwischen dem Szenario des Einfalls (dunkle Spur in grün) und dem Szenario der Expansion (dunkle Spur in blau) des Gases in der dunklen Spur unterscheiden. Die mittlere Ansicht zeigt am besten das 'Akkretionsfluss'-Szenario, d.h. wie sich die (grüne) dunkle Spur um die äquatoriale Taille des Sanduhrnebels windet. Die rechte Ansicht zeigt, wie die (blaue) dunkle Spur, die weiter vom Nebel entfernt ist, in Richtung des Beobachters gekippt ist und sich auflöst.

S106 IR und seine bipolare HII-Region sind in eine größere Molekülwolke eingebettet, die das Gasreservoir für einen möglichen Akkretionsstrom auf S106 IR darstellt. Die Kartierung des hochdichten Tracers H13CO+ 1-0 ergab einen Geschwindigkeitsgradienten über die dunkle Spur, der je nach Geometrie der Region entweder mit einem Fluss auf S106 IR oder mit einem Gasfluss von dort weg vereinbar ist. Nur interferometrische Beobachtungen (NOEMA-Vorschlag angenommen) können die Natur der dunklen Spur aufklären. Das Strömungsszenario stimmt eher mit dem fragmentationsinduzierten "starvation"-Szenario von Peters et al. (2010a,b) überein als mit dem monolithischen Kollapsmodell von McKee & Tan (2002). Noch unklar ist, ob Schocks, die durch den ionisierenden Sternwind angetrieben werden, der auf den Akkretionsfluss und die Hohlraumwände trifft, auch die beobachtete Emission der FIR-Linien verursachen können. Es ist auch nicht klar, inwieweit die [O I] 63 µm Linie selbst absorbiert wird. Höhere Linienintensitäten verändern das [CII]/[OI]-Linienverhältnis und damit auch die Ergebnisse der PDR-Modelle. Die Beobachtung der [OI]-Linie bei 145 µm, falls diese optisch dünn ist, könnte helfen, dieses Problem zu lösen.

Zusammenfassend zeigt diese Studie, dass der neue Nachweis von Hochgeschwindigkeitsemission in der [OI]-Linie und die Identifizierung verschiedener Geschwindigkeitskomponenten in anderen FIR-Linien ([CII], high-J CO), die erst jetzt mit dem (up)GREAT-Empfänger auf SOFIA möglich sind, dazu beitragen, die physikalischen Eigenschaften verschiedener Gasphasen in komplexen Sternentstehungsgebieten genauer zu diagnostizieren.

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Die atypische Rotation der Galaxie IC 342

IC 342 ist eine gasreiche Spiralgalaxie mit aktiver Sternentstehung in ihrem Kern. IC 342 befindet sich hinter der galaktischen Ebene und ist daher stark verdeckt; die Entfernung zu der fast frontalen Galaxie ist noch umstritten. Tikhonov & Galazutdinova (2010) geben eine Entfernung von 3,9±0,1 Mpc an, die aus stellarer Photometrie abgeleitet wurde.  Downes et al. (1992) zeigten das Vorhandensein von fünf riesigen Molekülwolken, A bis E, um den Kern von IC 342 mit Massen von 1 Mio. Sonnenmassen. Der zentrale Molekülring umgibt einen Kernsternhaufen mit aktiver Sternentstehung und starker Fern-Ultraviolett (FUV)-Strahlung, die den Molekülring beleuchtet und auf der dem zentralen Haufen zugewandten Seite Photodissoziationsregionen (PDRs) erzeugt. Die energiereichen FUV-Photonen dissoziieren und ionisieren die Moleküle und Atome im Gas und heizen das Gas und den Staub durch photoelektrische Erwärmung effektiv auf. Folglich emittieren die PDRs stark die Strahlung von Spezies, die unter diesen Bedingungen reichlich vorhanden und angeregt sind, wie [CII].

Abbildung 1: Linienintegrierte Karte des 12CO(1-0)-Übergangs aus der BIMA-SONG-Probe. Die gelben Punkte zeigen die beobachteten GREAT-Positionen in IC 342. Die (0, 0) Position entspricht (RA, Dec) (J2000) (03:46:48.5 68:05:47). Die roten Punkte bezeichnen benannte GMCs und andere Strukturen gemäß Tabelle 3 in Meier & Turner (2001). Die Dreiecke nach oben und rechts bezeichnen HII-Regionen bzw. Supernova-Überreste nach Tsai et al. (2006). Die [CII]- und [N II]-Spektren sind auf der rechten Seite dargestellt. Die [NII]-Intensitätsskala ist mit dem Faktor 5 multipliziert.

Abbildung 2: Geometrische und kinematische Szenarien, wie sie von Meier & Turner 2005 (a) vorgeschlagen und in unserer Arbeit leicht modifiziert wurden (b). Die roten und blauen Lappenstrukturen zeigen das im Text erwähnte bikonisch expandierende HII-Gas. Das blaue Gas bewegt sich auf den Beobachter zu, das rote Gas bewegt sich von ihm weg. Die Mini-Spirale (grün) und der Ring (gelb) umgeben den zentralen Kernsternhaufen (weiße Sterne), der sowohl die expandierenden HII-Regionen als auch die intensive PDR-Emission des Gases im Ring/Spirale gegenüber dem Sternhaufen hervorruft. Als Ergebnis unserer Studien schlagen wir eine neue Geometrie mit einem führenden Spiralarm vor.

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