Ionization Potentialのまとめページ
よくでてくるcoronal? fine-structure? lineのionization potentialのまとめページ。Far-IRのrecombination lineについては、Brauher et al. (2008)にまとまっている。
History
FIRのこれらの輝線について、系統的な観測が行われ始めたのは、ISOが打ち上げられて(1995-)からである。ISOを用いた、FIR linesの統計的研究として代表的な論文は、Malhotra et al. (1997, 2001), Luhman et al. (1998), Brauher et al. (2008)などがあるので、それらを読むことを強く勧める。
C
[CII] 158 um: 11.26 eV (Brauher et al. 2008 for ISO; Diaz-Santos et al. 2013 for Herschel) 2P_{3/2} -> 2P_{1/2}
水素の電離ポテンシャル13.6 eVよりも低く、PDRでのcoolantとして知られている (Brauher et al. 2008)。観測的にはnormal, starforming galaxiesについては Malhorta et al. (1997)が、そしてstarburst galaxiesについては、Nikola et al. (1998)やColbert et al. (1999)が詳しい。これらの論文では、銀河をFIRで観測した際、最も明るく見える輝線だと紹介されている。赤外線光度の最大1%もの放射をすることが知られている(Stacey et al. 1991; Helou et al. 2001)が、FIR光度が大きくなるにつれて、[CII] / FIR ratioが小さくなることが知られている。これらの原因についてはまだ決着がついていない段階で、詳しい議論はDiaz-Santos et al.(2013)を参照のこと。
O
[OI] 63 um: 13.62 eV (Brauher et al. 2008)
C+ ([CII] emission) よりも密度が濃く、温度が高い領域でのcoolantとなっている。これは、C+はexcitationのTが~91K, critical densityが~3×10^3 cm^{-3}であるのに対し、[OI]63 umはTが~228K, critical densityが~8.5×10^5 cm^{-3}であるためである。
[OI] 145 um: 13.62 eV (Brauher et al. 2008)
[OI] 63 umと同じく、温度が高く密度が濃いところのtracerとなっている。[OI]145 umはTが~325K, critical densityが~1×10^5 cm^{-3}であるためである。
[OIII] 5007Å: 35.12 eV (Dasyra et al. 2011)
よく知られているAGN indicator lineの一つ。ただし、可視にlineがあるため、extinctionを受けやすい。
[OIII] 52 um: 35.12 eV (Brauher et al. 2008)
HII regionの
[OIV] 25.89 um: 54.9 eV, n_c: 10^4 cm^{-3} (Diamond-Stanic et al. 2009)
ionization potentialがそこまで高くないが、AGN tracerの一つ (Diamond-Stanic et al. 2009; Weaver et al. 2009)としてよく知られている。その理由は一つに、10 keV以上の硬X線帯 (=AGN emission) との光度相関が多数報告されているからだろう(Melendez et al. 2008; Rigby et al. 2009; Diamond-Stanic et al. 2009)。 ただし、星生成 (特にWalf Rayet) からの寄与がなくはない (Schaerer et al. 1999; Weaver et al. 2009) のと、[FeII] 25.99umのコンタミも入ってしまうという難点がある。これらの寄与を定量的に示したのがPereira-Santaella et al. (2010)で、彼らによると、平均的には[OIV] 25.89umにおける星生成の寄与は5%以下であると報告されている。
Ne
[NeII] 12.81 um: 21.6 eV (Diamond-Stanic et al. 2009)
Star formation regionではよく見られるline.
PAH 12.7 umとよくblendしてしまう(Le Floch et al. 2001, Smith et al. 2007)。SFRとの相関は Ho & Keto (2007)に出ている。
[NeIII] 15.6 um: 41 eV (LaMassa et al. 2012)
Star formation indicatorの一つだが、ややhardなスペクトルに敏感なため、AGNの影響を受けやすい。
[NeV] 14.3um: 97 eV
AGN tracerとして使われている(Weaver et al. 2009; Tommasin et al. 2010; Pereira-Santaella et al. 2010)。同じくAGN tracerとして用いられる[OIV]と比べてイオン化ポテンシャルが高く、星生成の寄与がほとんどない一方で、[OIV]よりline強度が弱く、受かりづらいのが難点。また、もちろん[NeV]といえどもAGN以外で作ることはできなくはない。SNR (Olivia et al. 1999; Smith et al. 2009), planetary nebula (Pottasch et al. 2009)などではdetectionされることがわかっておいるが、それらの寄与は小さく、たかだか ~10^34 erg/s程度であることが報告されている。
[NeVI] 7.6um:126 eV
AGN tracer (Le Floch et al. 2001)。PAH 7.7 umとよくblendする。AGNのhigh spatial observationのスペクトルではよく見える。[NeV]とともにSNRではよく観測されるlineの1つ(Olivia et al. 1999)だが、AGNの強度などを考えるとこれらSNRの寄与は無視してもよいと考えられている(Le Floch et al. 2001)。
Si
[SiVI] 1.96um: 167 eV
AGN indicatorの一つ (Muller-Sanchez et al. 2011)。2Jy sample ULIRGでもいくつか[Si VI]が検出されている (Murphy et al. 1999)。
[SiVII 2.48um: 205 eV
ionized gas indicatorの一つ (e.g., Priet et al. 2014).
S
[SIV] 10.5 um: 32.79 eV (Dasyra et al. 2011)
AGN indicatorの一つ。だが、Starburstのコンタミも多い。ただ、local Universeでは観測的に、純粋なAGN indicatorである[NeV] 14.3 umと最も良い相関をもつlineである (Dasyra et al. 2011)。
Ar
[ArII] 6.99um: 12 eV
Star formation tracer (Le Floch et al. 2001).
[ArIII] 8.99um:
Star formation tracer (Snijders et al. 2007). ただし、lineそのものは非常に弱く、9.7um silicate absorptionの影響を受けやすい。
Fe
[FeII] 25.99um: 7.9 eV (Diamond-Stanic et al. 2009)
AGN tracerである[OIV] 25.89umのコンタミとしてよく嫌がられる。
最終更新:2014年05月29日 11:34