ガスの量 - ulirgs @ ウィキ

分子ガスの質量

分子ガスの質量は基本的にはCO輝線強度から推定する方法をとる。
CO輝線強度とH2質量の間の変換係数はX(CO)ファクターとかコンバージョンファクターと呼ばれてる。
大体
H2>>He>>>>>>越えられない壁>>>CO>>>>他の分子
で、Heまで考えに入れれば分子ガスはほとんど数えたといっていい。
M(H2+He)=1.2M(H2)
くらい。

コンバージョンファクター

実はまだまだよくわかってない。
金属量に大きく依存するため、銀河の中心と外側では違うし、銀河ごとにも大きく変わるようだ。
この関係は大きな研究テーマのひとつ。
色々な方法で研究されているが大体銀河系内で

X(CO) = (1-3)×10^20 [(K km s^(-1))^(-1)]

くらい。
ULIRGsのようにどかどか星形成しててダストまみれな銀河になると
X(CO)ファクターは一声一桁くらい小さくなるとか。

例えば、

• Gas-to-Dust ratio=Σgas/(∑HI+X(CO)*ICO)

と考えて、Σgas(連続波), ΣHI(21cm線), ICO(CO(1-0))の観測量を用いて、X(CO)を変数として、
Gas-to-Dust ratioの分散が最小になるようにする方法(銀河全体などある程度の領域で一定値になるという仮定あり)。
例としてはLeroy et al. 2011など

• 巨大分子雲(Giant Molecular Clouds:GMC)などを分解し、同定。

(これも方法が色々。clumpfind アルゴリズム(Williams et al. 1994が有名)
同定したGMCが球体であると仮定して半径Rと速度分散⊿Vを用いてビリアル質量Mvirを、

Mvir=190R⊿V^2

で求め(MacLaren et al. 1988)、
CO強度ICOから求めたものと比較することでX(CO)を導出する方法もある(Arimoto et al. 1996)