La carte d’intensité intégrée NH3 de KAG71 dans les contours sur l’image du continuum de poussière Herschel/SPIRE à 250 µm. Le polygone noir délimite la zone de cartographie des observations NH3. Les étiquettes (a) – (c) indiquent les positions des spectres des figures 2-(a) à (c). Les niveaux de contour et de contour les plus bas sont respectivement de 0,2 K km s−1 et 0,4 K km s−1. La taille du faisceau Nobeyama de 45 m à 23 GHz est indiquée par le cercle rempli de gris indiqué dans le coin inférieur gauche. (Coloriage en ligne) — astro-ph.GA
Dans les études observationnelles de nuages sombres infrarouges, le nombre de détections de gel du CO sur les grains de poussière (épuisement du CO) à l’échelle du PC est extrêmement limité et les conditions de son apparition sont donc encore inconnues.
Nous rapportons un nouvel objet où l’on s’attend à un épuisement du CO à l’échelle du PC. Dans le cadre de l’étude de l’objet galactique de Kagoshima avec le télescope Nobeyama de 45 m par cartographie des lignes d’ammoniac (KAGONMA), nous avons effectué des observations cartographiques des lignes de transition d’inversion NH3 vers la région de formation d’étoiles associée au CMa OB1, y compris IRAS 07077-1026, IRAS 07081-1028 et PGCC G224.28-0.82. En comparant les distributions spatiales du NH3 (1,1) et du C18O (J = 1-0), une anti-corrélation d’intensité a été trouvée dans IRAS 07077-1026 et IRAS 07081-1028 sur une échelle d’environ 1 pc.
De plus, nous avons obtenu une abondance de C18O plus faible au moins dans IRAS 07077-1026 que dans les autres parties de la région de formation d’étoiles. Après avoir examiné la dissipation des gaz à haute densité, la photodissociation et l’épuisement du CO, nous avons conclu que l’anti-corrélation d’intensité dans l’IRAS 07077-1026 est due à l’épuisement du CO. En revanche, à proximité du centre du PGCC G224.28-0.82, les intensités des raies d’émission du NH3 (1,1) et du C18O (J=1-0) ont été fortement détectées, bien que la température du gaz et la densité était similaire à celle de l’IRAS 07077-1026. Cela indique qu’il existe des situations dans lesquelles le C18O (J=1-0) ne peut pas tracer un gaz dense à l’échelle du PC et implique que les différences conditionnelles selon lesquelles le C18O (J=1-0) peut et ne peut pas tracer un gaz dense ne sont pas claires.
Yushi Hirata, Takeru Murase, Junya Nishi, Yoshito Shimajiri, Toshihiro Omodaka, Makoto Nakano, Kazuyoshi Sunada, Takumi Ito, Toshihiro Handa
Commentaires : 19 pages, 15 figures, 4 tableaux, acceptés pour les publications de la Société astronomique du Japon (PASJ). La version 1 est la version originale de l’auteur. Mon manuscrit accepté sera accessible au public sur arXiv un an après sa publication dans le PASJ
Sujets : Astrophysique des Galaxies (astro-ph.GA)
Citer comme : arXiv:2311.07638 [astro-ph.GA] (ou arXiv :2311.07638v1 [astro-ph.GA] pour cette version)
DOI associé :
https://doi.org/10.1093/pasj/psad080
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Historique des soumissions
De : Yushi Hirata
[v1] Lundi 13 novembre 2023 19:00:00 UTC (1 209 Ko)
https://arxiv.org/abs/2311.07638
Astrobiologie, Astrochimie
2023-11-20 00:13:34
1700429178
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