우리 은하의 별과 별 사이는 단지 비어있는 공간이 아니라, 수소 원자 및 수소 분자 등으로 이루어진 기체와, 여러 종류의 티끌과 먼지가 혼재되어 있는 성간 물질로 채워져 있다. 이러한 성간 물질은 항성들과 에너지와 물질을 상호 교환함으로써 우리 은하가 현재와 같은 구조로서 유지될 수 있도록 한다. 별이 일생의 대부분을 보내는 주계열성에서는 강한 빛을 방출함으로써 성간 물질의 기체나 분자들을 가열, 여기시키거나 해리시키는 역할을 한다. 또, 주계열성이 진화의 막바지에 이르러 죽음에 이를 때는 ...
우리 은하의 별과 별 사이는 단지 비어있는 공간이 아니라, 수소 원자 및 수소 분자 등으로 이루어진 기체와, 여러 종류의 티끌과 먼지가 혼재되어 있는 성간 물질로 채워져 있다. 이러한 성간 물질은 항성들과 에너지와 물질을 상호 교환함으로써 우리 은하가 현재와 같은 구조로서 유지될 수 있도록 한다. 별이 일생의 대부분을 보내는 주계열성에서는 강한 빛을 방출함으로써 성간 물질의 기체나 분자들을 가열, 여기시키거나 해리시키는 역할을 한다. 또, 주계열성이 진화의 막바지에 이르러 죽음에 이를 때는 초신성 폭발이나 행성상 성운의 형태로 자신이 만들었던 물질과 에너지를 성간 물질에 되돌려 놓게 된다. 한편, 성간 상에 존재하는 분자운에서는 기체가 자체 중력에 의해 응집되어 새로운 별을 탄생시키는 모태가 된다. 이렇듯 성간 물질은 별이 탄생하고, 죽 뒤에 돌아가는 우주의 대지와 같은 존재이다. 수소 원자는 전파의 21 cm 방출선으로 관측이 가능하지만 성간운의 대부분을 이루는 수소 분자에 대해서는 일반적으로 관측이 어렵다. 그 이유는 수소 분자의 분광학적 특성상 자발적 방출을 하지 않으며, 흡수선 밴드와 형광 방출 밴드의 일부가 모두 원자외선 영역에 존재하기 때문이다. 만약 원자외선 영역에서 이러한 수소 분자의 흡수선과 방출선을 관측할 수 있다면, 수소 분자가 대부분을 이루는 성간운의 물리적 특성과 구조를 알 수 있게 된다. 본 연구에서는 원자외선 영역에서의 성간 물질 관측 연구의 일환으로 ORFEUS 위성으로 관측한 수소 분자의 흡수선 스펙트럼을 분석하였다. 우리 은하 내에 있는 53개, 마젤란 성운에 있는 3개의 고온의 젊은 별을 관측함으로써 그 사이에 존재하는 성간운의 수소 분자의 양과 역학적 온도를 구하였다. 그 결과를 보면 성간운이 대개 $10^{15}$ ~ $10^{21}$ $cm^{-2}$ 사이의 수소 분자를 가지며, 그 온도는 21 K에서 232 K까지 평균값으로는 89 K를 가짐을 알 수 있었다. 이러한 결과는 Savage et al. (1977)이 Copernicus로 관측한 결과와 유사한 것이다. 은하 평면에서의 높이에 따라 수소 분자의 기둥 밀도를 비교해본 결과, 평면 별들(disk stars)의 관측에서 구한 수소 분자의 양이 헤일로 별들(halo stars)에서 구한 양보다 일반적으로 큼을 알 수 있었다. 이는 은하 평면 쪽이 헤일로 쪽보다 더 많고 두꺼운 성간운을 갖는다는 것을 의미한다. 수소 분자의 총 기둥 밀도에 따른 역학적 온도를 그린 결과, 수소 분자가 많아질수록, 즉 성간운이 두꺼워질수록 역학적 온도가 내려감을 알 수 있었다. 본 연구에서는 Carina 성운에 대한 심층 분석을 하여 별이 탄생하는 지역에서의 고온의 젊은 별에 의한 성간 분자운의 특성에 대해 살펴보았다. Carina 성운에 있는 O형 별, HD 93129a, HD 93250, 그리고 HD 303308의 스펙트럼을 분석하여 Carina 성운에 있는 분자운의 수소 분자의 양, 역학적 온도, 그리고 분자운 표면에서의 원자외선의 빛의 세기 등을 구하였다. 그 결과, 수소 분자의 양은 세 별의 방향으로 약 $10^{20}$ $cm^{-2}$ 정도로 비슷한 값이 나왔고, 역학적 온도는 최대 827 K의 값을 가져 주변의 환경이 매우 활동적이라는 사실을 알 수 있었다. 세 별 방향으로의 분자운 표면에서의 원자외선의 세기가 Carina 성운의 중심 별 $\eta$ Car의 거리에 역 상관 관계가 있음을 발견하여, 실제 거리를 구하여본 결과, $\eta$ Car로부터 HD 303308, HD 93250, HD 93129a의 거리가 각각 1.2 pc, 3.1 pc, 8.2 pc이 됨을 구할 수 있었다. 이는 천구 상의 각도로 유추할 수 있는 거리와 매우 일치하는 것이다. 한편, Carina 성운에 대한 CO 관측의 결과로부터 CO-to-H$_2$ conversion factor를 구하였다. 그 결과는 약 2 x $10^{18}$ $cm^{-2}$ /K km $s^{-1}$ 정도로써 일반적으로 고려되는 값보다 매우 작음을 알 수 있다. 성간운이 거의 수소 분자로 이루어져 있지만, 수소 분자가 주로 흡수선으로만 관측되기에 성간운의 전체적인 크기나 질량을 구하기 위해서는 방출선의 관측이 필요하다. CO 분자는 수소 분자 다음으로 성간운에 많이 존재하며 전파 영역에서 방출선을 내기 때문에 성간 분자운을 연구하는데 많이 관측된다. 한편, 분자운의 정확한 질량을 구하기 위해서는 CO 분자와 $H_2$ 분자 사이의 정확한 변환 계수, 즉 conversion factor가 주어져야 한다. 지금까지 conversion factor에 대한 많은 관측적, 이론적 측정이 이루어졌지만 아직 예외적 요소가 많은 상황이다. 특히 CO 분자와 $H_2$ 분자를 간접적으로 측정하여 그 신빙성이 많이 떨어졌다고 볼 수 있다. 본 연구에서는 CO 분자의 흡수선을 원자외선 영역에서 처음으로 관측하여 CO 분자와 $H_2$ 분자와의 관계, 그리고 CO 분자의 흡수선과 방출선과의 관계를 직접적으로 구하였다. Orion B 거대 분자운에 있는 HD 37903이란 별의 스펙트럼에서 CO 흡수선을 관측하여 그 양을 구하였다. 함께 유도된 수소 분자의 양과 비교하였더니 conversion factor가 대략 [CO]/[H$_2$] = 2 x $10^{-4}$ 정도로 유도되었다. 한편, HD 37903 방향으로 전파 관측을 또한 수행하여 CO의 방출선과 흡수선을 동시에 비교해 보았다. 그 결과, CO의 방출선의 세기 W(CO)는 포화되어 있어, CO의 동위 분자의 방출선 $W(^{13}$CO)의 방출선을 수소 분자와 비교해야 함을 알 수 있었다. 인공위성연구센터에서 개발되어 2002년 발사 예정인 과학위성 1호(KAISTSAT-4)에는 원자외선 분광기(FIMS)가 탑재되어 천체 관측 및 지구 자기권 관측을 수행할 예정이다. FIMS는 원자외선 영역에서 넓은 시야의 관측을 수행함으로써 성간 플라즈마의 모델에 대한 검증, 초신성 잔해의 연구, 수소 분자의 형광 방출 연구 등을 할 수 있다.
우리 은하의 별과 별 사이는 단지 비어있는 공간이 아니라, 수소 원자 및 수소 분자 등으로 이루어진 기체와, 여러 종류의 티끌과 먼지가 혼재되어 있는 성간 물질로 채워져 있다. 이러한 성간 물질은 항성들과 에너지와 물질을 상호 교환함으로써 우리 은하가 현재와 같은 구조로서 유지될 수 있도록 한다. 별이 일생의 대부분을 보내는 주계열성에서는 강한 빛을 방출함으로써 성간 물질의 기체나 분자들을 가열, 여기시키거나 해리시키는 역할을 한다. 또, 주계열성이 진화의 막바지에 이르러 죽음에 이를 때는 초신성 폭발이나 행성상 성운의 형태로 자신이 만들었던 물질과 에너지를 성간 물질에 되돌려 놓게 된다. 한편, 성간 상에 존재하는 분자운에서는 기체가 자체 중력에 의해 응집되어 새로운 별을 탄생시키는 모태가 된다. 이렇듯 성간 물질은 별이 탄생하고, 죽 뒤에 돌아가는 우주의 대지와 같은 존재이다. 수소 원자는 전파의 21 cm 방출선으로 관측이 가능하지만 성간운의 대부분을 이루는 수소 분자에 대해서는 일반적으로 관측이 어렵다. 그 이유는 수소 분자의 분광학적 특성상 자발적 방출을 하지 않으며, 흡수선 밴드와 형광 방출 밴드의 일부가 모두 원자외선 영역에 존재하기 때문이다. 만약 원자외선 영역에서 이러한 수소 분자의 흡수선과 방출선을 관측할 수 있다면, 수소 분자가 대부분을 이루는 성간운의 물리적 특성과 구조를 알 수 있게 된다. 본 연구에서는 원자외선 영역에서의 성간 물질 관측 연구의 일환으로 ORFEUS 위성으로 관측한 수소 분자의 흡수선 스펙트럼을 분석하였다. 우리 은하 내에 있는 53개, 마젤란 성운에 있는 3개의 고온의 젊은 별을 관측함으로써 그 사이에 존재하는 성간운의 수소 분자의 양과 역학적 온도를 구하였다. 그 결과를 보면 성간운이 대개 $10^{15}$ ~ $10^{21}$ $cm^{-2}$ 사이의 수소 분자를 가지며, 그 온도는 21 K에서 232 K까지 평균값으로는 89 K를 가짐을 알 수 있었다. 이러한 결과는 Savage et al. (1977)이 Copernicus로 관측한 결과와 유사한 것이다. 은하 평면에서의 높이에 따라 수소 분자의 기둥 밀도를 비교해본 결과, 평면 별들(disk stars)의 관측에서 구한 수소 분자의 양이 헤일로 별들(halo stars)에서 구한 양보다 일반적으로 큼을 알 수 있었다. 이는 은하 평면 쪽이 헤일로 쪽보다 더 많고 두꺼운 성간운을 갖는다는 것을 의미한다. 수소 분자의 총 기둥 밀도에 따른 역학적 온도를 그린 결과, 수소 분자가 많아질수록, 즉 성간운이 두꺼워질수록 역학적 온도가 내려감을 알 수 있었다. 본 연구에서는 Carina 성운에 대한 심층 분석을 하여 별이 탄생하는 지역에서의 고온의 젊은 별에 의한 성간 분자운의 특성에 대해 살펴보았다. Carina 성운에 있는 O형 별, HD 93129a, HD 93250, 그리고 HD 303308의 스펙트럼을 분석하여 Carina 성운에 있는 분자운의 수소 분자의 양, 역학적 온도, 그리고 분자운 표면에서의 원자외선의 빛의 세기 등을 구하였다. 그 결과, 수소 분자의 양은 세 별의 방향으로 약 $10^{20}$ $cm^{-2}$ 정도로 비슷한 값이 나왔고, 역학적 온도는 최대 827 K의 값을 가져 주변의 환경이 매우 활동적이라는 사실을 알 수 있었다. 세 별 방향으로의 분자운 표면에서의 원자외선의 세기가 Carina 성운의 중심 별 $\eta$ Car의 거리에 역 상관 관계가 있음을 발견하여, 실제 거리를 구하여본 결과, $\eta$ Car로부터 HD 303308, HD 93250, HD 93129a의 거리가 각각 1.2 pc, 3.1 pc, 8.2 pc이 됨을 구할 수 있었다. 이는 천구 상의 각도로 유추할 수 있는 거리와 매우 일치하는 것이다. 한편, Carina 성운에 대한 CO 관측의 결과로부터 CO-to-H$_2$ conversion factor를 구하였다. 그 결과는 약 2 x $10^{18}$ $cm^{-2}$ /K km $s^{-1}$ 정도로써 일반적으로 고려되는 값보다 매우 작음을 알 수 있다. 성간운이 거의 수소 분자로 이루어져 있지만, 수소 분자가 주로 흡수선으로만 관측되기에 성간운의 전체적인 크기나 질량을 구하기 위해서는 방출선의 관측이 필요하다. CO 분자는 수소 분자 다음으로 성간운에 많이 존재하며 전파 영역에서 방출선을 내기 때문에 성간 분자운을 연구하는데 많이 관측된다. 한편, 분자운의 정확한 질량을 구하기 위해서는 CO 분자와 $H_2$ 분자 사이의 정확한 변환 계수, 즉 conversion factor가 주어져야 한다. 지금까지 conversion factor에 대한 많은 관측적, 이론적 측정이 이루어졌지만 아직 예외적 요소가 많은 상황이다. 특히 CO 분자와 $H_2$ 분자를 간접적으로 측정하여 그 신빙성이 많이 떨어졌다고 볼 수 있다. 본 연구에서는 CO 분자의 흡수선을 원자외선 영역에서 처음으로 관측하여 CO 분자와 $H_2$ 분자와의 관계, 그리고 CO 분자의 흡수선과 방출선과의 관계를 직접적으로 구하였다. Orion B 거대 분자운에 있는 HD 37903이란 별의 스펙트럼에서 CO 흡수선을 관측하여 그 양을 구하였다. 함께 유도된 수소 분자의 양과 비교하였더니 conversion factor가 대략 [CO]/[H$_2$] = 2 x $10^{-4}$ 정도로 유도되었다. 한편, HD 37903 방향으로 전파 관측을 또한 수행하여 CO의 방출선과 흡수선을 동시에 비교해 보았다. 그 결과, CO의 방출선의 세기 W(CO)는 포화되어 있어, CO의 동위 분자의 방출선 $W(^{13}$CO)의 방출선을 수소 분자와 비교해야 함을 알 수 있었다. 인공위성연구센터에서 개발되어 2002년 발사 예정인 과학위성 1호(KAISTSAT-4)에는 원자외선 분광기(FIMS)가 탑재되어 천체 관측 및 지구 자기권 관측을 수행할 예정이다. FIMS는 원자외선 영역에서 넓은 시야의 관측을 수행함으로써 성간 플라즈마의 모델에 대한 검증, 초신성 잔해의 연구, 수소 분자의 형광 방출 연구 등을 할 수 있다.
The interstellar space is not empty but is filled with gases(such as molecular and atomic hydrogen), dust, and the grains of various species. These interstellar materials are the active ingredients of the Milky Way in that they exchange energy and matter with stars. For example, the main-sequence st...
The interstellar space is not empty but is filled with gases(such as molecular and atomic hydrogen), dust, and the grains of various species. These interstellar materials are the active ingredients of the Milky Way in that they exchange energy and matter with stars. For example, the main-sequence stars, spending most of their life time in this stage, radiate intense ultraviolet photons that excite, ionize, and dissociate the gases and molecules in the interstellar medium. As the main-sequence stars come to the end of their life at the last stage of evolution, these stars return their matter and energy to the interstellar medium by supernova explosion or forming planetery nebulae. Meanwhile, the gases inside the interstellar molecular cloud are condensed due to the self-gravity to become an egg for proto-stars. Hence, the interstellar medium is a kind of mother earth of the universe, from which the stars are born and to which they go back when they die. Interstellar medium can take various forms according to their physical states: H {\scriptsize II} region where atomic hydrogen is ionized by strong radiation from the ambient hot young O, B stars ($T$ = $10^4$ K, $n$ = $5\times10^{-3}$ $cm^{-3}$); H {\scriptsize I}/low temperature, low density neutral hydrogen cloud ($T$ = 100 K, $n$ = 50 $cm^{-3}$); molecular cloud composed of mostly molecular hydrogens ($T$ = 10 K, $n$ = $10^3$ $cm^{-3}$); interclouds medium with relatively hot neutral hydrogen ($T$ = 5000--10000 K, $n$ = 0.3 $cm^{-3}$); and very hot and diffuse coronal gas region ($T$ = 10$^6$ K, $n$ $<$ $10^{-2}$ $cm^{-3}$). Among these various structures of the interstellar medium, molecular clouds are one of the extensively studied objects since they are believed to be the place where stars are born. While atomic hydrogen is easily detectable through its 21 cm radio emission, molecular hydrogen, which composes most of the molecular clouds, is difficult to observe in general, because of its spectroscopic characteristics. Molecular hydrogen emits only flourescent lines in the FUV and IR region, while its ro-vibrational absorption lines can only be observed in the FUV region when there exists a hot background star along the line of sight. Hence, we have only a small amount of observations accomplished in the FUV region, compared to the ground-based visual or radio observations and even compared to the space observations in the X-ray or IR band. In this study, we analyze the spectra of 56 hot young stars in the Milky Way and the Magellanic Clouds observed by ORFEUS to obtain the column density of each rotational level of $H_2$ and the kinetic temperature of molecular clouds toward these stars. The result shows that most of these molecular clouds have $H_2$ total column densities between $10^{15}$ $cm^{-2}$ and $10^{21}$ $cm^{-2}$, and kinetic temperatures from 21 K to 232 K, with average of 89 K, consistent with the result of $Copernicus$ (Savage et al. 1977). It is also seen that disk stars (z $<$ 500 pc) have higher $H_2$ column densities than halo stars, which implies that molecular hydrogen is more or less concentrated in the disk in our Galaxy. The kinetic temperature of the clouds tends to decrease as the $H_2$ total column density increases. We also perform the correlation study for the $H_2$ column density $N$($H_2$) and other physical parameters, such as the column density of neutral hydrogen $N$(H {\scriptsize I}), color excess $E$(B-V), and the fraction of molecular hydrogen $f$ = 2$N$($H_2$) / $N$(H). The results are in good agreement with those of $Copernicus$ (Savage et al. 1977), in spite that the target stars of $Copernicus$ observations are mainly the disk stars near the Sun while ORFEUS observations include distant stars, even in the Magellanic Clouds. We investigate the derived parameters in relation with the distance and height from the galactic disk. In addition, we analyze in detail the three O-type stars in the Carina Nebula, HD 93129a, HD 93250, and HD 303308, located in the giant molecular cloud. The derived $H_2$ column densities and kinetic temperatures reveal the hot environment of the molecular clouds in the nebula. The radiation intensity in the FUV wavelength at the surface of the molecular cloud toward each star turns out to be correlated with an inverse-square law with the distance from $\eta$ Car, the central star in the nebula, which makes it possible to derive the actual distance between the molecular clouds and $\eta$ Car. The result agrees well with the actual angular distance of three stars from $\eta$ Car. We also derive the CO-to-$H_2$ conversion factor of the molecular clouds in the Carina Nebula using the cited results of CO radio observation. It is generally believed that CO is a good tracer for $H_2$ since CO is most abundant in the molecular cloud next to $H_2$ molecule and emits in millimeter wavelength. It is necessary to observe emission lines to understand the general morphology of the molecular clouds. Although $H_2$ composes most of the cloud, it does not emit in the cold state. Hence, CO is used as a tracer for $H_2$ but in this case, it is important to know the precise CO-to-$H_2$ conversion factor to derive the total mass of molecular cloud. Though there have been many observational and theoretical studies regarding the conversion factor, the results are full of ambiguities and they are different case by case. We analyze the CO absorption line in the spectrum of HD 37903 in the southern part of Orion B GMC, instead of the conventional radio emission, to obtain the direct conversion factor of the molecular cloud. The result gives [CO]/[$H_2$] = $2.2\times10^{-4}$. We discuss the result in comparison with the observation of CO radio emission. Finally, future FUV mission on the KAISTSAT-4 is briefly mentioned. The first Korean scientific micro-satellite, KAISTSAT-4, is planned for launch in 2002 with the main payload Far-ultarviolet IMaging Spectrograph(FIMS) to perform interstellar observations. FIMS is specialized with a wide field of view and medium spectral resolution in the FUV region to study interstellar diffuse plasma, such as coronal gases, supernova remnants, fluorescent emission lines from $H_2$ molecules, etc. Evolution models of hot interstellar plasma will also be tested with the results of FIMS sky survey.
The interstellar space is not empty but is filled with gases(such as molecular and atomic hydrogen), dust, and the grains of various species. These interstellar materials are the active ingredients of the Milky Way in that they exchange energy and matter with stars. For example, the main-sequence stars, spending most of their life time in this stage, radiate intense ultraviolet photons that excite, ionize, and dissociate the gases and molecules in the interstellar medium. As the main-sequence stars come to the end of their life at the last stage of evolution, these stars return their matter and energy to the interstellar medium by supernova explosion or forming planetery nebulae. Meanwhile, the gases inside the interstellar molecular cloud are condensed due to the self-gravity to become an egg for proto-stars. Hence, the interstellar medium is a kind of mother earth of the universe, from which the stars are born and to which they go back when they die. Interstellar medium can take various forms according to their physical states: H {\scriptsize II} region where atomic hydrogen is ionized by strong radiation from the ambient hot young O, B stars ($T$ = $10^4$ K, $n$ = $5\times10^{-3}$ $cm^{-3}$); H {\scriptsize I}/low temperature, low density neutral hydrogen cloud ($T$ = 100 K, $n$ = 50 $cm^{-3}$); molecular cloud composed of mostly molecular hydrogens ($T$ = 10 K, $n$ = $10^3$ $cm^{-3}$); interclouds medium with relatively hot neutral hydrogen ($T$ = 5000--10000 K, $n$ = 0.3 $cm^{-3}$); and very hot and diffuse coronal gas region ($T$ = 10$^6$ K, $n$ $<$ $10^{-2}$ $cm^{-3}$). Among these various structures of the interstellar medium, molecular clouds are one of the extensively studied objects since they are believed to be the place where stars are born. While atomic hydrogen is easily detectable through its 21 cm radio emission, molecular hydrogen, which composes most of the molecular clouds, is difficult to observe in general, because of its spectroscopic characteristics. Molecular hydrogen emits only flourescent lines in the FUV and IR region, while its ro-vibrational absorption lines can only be observed in the FUV region when there exists a hot background star along the line of sight. Hence, we have only a small amount of observations accomplished in the FUV region, compared to the ground-based visual or radio observations and even compared to the space observations in the X-ray or IR band. In this study, we analyze the spectra of 56 hot young stars in the Milky Way and the Magellanic Clouds observed by ORFEUS to obtain the column density of each rotational level of $H_2$ and the kinetic temperature of molecular clouds toward these stars. The result shows that most of these molecular clouds have $H_2$ total column densities between $10^{15}$ $cm^{-2}$ and $10^{21}$ $cm^{-2}$, and kinetic temperatures from 21 K to 232 K, with average of 89 K, consistent with the result of $Copernicus$ (Savage et al. 1977). It is also seen that disk stars (z $<$ 500 pc) have higher $H_2$ column densities than halo stars, which implies that molecular hydrogen is more or less concentrated in the disk in our Galaxy. The kinetic temperature of the clouds tends to decrease as the $H_2$ total column density increases. We also perform the correlation study for the $H_2$ column density $N$($H_2$) and other physical parameters, such as the column density of neutral hydrogen $N$(H {\scriptsize I}), color excess $E$(B-V), and the fraction of molecular hydrogen $f$ = 2$N$($H_2$) / $N$(H). The results are in good agreement with those of $Copernicus$ (Savage et al. 1977), in spite that the target stars of $Copernicus$ observations are mainly the disk stars near the Sun while ORFEUS observations include distant stars, even in the Magellanic Clouds. We investigate the derived parameters in relation with the distance and height from the galactic disk. In addition, we analyze in detail the three O-type stars in the Carina Nebula, HD 93129a, HD 93250, and HD 303308, located in the giant molecular cloud. The derived $H_2$ column densities and kinetic temperatures reveal the hot environment of the molecular clouds in the nebula. The radiation intensity in the FUV wavelength at the surface of the molecular cloud toward each star turns out to be correlated with an inverse-square law with the distance from $\eta$ Car, the central star in the nebula, which makes it possible to derive the actual distance between the molecular clouds and $\eta$ Car. The result agrees well with the actual angular distance of three stars from $\eta$ Car. We also derive the CO-to-$H_2$ conversion factor of the molecular clouds in the Carina Nebula using the cited results of CO radio observation. It is generally believed that CO is a good tracer for $H_2$ since CO is most abundant in the molecular cloud next to $H_2$ molecule and emits in millimeter wavelength. It is necessary to observe emission lines to understand the general morphology of the molecular clouds. Although $H_2$ composes most of the cloud, it does not emit in the cold state. Hence, CO is used as a tracer for $H_2$ but in this case, it is important to know the precise CO-to-$H_2$ conversion factor to derive the total mass of molecular cloud. Though there have been many observational and theoretical studies regarding the conversion factor, the results are full of ambiguities and they are different case by case. We analyze the CO absorption line in the spectrum of HD 37903 in the southern part of Orion B GMC, instead of the conventional radio emission, to obtain the direct conversion factor of the molecular cloud. The result gives [CO]/[$H_2$] = $2.2\times10^{-4}$. We discuss the result in comparison with the observation of CO radio emission. Finally, future FUV mission on the KAISTSAT-4 is briefly mentioned. The first Korean scientific micro-satellite, KAISTSAT-4, is planned for launch in 2002 with the main payload Far-ultarviolet IMaging Spectrograph(FIMS) to perform interstellar observations. FIMS is specialized with a wide field of view and medium spectral resolution in the FUV region to study interstellar diffuse plasma, such as coronal gases, supernova remnants, fluorescent emission lines from $H_2$ molecules, etc. Evolution models of hot interstellar plasma will also be tested with the results of FIMS sky survey.
주제어
#molecular cloud interstellar medium far ultraviolet 성간운 원자외선 수소분자
학위논문 정보
저자
이대희
학위수여기관
한국과학기술원
학위구분
국내박사
학과
물리학과
지도교수
민경욱,Min, Kyoung-Wook
발행연도
2001
총페이지
v, 123 p.
키워드
molecular cloud interstellar medium far ultraviolet 성간운 원자외선 수소분자
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