FUSE(Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer)를 이용해 7개의 초기형 별 방향에 존재하는 CO 흡수선을 관측했다. BEFS(Berkeley Extreme and Far-ultraviolet Spectrometer)로 관측한 54개의 초기형 별들 중에서 이번 논문에서는 시선방향으로 1개의 성간운만 존재하는 7개의 별(HD 37903, HD 97991, HD 149881, HD 156110, HD 164794, HD 214080, HD 219188)들을 선택해서 분석했다. CO 분자의 분석을 위해 자외선 영역에서 수소분자의 흡수선에 의해 가려지지 않는 E-X(0-0)($1076{\AA}$) 흡수선이 있는지 확인했으며 그 결과 3개의 별 방향에 존재하는 성간운에 대해서 CO 흡수선이 있는 것을 발견했다. 그 흡수선의 분석을 통해 성간운에 존재하는 CO의 기둥밀도를 구했고, 이번 논문에서의 결과와 이전에 구했던 수소분자의 기둥밀도로부터 CO분자와 수소분자 사이의 비율(CO to $H_2$ ratio)을 계산할 수 있었다.
FUSE(Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer)를 이용해 7개의 초기형 별 방향에 존재하는 CO 흡수선을 관측했다. BEFS(Berkeley Extreme and Far-ultraviolet Spectrometer)로 관측한 54개의 초기형 별들 중에서 이번 논문에서는 시선방향으로 1개의 성간운만 존재하는 7개의 별(HD 37903, HD 97991, HD 149881, HD 156110, HD 164794, HD 214080, HD 219188)들을 선택해서 분석했다. CO 분자의 분석을 위해 자외선 영역에서 수소분자의 흡수선에 의해 가려지지 않는 E-X(0-0)($1076{\AA}$) 흡수선이 있는지 확인했으며 그 결과 3개의 별 방향에 존재하는 성간운에 대해서 CO 흡수선이 있는 것을 발견했다. 그 흡수선의 분석을 통해 성간운에 존재하는 CO의 기둥밀도를 구했고, 이번 논문에서의 결과와 이전에 구했던 수소분자의 기둥밀도로부터 CO분자와 수소분자 사이의 비율(CO to $H_2$ ratio)을 계산할 수 있었다.
We present measurements of interstellar CO absorption lines in the spectra of 7 early-type stars that were observed with the FUSE(Far Ultraviolet Spectroscopic Explore.) Among 54 early-type target stars in the Galactic disk and halo observed with the BBFS(Berkeley Extreme and Far-ultraviolet Spectro...
We present measurements of interstellar CO absorption lines in the spectra of 7 early-type stars that were observed with the FUSE(Far Ultraviolet Spectroscopic Explore.) Among 54 early-type target stars in the Galactic disk and halo observed with the BBFS(Berkeley Extreme and Far-ultraviolet Spectrometer), we choose 7 program stars (HD 37903, HD 97991, HD 149881, HD 156110, HD 164794, HD 214080 and HD 219188) which have only a single velocity component in the high-resolution optical measurements, in order to avoid line blending. To analyze the CO molecule, we select the E-X (0-0) band at $1076{\AA}$, which has a large oscillate. strength and is not blended with other interstellar absorption lines. We detect the CO absorption lines in three (HD 37903, HD 164794, and HD 214080) out of seven targets, and derive CO column densities for those targets. We also estimated the CO to $H_2$ ratios toward the three stars, based on the previously estimated $H_2$ column densities.
We present measurements of interstellar CO absorption lines in the spectra of 7 early-type stars that were observed with the FUSE(Far Ultraviolet Spectroscopic Explore.) Among 54 early-type target stars in the Galactic disk and halo observed with the BBFS(Berkeley Extreme and Far-ultraviolet Spectrometer), we choose 7 program stars (HD 37903, HD 97991, HD 149881, HD 156110, HD 164794, HD 214080 and HD 219188) which have only a single velocity component in the high-resolution optical measurements, in order to avoid line blending. To analyze the CO molecule, we select the E-X (0-0) band at $1076{\AA}$, which has a large oscillate. strength and is not blended with other interstellar absorption lines. We detect the CO absorption lines in three (HD 37903, HD 164794, and HD 214080) out of seven targets, and derive CO column densities for those targets. We also estimated the CO to $H_2$ ratios toward the three stars, based on the previously estimated $H_2$ column densities.
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문제 정의
이 논문에서는 그러한 구체적인 연구에 앞서 몇몇 성간운의 CO와 H2의 비를 직접적으로 구했으며 그 자체로 많은 의미를 가진다고 하겠다. 앞으로 보다 많은 성간운의 CO와 H2의 비율 계산을 통해 둘 사이의 상관계수를 보다 구체적으로 구해내야하며 성간운 특성의 보다 정밀한 분석을 위해 앞서 이야기한 값들 서로간의 상호관계 또한 분석할 예정이다.
이 연구에서는 밝고 젊은 7개의 별의 관측을 통해 그 시선방향에 존재하는 성간운에 대해 CO(E-X band: 1076Å) 흡수선이 있는지 분석하였다. CO 흡수선 분석을 위해 FUSE(Far Ultraviolet Spectro scopic Explorer) 위성의 archive 자료를 이용하였고, 7개의 별들에 대해 스펙트럼을 분석한 결과 그 중 3개의 별(HD37903, HD164794, HD214080)에 대해 CO 흡수선이 있는 것을 확인했다.
제안 방법
이를 위해 correlation 방법을 사용하여 흡수선의 중앙값이 일치하도록 하였다. 그 후 각각의 관측시간에 해당하는 factor를 곱하여 여러 번의 관측을 통합한 하나의 스펙트럼을 만들었고, 이로부터 CO(1076A) 흡수선 근방의 스펙트럼을 얻었다(그림 1).
0Å영역에는 CO와 수소분자의 홉수선 외에 다른 성간 흡수선들은 존재하지 않는다(van Dishoeck & Black 1988). 수소흡수선이 해당영역의 스펙트럼에 가장 많은 기여를 하기 때문에 수소흡수선을 연속스펙트럼의 기준으로 설정하였다. 그림 1에서는 대표적으로 HD37903의 스펙트럼과 CO흡수선 주변의 연속스펙트럼 설정과정을 보여준다.
CO 흡수선 분석을 위해 FUSE(Far Ultraviolet Spectro scopic Explorer) 위성의 archive 자료를 이용하였고, 7개의 별들에 대해 스펙트럼을 분석한 결과 그 중 3개의 별(HD37903, HD164794, HD214080)에 대해 CO 흡수선이 있는 것을 확인했다. 이 흡수선의 분석을 통해 CO 의 기둥밀도(column density)를 구했고 이로부터 직접적인 CO와 H2의 비(CO to H2 ratio) 값을 얻었다.
이상에서 성간운을 이루고 있는 가장 대표적인 두 가지 분자인 수소와 일산화탄소의 흡수선 분석을 통해 그 양이 얼마나 되는지를 계산했고 이를 통해 CO와 H2간의 비를 구하였다. 앞에서 언급한.
수소흡수선의 전체 연속스펙트럼중 CO흡수선 근처만을 그렸다. 표준편차도 마찬가지로 각각의 FITS 파일의 표준편차를 이용하여 총 표준편차를 계산하였고, 흡수선분석을 위해 CO(1076Å) 흡수선을 연속스펙 트럼으로 나누는 것으로 규격화 과정을 수행하였다.
대상 데이터
1977), 보다 멀리 있는 별들에 대한 관측이 ORFEUS를 통해 수행되었다(Hurwitz & Bowyer 1995). ORFEUS가 관측한 56개의 뜨겁고 젊은 O, B형별들 중에서 시선 방향으로 한 개의 성간운 성분만 존재하는 별들을 선정하였고(Walborn 1982), 선정된 별의 특성을 표 1에 요약했다. 이 별들을 선정한 이유는 이 별들의 시선방향에 한 개의 성간운만 존재하여(Walborn 1982) 몇 개의 요소로 구성된 성간운보다 분석이 쉽고, 자외선 영역에서의 해당 성간운에 대한 수소분자선의 분석 결과를 가지고 있어 이전의 연구결과와 비교가 가능하기 때문이다(Lee et al.
2000). 각 영역에 따라 관측할 수 있는 파장대역이 다르며 CO(1076Å) 흡수선의 관측을 위해 laLiF로 끝나는 FITS (Flexible Image Transport System) 파일들을 선택했다. a는 segment A 를 laLiF는 segment A 중 LiFl인 것을 의미하며, laLiF의 파장역 역은 987.
데이터처리
따라서 여러 번의 관측결과를 함께 분석하려면 하나의 관측 자료를 기준으로 다른 관측 자료들의 파장을 정밀하게 보정해주어야한다. 이를 위해 correlation 방법을 사용하여 흡수선의 중앙값이 일치하도록 하였다. 그 후 각각의 관측시간에 해당하는 factor를 곱하여 여러 번의 관측을 통합한 하나의 스펙트럼을 만들었고, 이로부터 CO(1076A) 흡수선 근방의 스펙트럼을 얻었다(그림 1).
이론/모형
최소화방법을 시도했으나, fitting 과정에서 어려움이 있었고 대신 등가 폭(equivalent width)이 기둥밀도에 비례한다는 사실을 이용하였고, 이때 비례계수는 Sonnentrucker et al.(2003)을 참고하였다.
이렇게 해서 얻은 등가폭과 CO의 기둥밀도를 정리한 것이 표 2에 나와 있다.H2의 기둥밀도는 동일한 관측천체에 대해 구해진 ORFEUS 분석 결과를 이용하였다(Lee et 시 2001). 표 2에서 W(C0) 는 CO 흡수선의 등가폭을 의미한다.
성능/효과
이 연구에서는 밝고 젊은 7개의 별의 관측을 통해 그 시선방향에 존재하는 성간운에 대해 CO(E-X band: 1076Å) 흡수선이 있는지 분석하였다. CO 흡수선 분석을 위해 FUSE(Far Ultraviolet Spectro scopic Explorer) 위성의 archive 자료를 이용하였고, 7개의 별들에 대해 스펙트럼을 분석한 결과 그 중 3개의 별(HD37903, HD164794, HD214080)에 대해 CO 흡수선이 있는 것을 확인했다. 이 흡수선의 분석을 통해 CO 의 기둥밀도(column density)를 구했고 이로부터 직접적인 CO와 H2의 비(CO to H2 ratio) 값을 얻었다.
(1980)에 의하면 일반적으로 수소분자의 기둥밀도가 1019cm-2 이상일 때 CO는 거의 예외 없이 관측된다고 했다. 이 논문에서 선정한 별의 경우 HD164794와 HD37903은 예측대로 CO흡수선이 관측되었으나, HD156110과 HD219188의 경우는 수소분자의 기둥밀도가 1019cm-2이상임에도 불구하고 CO가 관측되지 않았다. 관측한 CO나 수소분자의 기둥밀도에 영향을 주는 다른 요소로는 성간운 뒤에 놓인 별빛의 세기, 성간운의 온도, 그리고 성간운내의 먼지의 양을 대변하는 색지수 등이 있으며 이들과의 관련성도 조사를 해야 한다.
또한 일산화탄소의 경우 전파영역에서는 그 연구가 활발하였으나 자외선 영역에서는 수소분자선에 묻혀 관측이 어려웠으나 CO(1076Å) 흡수선을 통해 수소분자선과의 직접적인 비교가 가능했다. 일산화탄소의 양은 수소분자의 양에 크게 영향을 받는다는 것이 알려졌고, 이 논문에서도 수소 분자의 양이 증가하면 CO분자의 양도 증가하는 것을 확인할 수 있었다. 좀 더 정확히 이야기하면 CO의 기둥밀도는 대략적으로 수소분자의 기둥밀도의 제곱에 비례한다(Ferderman et al.
후속연구
이 논문에서는 그러한 구체적인 연구에 앞서 몇몇 성간운의 CO와 H2의 비를 직접적으로 구했으며 그 자체로 많은 의미를 가진다고 하겠다. 앞으로 보다 많은 성간운의 CO와 H2의 비율 계산을 통해 둘 사이의 상관계수를 보다 구체적으로 구해내야하며 성간운 특성의 보다 정밀한 분석을 위해 앞서 이야기한 값들 서로간의 상호관계 또한 분석할 예정이다.
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