Observations	   of	  various	  atoms	   and	  molecules from	   the	  Antarctic
Shuro	  Takano	  (College	  of	  Engineering,	  Nihon	  Univ.)

http://www.px.tsukuba.ac.jp/~nakai/
astroobs/antarctica.html

1

Contents• Characteristics	   of	  the	  Terahertz	  region	  – For	  atoms	  and	  molecules– Observable	  species	  and	  their	  nature• Interesting	   science	  cases– Our	  Galactic	  sources– Nearby	  galaxies• Summary	  •Not	  familiar	  frequency	  region
Only	  laboratory	  spectroscopy:	  ND•Many	  Herschel	  papers!
But	  further	  study	  will	  be	  necessary2Characteristics	  of	  the	  Terahertz	  region• Of	  course,	   higher	  energy	  than	  submm/mm
Ø 1	  GHz	  è 4.79	  x	  10-­‐2 K• 500	  GHz	  à 24	  K• 1000	  GHz	  à 48	  K• 1500	  GHz	  à 72	  K• Rotational	  energy	  levels	  have	  much	  higher	  energies	  (energy	  difference	  ≈	  THz)
• e.g.,	  CO	  J=	  13-­‐12	  (1497	  GHz)	  à 503	  K	  (Eupper)	  èPhotons	   come	  from	  relatively	  high-­‐temperature	  clouds
3Characteristics	  of	  the	  Terahertz	  region• Atomic	  and	  molecular	  lines	  in	  the	  THz	  region– High-­‐excitation	  lines	  • Even	  for	  CO• Heavy	  organic	  molecules:	  Should	  be	  relatively	  weak

– Light	  molecules (àsmall	  moment	  of	  inertia):
1
B( rotational constant ) ∝I ( moment of inertia )H2D+,	  HD2+,	  CH,	  CH+,	  NH,	  OH,	  OH+,	  H2O,	  H2O+,	  NH3,,,	  – Atomic	  (fine	  structure)	  lines	  :	  C,	  N+, O, …

4

Typical	   spectral	  lines	   in	  the	  THz	  region	  • Hydrogen	  related– H	  (recombination),	  H2D+,	  HD2+

• Carbon	  related– C,	  C+,	  CH,	  CH+,	  CH2,	  …

• Nitrogen	  related– N+,	  NH,	  NH2,	  NH3,	  …

• Oxygen	  related– O,	  OH,	  OH+,	  H2O,	  H2O+ ,	  …
5

Typical	   spectral	  lines	   in	  the	  THz	  region	  • Hydrogen	  relatedE(upper)– H	  (recombination) many
– H2D+ 372.42138	  GHz,	  	  	  1(	  1,	  0)-­‐ 1(	  1,	  1),	  104.2	  K (CDMS)
1370.08488 GHz,	  1(	  0,	  1)-­‐ 0(	  0,	  0),	  65.8	  K– HD2+

691.66048	  GHz,	  	  	  1(	  1,	  0)-­‐ 1(	  0,	  1),	  83.4	  K (CDMS)
1370.05160 GHz,	  2(	  2,	  0)-­‐ 2(	  1,	  1),	  261 K
1476.60571	  GHz,	  1(	  1,	  1)-­‐ 0(	  0,	  0),	  70.9	  K

300000 ⎞⎛⎜ µm =⎟GHz ⎠
⎝
6

Typical	   spectral	  lines	   in	  the	  THz	  region	  • Carbon	  related–C– C+492.16065	  GHz,	   3P1 -­‐ 3P0,	   23.6	  K (CDMS)	  809.34197	  GHz,	   3P2 -­‐ 3P1,	   62.5	  K
1900.53690	  GHz,	   2P3/2 -­‐ 2P1/2,	  91.2	  K (CDMS)(158	  µm)

– CH 536.76115	  GHz	  etc.,	   N=	  1,	  J=3/2-­‐1/2,	  F=	  2-­‐-­‐ 1+,	  25.8	  K
1470.73960	  GHz	  etc.,	   N=	  2,	  J=3/2-­‐3/2,	  F=	  2+-­‐ 2-­‐,	  96.3	  K(CDMS)– CH+ 835.13750	  GHz,	   1-­‐ 0,	  40.1	  K (CDMS)
1669.28129	  GHz,	  	   2-­‐ 1,	  120	  K

7

Typical	   spectral	  lines	   in	  the	  THz	  region	  • Carbon	  related– CH2 444.82569	  GHz	  etc.,	  2(	  1,	  2)-­‐ 3(	  0,	  3),	  J=	  3-­‐ 4,	  F=	  3-­‐ 4,	  156	  K581.27527	  GHz	  etc.,	  	  5(	  0,	  5)-­‐ 4(	  1,	  4),	  J=	  4-­‐ 4,	  F=	  4-­‐ 4,	  	  336	  K
945.83935 GHz	  etc.,	  1(	  1,	  1)-­‐ 2(	  0,	  2),	  J=	  2-­‐ 3,	  F=	  3-­‐ 4,	  	  113	  K(CDMS)	  8

Typical	   spectral	  lines	   in	  the	  THz	  region	  • Nitrogen	  related– N No	  lines	  (4S)
– N+	  	   1461.13141	  GHz, 3P1-­‐3P0 (205	  µm)(SLAIM)	  2459.38010	  GHz,	   3P2-­‐3P1– NH	   946.47582 GHz	  etc.,	  N=	  1-­‐ 0,	  J=	  0-­‐ 1,	  45.4	  K (JPL)
974.47861	  GHz	  etc.,	  N=	  1-­‐ 0,	  J=	  2-­‐ 1,	  46.8	  K999.97339	  GHz	  etc.,	  N=	  1-­‐ 0,	  J=	  1-­‐ 1,	  48.0	  K– NH2	  	  many	  lines– NH3 572.49816	  GHz,	   1(	  0)0s-­‐ 0(	  0)0a,	  27.5	  K (pure	  rotation)
1168.45239	  GHz,	   2(	  1)0s-­‐ 1(	  1)0a,	  79.3	  K (JPL)9

Typical	   spectral	  lines	   in	  the	  THz	  region	  • Oxygen	  related– O 2060.06800	  GHz,	   3P0-­‐3P1,	  326	  K (JPL) (145	  µm)
– O+ No	  lines	  (4S)– OH 1837.8168	  GHz	  etc.,	  J=3/2-­‐1/2,	  Ω=1/2,F=	  2+-­‐ 1-­‐,	  270	  K (JPL)– OH+ 909.15880	  GHz,	  N=	  1-­‐ 0,	  J=	  0-­‐ 1,	  F=1/2-­‐3/2,	  43.6	  K
971.80530	  GHz,	  N=	  1-­‐ 0,	  J=	  2-­‐ 1,	  F=3/2-­‐1/2,	  46.6	  K
1032.9979	  GHz,	  N=	  1-­‐ 0,	  J=	  1-­‐ 1,	  F=1/2-­‐1/2,	  49.6	  K	  (CDMS)	  10Typical	   spectral	  lines	   in	  the	  THz	  region	  • Oxygen	  related– H2O– H2O+– H3O+many	  lines	  (JPL)
many	  lines	  (CDMS)
307.19241	  GHz,	  1(	  1)-­‐ 2(	  1),	  0-­‐ -­‐ 0+, 79.5	  K (JPL)
364.79743	  GHz,	  3(	  2)-­‐ 2(	  2),	  0+ -­‐ 0-­‐,	  140	  K
388.45864	  GHz,	  3(	  1)-­‐ 2(	  1),	  0+ -­‐ 0-­‐, 162	  K
396.27241	  GHz,	  3(	  0)-­‐ 2(	  0),	  0+ -­‐ 0-­‐, 169	  K
984.71191	  GHz,	  0(	  0)-­‐ 1(	  0),	  0-­‐ -­‐ 0+,	  54.6	  K
1031.29374	  GHz,	  4(-­‐3)-­‐ 3(	  3),	  0+ -­‐ 0-­‐,	  232	  K
1069.82663	  GHz,	  4(	  2)-­‐ 3(	  2),	  0+ -­‐ 0-­‐,	  269	  K
1092.52314	  GHz,	  4(	  1)-­‐ 3(	  1),	  0+ -­‐ 0-­‐, 291	  K11

Known	  observational	  data
• Lot	  of	  Herschel	  data:	  Very	  helpful– 3.5	  m	  diameter– SPIRE	  FTS
• 0.04	  cm-­‐1 resolution	  (~1.2	  GHz)	  – HIFI	  (heterodyne)• IF	  	  4	  GHz	  width• 140	  kHz-­‐1.1	  MHz	  resolution	  12

Orion  KL  seen  by  Herschel:High  freq.  resolution  with  HIFI
Crockett	  et	  al.	  ApJ,	  787,	  112	  (2014)• 480-­‐ 1907	  GHz• 1.1	  MHz	  resolution• 39	  molecules	  (79	  isotopologues)

13Orion  KL  seen  by  Herschel:High  freq.  resolution  with  HIFI
480-­‐561	  GHz

555-­‐637	  GHz

626-­‐726	  GHz14

Crockett	  et	   al.	  ApJ,	  787,	  112	  (2014)

Orion  KL  seen  by  Herschel:High  freq.  resolution  with  HIFI
1227-­‐1280	  GHz

1426-­‐1535	  GHz

Not	  only	  light	  molecules,	  but	  also	  heavy	  molecules	  (weak	  lines)!

1573-­‐1703	  GHz15Crockett	  et	   al.	  ApJ,	  787,	  112	  (2014)

Orion  KL  seen  by  Herschel:High  spatial  resolution  with  HIFI
• Predicted	  number	  of	  lines	  with	  peak	  emission	  >0.1	  K– LTE,	  T	  =	  150	  K– Column	  density	  by	  Comito et	  al.	  
(2005)– Δv =	  5	  km/sèLarger	  molecules	  show	  significant	  decreaseèBut	  still	  lot	  of	  lines!

450	  GHz

Crockett	  et	  al.	  A&A	  521,	  L21	  (2010) 16

External	  galaxies

Herschel  SPIRE  FTS:  Mrk 231• van	  der	  Werf	  et	  al.	  
(2010)

450	  GHz

– About	  450	  -­‐ 1500	  GHz
– Beam	  17-­‐42” (1”	  =	  0.856	  kpc)-­‐1– 0.04	  cm resolution– 25	  lines	  including	  6	  molecular	  species	  (high	  excitation	  CO,	  H2O+,	  OH+,	  etc.)– H2O+,	  OH+ :	  1/2-­‐1/3	  of	  CO	  intensities!!	  ßXDR	  (X-­‐ray	  dominated	  region)

1500	  GHz

17

Herschel  SPIRE  FTS:  Arp  220
• Rangwara	  et	  al.	  (2011)

450	  GHz

1500	  GHz– About	  450	  -­‐ 1500	  GHz
– Beam	  17-­‐40”– 1.44	  GHz	  resolution– H2O, H2O+,	  OH+ :	  Strong	  P	  cygni profile	  	  à outflow“Evidence	  for	  AGN”	  (XDR)
18

Herschel  SPIRE  FTS:  M  82  (starburst)• Kamenezky	  et	  al.	  (2012)– About	  450	  -­‐ 1500	  GHz– Beam	  19-­‐43”– 1.19	  GHz	  resolution– H2O, H2O+,	  OH+ :	  • Mainly	  weak	  absorption• PDR	  +	  cosmic	  ray	  450	  GHz1500	  GHz 19

Science  cases  in  the  THz  region  • Basic	   processes	  of	   C,	  N,	  O	  reactions• Deuterium concentration	   processes• CH,	  OH+,	   H2O+:	  XDR	   (X-­‐ray	  dominated	  region)	  tracers?
• CH+ and	  shock• Atoms– C	   	  (Seta-­‐san’s	  talk)– Red-­‐shifted	   C+ line
– N+– Red-­‐shifted	   O	  line
20Basic	   gas-­‐phase	   processes	  of	  C,	  N,	   O	  reactions
Carbon	  network (Red	  species	  à THz	  lines)
C+ +	   H2 -­‐-­‐-­‐-­‐> CH+ +	   H	  (endothermic	   4640	  K)-­‐-­‐-­‐-­‐>	   CH2+ (radiative	  association)
CH+ +	   H2 à CH2+ +	  H
CH+ +	   e-­‐ à C +	  H
CH2+ +	   H2 à CH3+ +	   HCH2+ +	   e-­‐ à CH +	  H
CH3+ +	   H2 -­‐-­‐-­‐-­‐> CH5+ (radiative	  association)
CH3+ +	   e-­‐ à CH2 +	   HCH5+ +	   e-­‐ à CH4 (methane)	  +	   Hà CH3 +	   H2CH4 can	  also	  be	  produced	  on	  grain.
21Basic	   gas-­‐phase	   processes	  of	  C,	  N,	   O	  reactions
Nitrogen	  network (Red	  species	  à THz	  lines)

N+ +	  H2 -­‐-­‐-­‐-­‐> NH+ +	   H	  (endothermic	  209	  K,	  e.g.,	  Marquette	  et	  al.	  1988)

NH3+ +	  H2 à NH4+ +	  H
NH3+ +	  e-­‐ à NH2 +	  H
à NH +	  H2NH+ +	  H2 à NH2+ +	  H
NH+ +	  e-­‐ à N	  +	  H

NH4+ +	  e-­‐ à NH3 (ammonia)	  +	  H
à NH2 +	  H2à NH +	  H2 +HNH2+ +	  H2 à NH3+ +	  H
NH2+ +	  e-­‐ à NH +	  H	  à N	  +H2

NH3 is	  mainly	  produced	  on	  grain	  (e.g.,	  Herbst et	  al.	  1987,	  Hidaka	  et	  al.	  2011)22

Basic	   gas-­‐phase	   processes	  of	  C,	  N,	   O	  reactions
Oxygen	  network (Red	  species	  à THz	  lines)
O+ +	  H2 à OH+ +	  H

OH+ +	  H2 à H2O+ +	  H Observations	  of	  these	  red	  species:+,	  H O+)	  +(New	  species	  OH2OH +	  e-­‐ à O +	  H
àSupply	  basic	  information
àBut,	  how	  to	  estimate	  excitation	  ++H2O +	  H2 à H3O +	  H
temperature?
+H2O +	  e-­‐ à OH +	  H àComparison	  with	  models	  with	  PDR,	  à O +	  H2 XDR,	  cosmic	  ray,	  is	  ...also	  produced	  on	  grain	  Water	  H3O+ +	  e-­‐ à H2O	  (water)	  +	  H(e.g.,	  Ioppolo et	  al.	  2010)	  23Processes	   of	  deuterium	   concentration
H2 +	   H2+ à H3+ +	   HHD	   +	  H3+	   à H2D+ +	  H2 (230	  K	  exothermic)
HD	   +	  H2D+	   à HD2+ +	   H2 (180	  K	  exothermic)(Vastel et	  al.	  2004)è D	   is	  introduced	   to	  molecules	  via	  H2D+ and	   HD2+.
• Free	   from	   depletion• But	   again,	  difficult	  to	   know	   rotational	  temperature24Tracers	  of	  AGN	   (Active	  Galactic	  Nucleus)	  (or	  X-­‐ray	  dominated	  region,	  XDR)?
• HCN/HCO+ (NMA:	  Kohno	   et	  al.	  2001)	  • OH+,	  H2O+	  (Herschel)– Mrk 231	  (van	  der Verf et	  al.	  2010)
1/2-­‐1/3	  of	  CO	  intensities!!	  ßVery	  strongà XDR	  (X-­‐ray	  dominated	  region)– Arp	  220	  (Rangwala et	  al.	  2011)
Large	  column	  density
à “Evidence	  for	  an	  AGN”
25

Tracers	  of	  AGN	   (Active	  Galactic	  Nucleus)	  (or	  X-­‐ray	  dominated	  region,	  XDR)?
• CH/CO	  (Herschel:	  Rangwala et	  al.	  2014)
GalaxyCentralnatureCH/CO	  (abundance	  ratio)

Arp	  220
NGC	  1068

With	  AGN? 4.5	  x	  10-­‐5AGN

1	  x	  10-­‐4NGC	  253M	  82

Starburst
Starburst

2	  x	  10-­‐5
2	  x	  10-­‐5Updated	   XDR	  model	   of	  Malony et	   al.	  (1996)à The	   results	  of	   NGC	   1068	  can	   be	   explained	   by	   an	  XDR.	  
26

Summary• THz	   region– Relatively	  high	   energy	   phenomena– World	   of	   mainly	   atoms	  and	   light	   molecules• Still	   lot	   of	   large	  organic	   molecular	  lines	   (our	   Galaxy)• But	  still	  new	   species	   expected	  (e.g.,	  OH+ and	   H2O+,	  	   ...)• Science	   cases– Basic	   chemical	   network– Deuterium	  concentration– Tracers	  of	   AGN	  (XDR)– Tracers	  of	   shocks– Atomic	   diffuse	  phase
http://www.px.tsukuba.ac.jp/~nakai/astroobs/antarctica.html

27

Additional	  slides

28

29

http://www.px.tsukuba.ac.jp/~nakai/astroobs/pdf/transmission.pdf

Introduction:  Molecules  in  space• About	  190	  species	   in	  interstellar	   space	  and	  circumstellar envelopes	   of	  late-­‐type	  stars	  • About	  ~60	  species	  in	  external	  galaxies!	  

(CDMS:	  Univ.	  Cologne)“Detection	  of	  extragalactic	  argonium,	  ArH+,	  toward	  PKS	  1830−211”	  (with	  ALMA	  cycle	  2)	  Müller et	  al.	  A&A	  582,	  L4	  (2015)30

CH+:	  Tracer	  of	  strong	   shock?
C+ +	   H2 à CH+ +	   H	  (endothermic	   4640	  K,	  e.g.,	  Rangwala et	   al.	  2014)
But	   the	   abundance	  is	  large– C-­‐shocks?
– Turbulence– H2 vibrationally excited?
(e.g.,	  Falgarone et	  al.	   2010)31