CO-H2 변환 계수

CO 선 방출은 분자 ISM의 가장 접근하기 쉽고 널리 사용되는 추적기를 나타냅니다. 이는 관측된 CO 강도를 총 H2 가스 질량으로 변환하는 것이 우리 은하와 그 너머의 별 형성과 ISM을 이해하는 데 매우 중요함을 의미합니다. 우리는 다양한 환경에서 이 CO-H2 "변환 계수" XCO를 추정하기 위한 이론적 기초, 기술 및 결과를 검토합니다. 은하수 원반에서는 ±30%의 불확실성을 가지고 Formula: text cm −2 (K km s −1 ) −1의 변환 계수를 권장합니다. 다른 "정상 은하"에 대한 연구는 은하수와 유사한 원반의 유사한 값을 반환하지만, 더 큰 분산과 체계적인 불확실성을 가지고 있습니다. 이 은하적 변환 계수에서의 이탈은 관찰되고 예상되는 것입니다. 먼지 기반 결정, 이론적 주장 및 스케일링 관계는 모두 XCO가 금속성이 감소함에 따라 증가한다는 것을 시사하며, 모델 예측과 일치하는 방식으로 금속성이 ∼1/3–1/2 태양 이하에서 급격히 상승합니다. 스펙트럼 선 모델링 및 먼지 관찰에 기반할 때, XCO는 일부는 그렇지 않은 모든 은하의 중심 밝은 영역에서 하락하는 것으로 보이며, 종종 밝은 CO 방출 영역 및 높은 별 표면 밀도 지역과 일치합니다. 이 낮은 XCO는 여러 증거의 선들이 낮은 CO-H2 변환 계수를 가리키는 스타버스트 은하의 압도적으로 분자적인 ISM에서도 존재합니다. 높은 적색편이에서, 변환 계수에 대한 직접적인 증거는 드물며, 우리는 역학 모델링 및 다른 주장을 바탕으로 알려진 내용을 검토합니다.