We have constructed a far-ultraviolet (FUV) continuum map of the Taurus-Auriga-Perseus complex, one of the largest local associations of dark clouds, by merging the two data sets of GALEX and FIMS, which made observations at similar wavelengths. The FUV intensity varies significantly across the whole region, but the diffuse FUV continuum is dominated by dust scattering of stellar photons. A diffuse FUV background of $\sim$1000 CU is observed, part of which may be attributable to the scattered photons of foreground FUV light, located in front of the thick clouds. The fluorescent emission of molecular hydrogen constitutes $\sim$10 \% of the total FUV intensity throughout the region, generally proportional to the local continuum level. We have developed a Monte Carlo radiative transfer code and applied it to the present clouds complex to obtain the optical properties of dust grains and the geometrical structures of the clouds. The albedo and the phase function asymmetry factor were estimated to be $0.42^{+0.05}_{-0.05}$, and $0.47^{+0.11}_{-0.27}$, respectively, in accordance with theoretical estimations as well as recent observations. The distance and thickness of the four prominent clouds in this complex were estimated using a single slab model applied individually to each cloud. The results obtained were in good agreement with those from other observations in the case of the Taurus cloud, as its geometrical structure is rather simple. For other clouds, which were observed to have multiple components, the results gave distances and thicknesses encompassing all components of each cloud. The distance and thickness estimations were not crucially sensitive to the exact values of the albedo and the phase function asymmetry factor, while the locations of the bright field stars relative to the clouds as initial photon sources seem to be the most important factor in the process of fitting.
We also have constructed a far-ultraviolet (FUV) continuum map and a molecular hydrogen fluorescent map of the Ophiuchus cloud complex, one of a well-known birthplace of stars using FUV Imaging Spectrograph (FIMS). The FUV intensity varies significantly across the whole region. FUV flux is bright on Sco OB2 association where Hα emission is also bright, while FUV flux seems to be heavily absorbed by the dense cloud of rho-Ophiuchus cloud, where the dust extinction level is high. It seems that molecular hydrogen fluorescence correlates well with CO emission throughout whole region. Dust extinction also shows a relationship with molecular hydrogen fluorescence. Using the result of interstellar radiation field calculation, we found that fluorescence in this region is likely to depend more on abundance of molecular hydrogen, directly connected to dust extinction. We also found that the $H_2$ fluorescent emission for a certain PDR has a log-normal distribution. We also showed that Interstellar radiation field also can be log-normally distributed. Based on star catalog and stellar model, we calculate interstellar radiation field up to 1kpc from the Sun. At the Sun, the ISRF was $\sim$ 1.6 $G_0$ when the extinction was considered while it was $\sim$5.4 $G_0$ without the extinction effect on ISRF. We also applied this result of ISRF calculation to two kinds of studies: (1) determination of cloud distance and (2) parameter constraint in PDR simulation. As a line of research to understand spatial characteristics of molecular hydrogen fluorescence in this region, we present the result of PDR simulations using CLOUD for some individual regions that are suspected of PDRs (Photo-dissociation Regions).
성간물질 (Interstellar medium) 은 문자그대로 우주 전공간에서 별을 제외한 모든 물질들을 일컫습니다. 이 성간물질의 밀도는 균일하지 않고 지역에 따라 달리 분포합니다. 이 밀도가 상대적으로 큰 지역들이 있는데 이를 cloud 라고 합니다. 이런 높은 밀도의 cloud 들은 군집하는 경향이 있는데 cloud 들이 군집한 지역을 특히 cloud complex 라고 합니다.
본 연구는 우리은하의 cloud complex 지역을 원자외선 (Far-Ultraviolet) 으로 관측한 내용을 바탕으로 하고 있습니다. 분광 (spectrography) 과 동시에 이미지화 (imaging) 를 할 수 있는 장치인 과학기술위성 1호의 주탑재체 FIMS의 데이터가 본 연구의 주 데이터로 사용되었습니다. 본 연구에서는 우리은하의 cloud complex 지역을 원자외선으로 관측한 것을 단순히 분석하는 것에서 한 발 나아가 몬테카를로 방법 (Monte-carlo method) 을 기반으로하는 복사전달 시뮬레이션 방법을 개발하였습니다. 이 방법을 이용하면 cloud complex 지역에서 별들로부터의 복사 에너지 전달 (별빛이 산란되는 효과를 포함하는) 을 다양한 방식으로 시뮬레이션 해 볼 수 있는데 이 시뮬레이션 결과를 실제 FIMS의 관측결과와 비교하면 우주공간상의 성간먼지의 분포를 3차원적으로 예측할 수 있다는 것을 보였습니다. 하나의 예로, Taurus-Perseus-Auriga complex 라는 지역을 대하여 시뮬레이션을 수행하였는데 그 결과 예측되는 성간먼지의 3차원적 분포가 같은 지역을 다른 독립적인 방법으로 연구한 결과들과 잘 일치하는 것으로 나타났습니다.
우리은하의 cloud complex의 공간적분포 뿐만 아니라 cloud complex 지역의 물리량 (수소원자의 밀도, 온도, 에너지밀도, 수소분자의 밀도 등) 에 관한 연구도 수행하였습니다. FIMS 데이터를 이용하여 Ophiuchus cloud complex 지역에 대하여 최초로 수소분자 형광방출선의 2차원의 map을 작성한 것 또한 본 연구의 큰 결과들 중의 하나입니다. cloud complex 지역은 수소분자의 분포와 깊은 관련이 있다고 잘 알려져 있지만 수소분자를 직접 관측하는데에 과학적인 한계때문에 어려움이 있었기 때문에 수소분자의 형광방출선 map이 cloud complex 연구에 큰 단서가 되었습니다. 잘 알려진 `별목록` 과 `별의 대기 모델` 을 이용하여 우리은하 1 kpc 까지의 `에너지밀도` 를 계산한 것도 cloud complex 지역 연구에 큰 실마리를 제공했습니다. 위에서 언급한 중간 연구결과물들인 `에너지밀도 cube`, `수소분자 형광방출선 map`, `광해리지역 모델`, 그리고 `FIMS의 원자외선 관측` 등을 상호참조 (cross-reference) 하여 Ophiuchus 지역의 물리량을 계산하였고 이것이 광해리지역에서의 알려진 값들과 잘 일치한다는 것을 보였습니다.