Содержание к диссертации
Введение
1 Характеристики теплых молекулярных облаков по результатам наблюдений мети л ацетилена 19
1.1 Введение 19
1.2 Наблюдения 21
1.3 Анализ наблюдательного материала 31
1.3.1 Методика построения карт 39
1.3.2 Комментарии к отдельным источникам 41
1.3.3 Определение параметров источников с помощью карт 42
1.3.4 Моделирование химической эволюции источников . 45
1.4 Выводы к главе I 47
2 Определение характеристик молекулярных облаков по тепловым линиям метанола 50
2.1 Введение 50
2.2 Наблюдения 53
2.3 Результаты 55
2.4 Аналитическое приближение 62
2.5 Расчеты статистического равновесия 67
2.6 Обсуждение результатов главы II 74
2.7 Выводы 78
3 Определение параметров молекулярного газа по линиям метилцианида и цианоацетилена 79
3.1 Определение параметров молекулярного газа по линиям метилцианида 79
3.1.1 Введение
3.1.2 Наблюдения 81
3.1.3 Результаты 84
3.1.4 Вращательные диаграммы 91
3.1.5 Обсуждение 95
3.2 Наблюдения источников цианоацетилена 96
3.2.1 Введение
3.2.2 Наблюдения и результаты 97
3.2.3 Анализ наблюдательного материала 97
3.3 Выводы к главе III 99
4 Самый яркий мазер ОН на небе: вспышка излучения в W75 N 104
4.1 Введение 104
4.2 Наблюдения 104
4.3 Результаты 106
4.4 Обсуждение 109
4.5 Заключение 115
Заключение 116
Благодарности 118
Литература 120
- Определение параметров источников с помощью карт
- Расчеты статистического равновесия
- Определение параметров молекулярного газа по линиям метилцианида
- Наблюдения источников цианоацетилена
Введение к работе
Актуальность работы. Изучение ранних стадий эволюции звёзд и планетных систем невозможно без знаний о параметрах молекулярных облаков, связанных с областями звездообразования. Большинство молекулярных облаков (особенно наиболее плотные области, где происходит образование звёзд и планет) непрозрачны в оптическом диапазоне, поэтому наблюдения радиолиний молекул являются основным, а зачастую и единственным методом изучения этих объектов. В радиодиапазоне изучение межзвёздных молекул началось с 1963 г., когда американский радиоастроном А. Барретт с соавторами обнаружил на волне 18 см линии поглощения гидроксила (ОН) в направлении остатка сверхновой Cas А. (Впервые указал на возможность наблюдения этой молекулы и рассчитал частоты линий И. С. Шкловский). Вскоре на этой волне были обнаружены состоящие из отдельных компонент исключительно яркие линии излучения. Первоначально эти линии считались излучением некого элемента "мистериум", однако скоро стало понятно, что линии принадлежат гидроксилу, а необычные свойства объясняются мазерным усилением. В 1968 г. группой Ч. Таунса были обнаружены радиолинии аммиака (NH3) и водяного пара (НгО) на волне 1.3 см, причем в линиях водяного пара были обнаружены мазеры еще более интенсивные, чем мазеры гидроксила. В настоящее время в космосе обнаружено более 100 молекул, как двух — трехатомные (Нг, Сг, СО, CS и т.д.), так и более сложные (СНзССН, СН3ОН, HCnN и др., см.таблицу 1). Молекулы наблюдаются в плотных холодных облаках газа — молекулярных облаках, а также в оболочках звёзд. Классификация молекулярных областей и примерные параметры газа даны в таблице 2. С помощью наблюдений молекулярных радиолиний удается
ВВЕДЕНИЕ
определить многие важнейшие параметры межзвёздной среды — кинетическую температуру, плотность, обилие молекул, оценить массу облака и т.д.. Это обстоятельство способствовало интенсивным исследованиям областей звездообразования в линиях простых молекул, таких как СО, CS, NH3.
Но на момент начала данного цикла работ лишь немногие из этих областей были достаточно хорошо исследованы в линиях более сложных молекул типа метилацетилена (СНзССН), метанола (СНзОН), метилцианида (CH3CN). Дело в том, что сложные молекулы менее обильны, чем простые и их тепловые линии обычно слабее, что делает наблюдения более сложными. Однако существуют причины, по которым необходимо наблюдать разные молекулы, в том числе сложные. Во-первых, очевидно, что наблюдения различных молекул необходимы для изучения химии молекулярных облаков. Кроме того, сложные молекулы позволяют определять физические параметры молекулярных облаков (см. Главы I - III данной диссертации); при этом тенденция к формированию в спектрах сложных молекул групп близко расположенных по частоте линий, которые могут наблюдаться одновременно с одним и тем же приемником, позволяет при анализе избежать влияния погрешностей калибровки.
Излучение молекулы гидроксила связано с активными процессами, с молодыми звездами. Мазерные конденсации располагаются предположительно в дисках вокруг этих звезд или на границах потоков молекулярного газа, источником энергии которых является звезда. Поэтому наблюдение мазеров гидроксила позволяет получить представление о процессах в околозвездной среде и ее структуре. Кроме того, излучение мазерных конденсаций чувствительно к изменению условий окружающей среды и его переменность является хорошим индикатором различных возмущений (изменения температуры, плотности газа, взаимодействие с ударными волнами и полем излучения).
Принимая это во внимание, мы в течении нескольких лет проводили исследования областей звездообразования в линиях метанола (СН3ОН), метилцианида (CH3CN), метилацетилена (СН3ССН), цианоаце-тилена (HC3N), а также гидроксила (ОН).
ВВЕДЕНИЕ
Таблица 1. Молекулы, наблюдавшиеся в межзвёздной среде . . html
ВВЕДЕНИЕ
Таблица 2. Характеристики межзвёздных и околозвёздных молекулярных областей. Таблица взята из работы Бергмана (Бергман, 1992)
ВВЕДЕНИЕ
Цели и задачи диссертационной работы:
Исследование областей образования массивных звезд в спектральных радиолиниях метанола, метилацетилена, метилцианида и циа-ноацетилена для поиска новых источников излучения и определения физических параметров молекулярных облаков (температуры газа, плотности, массы и размеров облака, обилия молекул на луче зрения и т.п.), их химического состава и структуры.
Исследование вспышки мазерного излучения в линии гидроксила на длине волны 18 см в области звездообразования W75 N, в результате которой обнаружен самый сильный космический мазер ОН за всю историю наблюдений с момента их открытия
Личный вклад автора в совместные работы. Все работы из списка публикаций по теме диссертации выполнены в соавторстве.
В работах, посвященных изучению областей звездообразования по тепловому излучению метилацетилена (1 глава диссертации), автор участвовал в подготовке и проведении наблюдений ( около 50 % наблюдательного времени в качестве дежурного наблюдателя), обработал наблюдательные данные, участвовал в построении карт источников, провел моделирование химической эволюции, а также участвовал в постановке задачи и обсуждении результатов. Основные результаты главы опубликованы в работах [4,7,8,9].
В работе, посвященной исследованию областей звездообразования в линиях метанола ( глава 2 диссертации, основные результаты в работах [1,9] из списка публикаций) автором была проведена обработка данных. Кроме того автор участвовал в последующем анализе и обсуждении результатов.
В работе, посвященной исследованию областей звездообразования в линиях метилцианида (3 глава диссертации, результаты опубликованы в работах [2,3,7,9]) автор принимал участие в наблюдениях на частотах 110 и 92 ГГц, обработке и последующем анализе наблюдательных данных стандартным методом вращательных диаграмм, обсуждении результатов.
Наблюдения областей звездообразования в линиях цианоацетилена (3 глава диссертации, результаты опубликованы в работе [5]) - автор прини-
ВВЕДЕНИЕ
мал участие в наблюдениях, провел обработку и анализ данных, принимал участие в обсуждение результатов.
В работе [6] (4 глава диссертации), об открытии и изучении вспышки мазерного излучения гидроксила в области W75 N — автор принимал участие в наблюдениях на радиотелескопах в Нансэ (в качестве дежурного наблюдателя наравне с соавторами), и Калязине (подготовка и проведение наблюдений с соавторами), занимался подготовкой наблюдений на Европейской сети РСДБ (EVN). Принимал участие в обработке и анализе данных, а также в обсуждении результатов.
Научная новизна работы. Все результаты диссертации, выносимые на защиту, являются новыми. Они отражают решения поставленных задач и сведены в разделе "Основные результаты, выносимые на защиту". В частности, оценки параметров базируются на новых наблюдениях, причем многие из источников в проведенных обзорах наблюдались в этих молекулярных линиях впервые. Приводятся новые результаты наблюдений молекулы гидроксила в области звездообразования W75 N на длине волны 18 см, приведшие к обнаружению вспышки мазерного излучения, ставшей, по-видимому, самой сильной за весь период наблюдений мазеров ОН в космосе.
Научная и практическая ценность работы. Результаты проведенных обзоров и анализа областей звездообразования в линиях метанола, метилацетилена, метилцианида и цианоацетилена могут быть использованы в дальнейших теоретических и экспериментальных исследованиях межзвезной среды, изучении химического состава, структуры и физических условий в областях формирования массивных звезд. Полученные данные могут служить также базой для построения моделей химической и динамической эволюции молекулярных облаков
Результаты наблюдений вспышки мазерного излучения ОН в области W75 N представляют интерес для понимания процессов в среде, окружающей молодые массивные звезды. Наблюдаемые мощные сильнопеременные детали являются источником информации о возмущении параметров окружающей среды и возможной периодичности этих процессов, кроме того, их длительное наблюдение может выявить собственные движения мазерных конденсаций. Кроме того, W75N является хорошим объектом
ВВЕДЕНИЕ
для изучения с помошью интерферометров, в том числе космического базирования, из-за большой плотности потока и компактности.
Апробация результатов. Все основные результаты и положения, выносимые на защиту, докладывались на следующих семинарах и конференциях:
Школа-семинар молодых радиоастрономов "Современные методы обработки радиоастрономических наблюдений", 19-21 марта 1996, Пущине
IAU симпозиум №178, "Molecules in Astrophysics: Probes &; Processes", 1-5 июля 1996, Лейден, Нидерланды.
Международная конференция памяти И.С. Шкловского, С.А. Кап-лана и СБ. Пикельнера, 23 - 27 сентября 1996 г., Москва.
XXVII Радиоастрономическая конференция "50 лет отечественной радиоастрономии", 10-14 ноября 1997 г., С.-Петербург.
5) Школа-семинар молодых радиоастрономов "Радиоастрономия в
космосе", 14-16 апреля 1998г., Пущино.
Protostars and Planets IV, 6-11 июля 1998, Санта-Барбара, Калифорния, США.
XIII International Conference for Physics Students, Коимбра, Португалия, 1998.
8) Всероссийская конференция "Астрофизика на рубеже веков", 17-22 мая 1999 г., Пущино.
9) IAU симпозиум JVe197, "Astrochemistry: From Molecular Clouds to
Planetary Systems", 23-27 август 1999, Sogwipo, Cheju Island, Корея.
10) 33-й симпозиум ESLAB "Star formation from the Small to the Large
Scale", 2-5 ноября, 1999, Noordwijk, Нидерланды.
ВВЕДЕНИЕ
JENАМ-2000(Joint European and National Astronomical Meeting): European Astronomy at the Turn of the Millenium, 29 мая — 3 июня 2000 г., Москва.
XXXII Young European Radio Astronomer's Conference, YERAC 2000, 17—20 сентября 2000, Гранада, Испания.
Международный симпозиум "Астрономия 2005 — современное состояние и перспективы", 1-6 июня 2005, Москва.
Совещание "Звездообразование в Галактике и за ее пределами", 17 - 18 апреля 2006, Москва.
Отчетные сессии Астрокосмического центра ФИАН
Семинары Астрокосмического центра ФИАН
Публикации ПО теме диссертации. Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах: Публикации в рецензируемых журналах:
Kalenskii S.V., Dzura A.M., Booth R.S., Winnberg V, Alakoz A.V., "Determination of molecular cloud parameters using thermal methanol lines.", Astronomy and Astrophysics, v.321, 1997, p.311-322
Kalenskii S.V. , Promislov V.G. , Alakoz A., Winnberg A., Johansson L.E.B., "Probing the properties of methyl cyanide sources", Astronomy and Astrophysics, v.354, 2000, p. 1036-1040
СВ. Каленский, В.Г. Промыслов, А.В. Алакоз, А. Виннберг, Л.Е.Б. Юханссон, "Определение параметров молекулярного газа по линиям метилцианида ", Астрономический Журнал, том 77, No 11, 2000, стр.819-833
А.В. Алакоз, СВ. Каленский, В.Г. Промыслов, Л.Е.Б. Юханссон, А. Виннберг, "Характеристики теплых молекулярных облаков по результатам наблюдений метилацетилена", Астрономический Журнал, том 79, No 7, 2002, стр.610-626
ВВЕДЕНИЕ
А.В. Алакоз, СВ. Каленский, М.А. Воронков, В.И. Слыш, "Наблюдения источников цианоацетилена", Астрономический Журнал, том 80, No 1, 2003, с.83-87
А.В. Алакоз, В.И. Слыш, М.В. Попов, И.Е. Вальтц, "Самый яркий мазер ОН на небе: вспышка излучения в W75N", Письма в Астрономический журнал, том 31, No 6, 2005, с.422-426
Публикации в сборниках конференций:
S.V. Kalenskii, V.G. Promislov, A.V. Alakoz, A. Winnberg and L.E.B. Johansson, "Observations of Star-Forming Regions in Methyl Acetylene and Methyl Cyanide Lines", IAU Symposium 197, "Astrochemistry: Prom Molecular Clouds to Planetary Systems", Cheju Island, Korea August 23-27, 1999, Abstract Book , p 174-175
A.V. Alakoz, S.V. Kalenskii , V.G. Promislov , A. Winnberg , L.E.B. Johansson, "Observations of Star-Forming Regions in the Lines of Methyl Acetylene", Proceedings of the 33rd ESLAB symposium on star formation from the small to the large scale, ESTEC, Noordwijk, The Netherlands: European Space Agency (ESA), Edited by F. Favata, A. Kaas, and A. Wilson, 2000. ESA SP 445., p.315-318
Kalenskii Sergei V., Alakoz Alexei V., Promyslov Vitaly G., "A Study of Warm Clouds in the Lines of Complex Molecules", SFChem 2002: Chemistry as a Diagnostic of Star Formation, proceedings of the conference at University of Waterloo, Waterloo, Ontario, Canada N2L 3G1. Edited by Charles L. Curry and Michel Fich. NRC Press, Ottawa, Canada, 2003, p. 321-323
Структура И объем диссертации. Работа состоит из Введения, четырех глав и Заключения. Объем работы составляет 130 страниц, в том числе 25 рисунков и 21 таблица. Список цитируемой литературы содержит 155 наименований.
Во Введении представлено описание диссертационной работы, ее цели и задачи, новизна научной работы, ее научная и практическая ценность, личный вклад автора, апробация работы, публикации по теме диссертации, ее структура и объем.
ВВЕДЕНИЕ
В Главе 1 представлены результаты обзора 63 галактических областей звездообразования в линиях метилацетилена (СНзССН) 6к — Ък и Ък — ^к на частотах 102.5 и 85.5 ГГц, соответственно. 44 источника обнаружено на частоте 102.5 ГГц и 25 — на частоте 85.5 ГГц. Определены температура, концентрация и плотность газа. Для пяти источников (NGC 2264, G30.8-0.1, G34.26+0.15, DR 21(ОН) и S 140) по полученным изображениям оценены линейные размеры и вириальная масса. На основании полученных данных о температуре и плотности газа было проведено моделирование химической эволюции картографированных объектов для двух значений отношения С/О: 0.41 и 0.8. В качестве набора химических реакций для моделирования использовалась так называемая „новая стандартная модель" (Ли и др., 1996).
Определение параметров источников с помощью карт
Как видно из спектров на рис. 1.2, 1.3, в большинстве источников обнаружены только тепловые линии с низкой энергией уровней (табл. 1.1) с квантовыми числами К = О, К = 1 и К — 2, причем линии с К = 1 и К = 0 часто блендируются. Иногда на фоне шумов можно выделить линию с К = 3. Лишь в 4-х источниках, наблюдавшихся в 2000 г. с высокой чувствительностью, зарегистрированы очень слабые линии с К = 4.
На рис. 1.4 приведены спектры трех источников в линиях метилаце-тилена и метилцианида 6 к — 5#, наблюдавшиеся Каленским и др. (2000) на той же аппаратуре и примерно с той же чувствительностью, что и линии метилацетилена. Метилцианид (CH3CN), подобно метилацетилену, является симметричным волчком и его спектр также состоит из серий J к — {J — 1)л"- Спектры NGC 7538 S в линиях метилацетилена и метилцианида очень похожи; в обоих спектрах отсутствуют линии с К 3 и линии совпадают по лучевым скоростям, поэтому можно предположить, что излучение обеих молекул возникает в одной и той же области. В W3(OH) и G34.26+0.15 в спектрах метилцианида хорошо заметны линии с К 3 с высокой энергией возбуждения уровней, а в спектрах метилацетилена эти линии не видны. Присутствие в спектрах этих источников ЛИНИЙ CH3CN с высокой энергией возбуждения уровней связано со вкладом от горячих ядер (Каленский и др., 2000), и отсутствие заметного излучения в аналогичных линиях метилацетилена позволяет предположить, что в этих объектах вклад горячих ядер в излучение СНзССН мал. Линии СНзССН с высокой энергией возбуждения не найдены или очень слабы во всех наблюдавшихся источниках. Поскольку многие из них содержит горячие ядра, можно предположить, что вклад горячих ядер в излучение метилацетилена, как правило, невелик.
Для 40 источников на частоте 102 ГГц и для 23 источников на частоте 85 ГГц построены вращательные диаграммы (Тернер, 1991), которые приведены на рис. 1.5. Если мы наблюдаем оптически тонкую линию какой-либо молекулы, то лучевую концентрацию молекул, находяшихся на верхнем уровне, деленную на статистический вес уровня, Nu/gu, можно найти по формуле:
Здесь — населенность верхнего уровня наблюдаемой линии, деленного на вращательный статистический вес, равный (2 J+1), /J, — дипольный момент, у — частота линии, S — сила линии, к — постоянная Больцмана и величина W представляет из себя интегральную интенсивность линии J TbfdV. Мы использовали яркостную температуру, усреднённую по главному лучу диаграммы направленности Ттъ взамен неизвестной яркостной температуры Тьг.
Предполагая, что температура возбуждения всех уровней данной молекулы одинакова и равна Trot, с помощью формулы Больцмана получаем где Qrot—вращательная статистическая сумма, g/ — приведенный спиновый статистический вес, gx — статистический вес if-удвоения. Уравнения (1.1) и (1.2) дают
Предположим, что проведены наблюдения нескольких линий одной и той же молекулы. Для каждой линии можно вычислить \n(SkW/STV3i oSiJL2gigK) и построить график зависимости этой величины от Еи/к, который называется называется вращательной диаграммой. Из (1.3) следует, что точки, соответствующие разным линиям, должны ложиться на прямую, тангенс угла наклона которой обратно пропорционален — Trot, а ордината точки пересечения с осью у равна \n(N/Qrot). Таким образом, вращательные диаграммы позволяют определить температуру газа и лучевую концентрацию молекулы.
В последнем столбце таблицы 1.3 приводится относительное содержание метилацетилена Nctt3ccn/Nn2. Лучевая концентрация водорода была определена с привлечением данных наблюдений в линии 13СО 1 — 0 еа частоте 110 ГГц, проведенных также в Онсале (глава III данной диссертации). Сначала по формулам (1.1) и (1.2) была рассчитана лучевая на постоянную Больцмана (Еи/к), по оси ординат—населенность верхнего уровня, деленная на статистический вес, стрелками обозначены величины, соответствующие верхним пределам интегральной интенсивности необнаруженных линий на уровне 3 т. концентрация СО; при этом предполагалось, что вращательная температура 13СО равна вращательной температуре СНзССН. Затем, считая что обилие 13СО равно 1.7х10 6 (Лукас и Лист, 1998) была рассчитана лучевая концентрация водорода. Температуры, определенные по вращательным диаграммам лежат в диапазоне от 20 до 60 К, что характерно для облаков теплого газа, и согласуются в пределах ошибок с температурами, полученными по результатам наблюдений аммиака, метанола и метилцианида (глава 2 и 3 настоящей диссертации, Вилсон и Мауэрсбер-гер, 1990). Лучевая концентрация метилацетилена меняется в пределах от 4 1013см-2 до 1.2 1015см-2, причем у большинства (около 70%) источников она лежит в гораздо более узком диапазоне между 1014 и 5 1014см 2. Обилие СНзССН составляет порядка нескольких единицх10 9.
Вращательные диаграммы дают правильное значение температуры газа только в том случае, если они строятся по оптически тонким линиям. Для того, чтобы определить, являются ли наблюдавшиеся линии оптически тонкими и понять, насколько сильно вращательная температура может отличаться от кинетической температуры газа мы проанализировали результаты наблюдений W3(OH), DR21(OH), Orion KL и W51E1/E2 методом, где не используется предположение о малой оптической толще наблюдавшихся линий (Алакоз и др., 2002). Были вычислены отношения яркостных температур линий для различных наборов температуры газа и лучевой концентрации СНзССН в предположении, что населенности уровней термализованы. Температура варьировалась в пределах от 10 до 200 К, лучевая концентрация — от 1011 до 1015 см-2, источники считались однородными. Затем из этих моделей были выбраны те, которые удовлетворяли наблюдательным данным по критерию х2- Метод аналогичен "сеточному" методу, описанному, например, в работе Олми и др. (1993), за исключением того, что Олми и др. определяли модельную яркость линии при помощи расчетов статистического равновесия, а мы - аналитически, используя уравнение переноса, согласно которому яркостную температуру линии можно вычислить по формуле (Катнер и Улич, 1981)
Расчеты статистического равновесия
Расчеты статистического равновесия необходимы для проверки и уточнения результатов, полученных в предыдущем разделе. Приближение, которое мы использовали, описано в работе Олми и др. (1993). Мы использовали программу расчетов методом большого градиента скорости (LVG), любезно предоставленную проф. Уолмсли. Свободными параметрами модели являются кинетическая температура, плотность молекулярного водорода и лучевая концентрация метанола. Градиент скорости был выбран так, чтобы лучевая концентрация метанола, деленная на ширину линии для плоскости пн2 — Т ш (см. ниже) для каждого источника была эквивалентна полученной аналитически. Для упрощения мы пренебрегли внешним излучением, кроме микроволнового фона.
Были проделаны расчеты для некоторого числа наборов входных параметров и выбраны те из моделей, которые согласуются с наблюдательными данными. Согласие между нашими наблюдениями и моделями определялось из сравнения отношения интенсивностей линий на частоте 157 и 96 ГГц с отношениями полученными из модельных расчетов. Для серий линий на 96 ГГц мы использовали отношения линий Е-метанола &І=ТМВ(2К — Ік)/Тмв(2-і — 1-і), где К —1. Для линий на частоте 157 ГГц мы использовали отношения R{=TMB(JQ — J-I)/TMB(% — -i)Ey где J 4. Линии 2i — 1\Е в W51Met3, W75N и СерА сильно шире чем другие линии на 96 ГГц. Вероятно, широкие компоненты преобладают в этих линиях и отношения Тмв(2і — 1і)/Тмв(2_і — 1-і) для узких компонент не могут быть определены из наших данных. Поэтому мы исключили линии 2\ — І! из дальнейшего анализа в этих источниках.
Следуя Олми и др. (1993) мы определили х2 как: где aobs — представляют собой среднеквадратичные ошибки отношений интенсивностей линий. Наилучшая модель может быть найдена путем минимизации х2- Для нахождения минимума х2 мы вычислили х2 для некоторого числа наборов параметров. Свободных параметров моде ли было три и, чтобы найти минимум, необходимо варьировать все их. Результирующее распределение х2 представляет собой трехмерную область в пространстве пн2, Пснзон-Е" и Т&гп. Однако для варьирования трех параметров в трехмерном пространстве, при тех возможностях, которыми мы располагали во время этой работы, требовалось огромное количество машинного времени. Поэтому мы сделали три "среза"трехмерной области значений в плоскостях пц2 — Tkin, пСн3он — Т«п и пНг — пСн3он-Е вблизи "начальных параметров", полученных аналитическим методом.
Мы получили распределение величины \2 Для каждого источника. Однако оказалось, что даже наилучшие модели не проходят по критерию X2 для всех объектов, кроме ОМС-2. Следовательно, реальные источники имеют сложную структуру, а не являются однородными, как это предполагают наши модели. Тем не менее, мы решили найти наборы параметров, которые находятся в наилучшем согласии с результатами наблюдений. Так как отклонение наблюдаемых отношений интенсивностей линий от модельных в случае сложных источников может определяться строением источников (которое неизвестно), а не погрешностью определения параметров гауссиан, мы стали искать подходящие модели методом наименьших квадратов с помощью процедуры, описанной в работе Малви (1963). Согласно этой процедуре, наилучшая модель может быть найдена минимизированием функции М :
Здесь веса Wi обратно пропорциональны среднеквадратичным отклонениям отношений Rbs. Мы предположили, что относительная погрешность отклонения яркостной температуры сг, равная СГІ/ТІ, одинакова для всех линий. В таком случае сг , среднеквадратичное отклонение отношения Rba, равно 2a-Rfs, где величина а неизвестна и должна быть определена. Веса Wi при этом оказываются обратно пропорциональными Rbs.
Для нахождения минимума М мы сделали сечения в тех же плоскостях, что и при нахождении значений х2- Зная минимальное значение М\ можно при помощи формул, приведенных Малви (1963) найти а и функцию М, которая пропорциональна М и подчиняется распределению х2 с (n-р) степенями свободы, где п-число отношений интенсивностей линий,
Знание распределения М в плоскостях пн2 — Т т псн3он кгп и пн2 — Пснзон-Е1 позволяет нам найти контуры, содержащие "истин-ные"значения параметров источника. Мы использовали процедуру, описанную Ламптоном и др. (1976).
Контуры, показывающие распределение величины М (х2 распределение для ОМС-2) представлены на рис 2.4, 2.4. Жирные контуры ограничивают области, включающие в себя "истинные"характеристики источников по уровню l(j. Наилучшие параметры представлены в таблице 2.5. В таблице 2.6 показаны модельные яркостные температуры линий 2_i — 1-\Е и 40—4_іі? для наилучших наборов параметров. Используя их, были определены размеры источников, как описано в предыдущей секции. Обилие метанола было получено делением плотности "-метанола на плотность водорода и умножением на 2 для учета метанола А. Рис. 2.4с,2.4с показывают, что точность определения плотности и, в особенности, плотности метанола, используя отношения интенсивностей линий, достаточно низка. Однако, используя рис. 2.4с,2.4с мы можем относительно точно определить либо плотность либо плотность метанола, если остальные параметры известны. На рис. 2.4с показано, что для ON1 произведение пнзХПснзОН приблизительно равно константе (около 102 8).
Определение параметров молекулярного газа по линиям метилцианида
Эффективность и ширина главного луча диаграммы направленности на частоте 92 ГГц составляли соответственно 0.55 и 39". Наблюдения проходили в режиме диаграммной модуляции с разнесением лучей на 11 и частотой модуляции 2 Гц. Ни в одном спектре не было зафиксировано деталей поглощения, которые означали бы, что в направлении на область сравнения присутствует какой-либо компонент источника. Для наблюдений на обеих частотах использовался охлаждаемый малошумящий SIS смеситель. Однополосная шумовая температура приемника составляла около 150 К. Шумовая температура системы, исправленная за поглощение в атмосфере, рассеяние в задней полусфере и потери в обтекателе, менялась на обеих частотах от 350 до 2000 К, в зависимости от погодных условий и высоты источника над горизонтом. Данные калибровались стандартным методом "прерывателя"("chopper - wheel method"). К выходу приемника были параллельно подключены два фильтровых спектрометра: 256 - канальный спектрометр с разрешением 250 кГц и 512 - канальный спектрометр с разрешением 1 МГц.
Наблюдения на частоте 147 ГГц были проведены 4 октября 1998 года на 12-метровом телескопе Национальной Радиоастрономической обсерватории (NRAO1) Китт-Пик, Аризона, США, в дистанционном режиме из Астрокосмического центра в Москве. Наблюдения проходили в режиме диаграммной модуляции с разнесением лучей на 5 . Использовался двухканальный охлаждаемый SIS-приемник для одновременного наблюдения двух направлений поляризации (автор в наблюдениях на этой частоте непосредственного участия не принимал). Данные калибровались с использованием стандартного "метода лопасти "(vane method). Шумовая температура системы, исправленная за поглощение в атмосфере, рассеяние в задней полусфере и омические потери, менялась от 300 до 500 К. Точность наведения была не хуже 5". Эффективность главного луча и величина диаграммы направленности составляли 0.54 и 42"соответственно. Спектральная часть состояла из двух 512-канальных фильтровых спектрометров с разрешением 1 МГц, каждый из которых был подключен к выходу одного из поляризационных каналов.
На частоте 110 ГГц наблюдалось 27 источников, девятнадцать из них наблюдались на частоте 92 ГГц и три - на частоте 147 ГГц. Для обработки спектров применялся программный пакет CLASS Гренобльской Астрофизической Группы. При аппроксимации линий гауссианами предполагалось, что различные К - компоненты в каждой серии имеют одинаковые лучевые скорости и ширины. Результаты представлены в таблице 3.2.
Излучение на частоте 110 ГГц было зарегистрировано от 25 объектов из 27 наблюдавшихся Шестнадцать источников найдено на 92 и три - на 147 ГГц. Их спектры представлены на рисунках 3.2,3.3 и 3.4, соответственно. Координаты источников и гауссовы параметры обнаруженных линий приведены в таблице 3.2.
Кроме линий основного изотопа CH3CN в G34.26+0.15 была обнаружена слабая бленда линий CH CN 5о - 40 и 5i - 4\ на частотах 91941.596 и 91939.834 МГц, соответственно. Интегральная интенсивность линий К=0 и К=1 составила 0.27 и 0.31 К-км-сек-1. Отношение интенсивностей линий CH CN/CH CN, приблизительно 0.15, гораздо выше содержания 13С по отношению к 12С, что заставляет предположить большую оптическую толщу линий CH3CN. Это предположение подтверждается вращательными диаграммами. Сходные значения отношений между интенсивностями линий 6К - 5к CH313CN/CH312CN в источнике G34.26+0.15 были найдены Акесоном и Карлстрёмом (1996) .
Во всех наблюдавшихся источниках мы обнаружили линию 1-0 13СО. Это позволило оценить лучевую концентрацию Нг (см. главу I), обилие CH3CN, а также обилие СН3ССН и HC3N.
Анализ полученных данных был проведен методом вращательных диаграмм, следуя Тернеру (Тернер, 1991; а также глава I данной диссертации). Вращательные диаграммы приведены на рис. 3.2. Поскольку источники, как правило, меньше диаграммы направленности и коэффициенты заполнения ширины главного луча на 110 ГГц, 92 ГГц и 147 ГГц различаются, мы анализировали разные группы линий отдельно. Одни и те же основные черты присутствуют на вращательных диаграммах, построенных для 92 и ПО ГГц.
Рис. 3.2 показывает, что большинство графиков не могут быть аппроксимированы прямыми линиями. В некоторых объектах точки, которые соответствуют уровням с К = 3 находятся гораздо ниже аппроксимирующей линии. Анализ ранее полученных данных (например, интенсивностей линий, опубликованных в работах Черчвелла и др. (1992) и Олми и др. (1993) в нескольких источниках показал такой же провал точек с К = 3, который оказался достаточно общей чертой и должен получить объяснение.
Требования симметрии разделяют молекулу CH3CN на два независимых типа, А и Е, где вращательные уровни с К = Зп принадлежат к А типу, а уровни с K=3nztl принадлежат к типу Е. Уровни с К — 3 относятся к типу А, и можно было бы предположить, что тип А недонаселен по отношению к Е\ но в этом случае уровни с К=0 должны быть также недонаселены, что находится в противоречии с рисунком 3.2.
Вероятно, провал точек с К—3 объясняется большой оптической тол-щой линий. Населенности уровней для вращательных диаграмм вычислялись по формуле (1.1) для оптически тонких линий. У симметричных волчков произведение весов дідк Для уровней с К = Зп, п 0 в два раза больше, чем для остальных уровней (Тернер, 1991). В случае оптически толстых линий использование уравнения (2.7) приводит к недооценке Nu/9u, причем чем выше оптическая толща линии, по которой определялась величина Nu/gu, тем сильнее недооценка. Оптическая толща пропорциональна статистическому весу верхнего уровня, поэтому населенность более сильно вырожденных уровней с К = 3 недооценивается в большей степени, чем населенность соседних уровней.
Влияние оптической толщи продемонстрировано на рис. 3.2(D), где показаны модельные вращательные диаграммы для трёх наборов параметров. Провал точки при К = 3 присутствует на диаграмме для случая большой плотности и большой оптической толщи. Таким образом, вращательные диаграммы, как и обнаружение излучения 13СНзСгТ, указывают на то, что линии могут быть оптически толстыми.
Рис. 3.2(D) показывает, что при плотности Зх103см_3 провал точек с К = 3 не появляется даже при большой оптической толще линий, однако точки при этом ложатся на дугу, а не на прямую линию. При низкой плотности и большой оптической толще возбуждение линий Ък - 4к и 6к - к определяется собственным полем излучения, а не столкновениями. Ббльшая оптическая толща линий с К = 3 приводит к ббльшей температуре возбуждения, и, соответственно, к большей яркостной температуре этих переходов. Поэтому соответствующие точки на вращательных диаграммах не проваливаются. Следовательно, отсутствие провала точек с К = 3 указывает либо на малую оптическую толщу линий, либо на невысокую плотность газа. Анализ большого числа моделей показал, что заметный провал точек с К=3 появляется при плотности порядка 105 см-3 или выше.
Наблюдения источников цианоацетилена
Впервые цианоацетилен в межзвездной среде был обнаружен Тернером (Тернер, 1971), который зарегистрировал излучение в линии J = 1 — О в направлении гигантского молекулярного облака Sgr В2. С того времени HC3N регулярно наблюдался в молекулярных облаках (Колотовкина и др., 1986; Снелл и др., 1981; Уолмсли и др., 1980). В этих работах было найдено, что лучевая концентрация цианоацетилена в теплых и холодных облаках составляет порядка 1013 см-2, а обилие — порядка 10 9 — 10 10. Для высокоскоростного газа („плато" в ОМС-1) в работе Блейка (Блейк и др., 1987) получены значения лучевой концентрации порядка 1.8х1014см-2 и обилия около 4х10-9. Кроме того, излучение HC3N наблюдается в оболочках звезд-гигантов С-типа (Черничаро и др., 2000).
Молекула цианоацетилена обладает рядом свойств, делающих ее удобным инструментом для определения параметров молекулярных облаков. Во-первых, из-за большого дипольного момента (3.73 D http://www.phl.uni-koeln.de/vorhersagen/) для столкновительного возбуждения даже низших уровней необходима плотность не менее 104 см-3. Кроме того, цианоацетилен представляет собой тяжелую линейную молекулу с маленькой вращательной постоянной (Во 5ГГц http://www.phl.uni-koeln.de/vorhersagen/), из-за чего линии расположены теснее, чем в спектрах более легких молекул, например, HCN, и большее их число попадает в радиодиапазон. Лучевая концентрация HC3N в молекулярных облаках достаточно высока для того, чтобы линии были обнаружимы, но вместе с тем недостаточна для того, чтобы они были оптически толстыми (Бергин и др., 1996; Бут и др., 1983; Моррис и др., 1977, 1976).
Систематических обзоров областей образования звезд большой массы в линиях HC3N до сих пор не проводилось. Поэтому мы пронаблюдали ряд источников в линии HC3N J = 4 — 3, причем большая часть наблюдавшихся источников представляет собой теплые облака, связанные с областями формирования массивных звезд. В данной статье приведены результаты обзора.
Наблюдения проводились в октябре 1997 года и в марте 1998 года на радиотелескопе РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории. Частота линии, 36392.332 МГц, взята из базы данных Ловаса (http://physics.nist.gov/PhysReroata/micro/html/contents.html). Наблюдения проходили в режиме двойной диаграммной модуляции с разнесением лучей на 29 . Размер диаграммы направленности равен 2 , эффективность главного луча диаграммы направленности составляла 0.36. Шумовая температура системы составляла около 250 — 300 К. В качестве спектроанали-затора использовался 32-канальный спектрометр с разрешением 125 кГц ( 1 км/с на частоте линии). Ширина спектральных каналов намного превышала ширину линий в темных облаках, поэтому интенсивность зарегистрированных нами линий в ТМС-1 заметно уступает приведенной в работе Колотовкиной и др.. В ходе наблюдений было обнаружено 17 источников. Их спектры приведены на рис. 3.3, а гауссовы параметры линий даны в табл. 3.3.
При аппроксимации линий мы не учитывали сверхтонкое расщепление из-за недостаточно высокого спектрального разрешения и значительной ширины линий в большинстве источников.
Полученные значения антенной температуры, усредненной по главному лучу диаграммы направленности (Тть) невелики; как правило они ниже 0.5 К. Даже с учетом возможной дилюции (см. ниже) получаем, что яр-костная температура источников не превышает 2-4 К. Такая низкая температура согласуется с выводом предыдущих исследователей о том, что линии HC3N оптически тонкие. Считая, что населенности уровней тер-мализованы, мы можем оценить лучевую концентрацию цианоацетилена, используя формулу (1.1) из введения к I главе. Учет числовых коэффициентов дает :
Значения кинетической температуры для этих расчетов мы брали из наблюдений метилацетилена, аммиака и других молекул (глава I диссертации, Англада и др., 1997; Аскне и др., 1984; Келли и Макдональд, 1996; Уокер и др., 1988; Хашик и Баан, 1993). Кроме того, используя лучевую концентрацию Щ, полученную по данным наблюдений 13СО на частоте 110 ГГц, мы определили относительное содержание цианоацетилена для 7 источников (NGC 2264, W 51Е1/Е2, DR 21 (West), DR 21(ОН), DR 21, S 140 и Сер А). Для L 379 относительное содержание цианоацетилена определено по лучевой концентрации Нг и температуре, взятым из работы Келли и Макдональда (1996). Полученные результаты приведены в табл. 3.4. Поскольку наблюдения HC3N проводились с диаграммой направленности 2 , а наблюдения 13СО — со значительно меньшей диаграммой (34"), для правильного расчета обилия нам необходимо знать размеры источников. Так как эти размеры неизвестны, в Табл. 3.4 приводятся два крайних случая — точечный источник и источник с размерами больше 2 (в дальнейшем— протяженный источник). Как видно из Табл. 3.4, лучевая концентрация в случае протяженного источника лежат в диапазоне (0.4 — 6.5)-1013, что находится в согласии с данными других исследователей (см. Введение). Обилие HC3N в случая протяженного источника меняется между 1-Ю-10 и 6-Ю-10, а в случае точечного — между 1-Ю-9 и 7-Ю-9.
Пирогов (Пирогов и др., 2003) картографировал ряд областей образования звезд большой массы в линиях HC3N 10 — 9и 12 — Ни обнаружил, что размеры источников, как правило, лежат в интервале 30" —60". Поэтому мы считаем, что обилие дилюция понижает яркость линии в 2 - 4 раза и обилие HC3N, рассчитанное для точечных источников ближе к обилию реальных объектов.
