Содержание к диссертации
Введение
1 Молекулы в областях звездообразования 12
1.1 Молекула метанола — трассер физических условий и процессов в областях звездообразования 14
1.1.1 Схема квантовых уровней энергии молекулы метанола 15
1.1.2 Механизмы возбуждения молекулы метанола 17
1.1.3 Метанол в областях звездообразования 19
1.2 Другие молекулы-трассеры истечений и плотных ядер в молодых звездных объектах 21
1.3 Линии метанола и других молекул-трассеров истечений и плотных ядер, рассматриваемые в настоящей работе 26
2 Наблюдения областей образования массивных звезд в радиолиниях метанола и в линиях других молекул-трассеров истечений и плотных ядер 31
2.1 Наблюдения на однозеркальном телескопе SEST 36
2.1.1 Методика обработки данных наблюдений 38
2.1.2 Молекулярное облако G1.6-0.025, расположенное в области галактического центра 40
2.1.3 Молекулярное ядро G34.24+0.13, содержащее молодой звездный объект класса В 55
2.1.4 Молекулярное ядро G305.21+0.21, не излучающее в ИК диапазонах 59
2.1.5 Молекулярное облако G345.01+1.8, включающее две зоны мазеров метанола 65
2.1.6 Результаты обработки данных, полученных на SEST 80
2.2 Объекты комплексов звездообразования, связанных с оптически видимыми зонами НИ, наблюдавшиеся на однозеркальных телескопах OSO20m и КР12т 84
2.2.1 Молекулярные ядра S 255 IR, S 255 N, звездообразование в которых вызвано расширением зон НИ 84
2.2.2 Молекулярное ядро S 233 IR, содержащее водяные и мета-нольные мазеры 86
2.2.3 Молекулярное ядро S 76 Е, содержащее водяные мазеры 88
2.3 Объекты комплекса звездообразования W3(OH), наблюдавшиеся на интерферометре BIMA 91
3 Процедура оценки физических параметров молекулярных облаков по интенсивностям квазитепловых линий метанола 92
3.1 Двухэтапный способ определения значений физических параметров 96
3.2 Зависимость качества оценок физических параметров от размера схемы уровней метанола и от учета пыли 97
3.3 Зависимость оценок физических параметров от выборки линий 98
3.4 База значений населенностей уровней энергии метанола 103
4 Исследование физических условий в областях образования массивных звезд 104
4.1 Оценки физических параметров молекулярных ядер в избранных направлениях 106
4.1.1 Оценки по низковозбужденным переходам 106
4.1.2 Оценки по сочетанию низковозбужденных и высоковозбужденных переходов 114
4.1.3 Оценки с использованием базы значений населенностей 124
4.2 Карты распределения физических параметров в молекулярном облаке G345.01+1.8 131
4.3 Результаты оценок физических параметров областей образования массивных звезд 133
Заключение 136
Публикации по теме диссертации 142
Благодарности 146
Список литературы 147
- Другие молекулы-трассеры истечений и плотных ядер в молодых звездных объектах
- Молекулярное облако G1.6-0.025, расположенное в области галактического центра
- Молекулярные ядра S 255 IR, S 255 N, звездообразование в которых вызвано расширением зон НИ
- Оценки по сочетанию низковозбужденных и высоковозбужденных переходов
Введение к работе
Ранние стадии эволюции массивных звезд в последние десятилетия являются объектом пристального внимания современной астрофизики. Отмечается существенный рост теоретических и наблюдательных исследований в этом направлении (см., например, ссылки в [1,2]). Создаются и развиваются мощные инструменты (APEX [3], например) для наблюдений областей, где предположительно образуются массивные звезды. Интерес вызван тем, что массивные звезды активно участвуют в процессе эволюции Галактики: истечения из молодых массивных звездных объектов и расширяющиеся зоны НИ являются источником турбулентности в межзвездной среде, инициируют процессы образования звезд в своих окрестностях, и, в результате, влияют на физическую, химическую и морфологическую структуру Галактики.
Современное представление об образовании звезд путем сжатия межзвездных газопылевых облаков сформировалось во второй половине двадцатого века. Достаточно хорошо изучен механизм образования звезд малой массы, в основе которого лежит идея аккреции [4], сопровождаемой биполярным истечением (см., например, [5]). Однако процесс образования массивных звезд до сих пор является дискуссионным [1,2]. Наряду с аккреционной моделью, для объяснения механизма образования массивных звезд существуют альтернативные гипотезы. В частности, гипотеза коалесценции маломассивных звезд или прото-звезд (см., например, [6,7]), в основу которой положены наблюдаемые факты, что массивные звезды формируются в плотных центрах скоплений.
Для выяснения механизма образования массивных звезд требуется детальное исследование объектов, находящихся на различных стадиях звездообразования, необходимо иметь информацию о физических условиях и о процессах, протекающих в областях образования мае-
сивных звезд. Одним из наиболее удобных инструментов для исследования физических и кинематических свойств вещества в окрестности молодых массивных звезд является излучение в линиях молекул, наблюдаемое в миллиметровом диапазоне.
Отличительная особенность областей образования массивных звезд — высокие значения лучевой концентрации ряда молекул, кинетической температуры и плотности газа и пыли. Рождение массивных звезд сопровождается нагревом окружающего вещества и появлением ударных волн, вызванных истечениями из молодых звездных объектов. Индикатором истечений и распространения ударных волн служит излучение в линиях ряда молекул. При этом линии различных молекул зачастую дают информацию о различных частях объектов. Например, по излучению в крыльях линий С180 и других изотопических разновидностей молекулы СО исследуют молекулярное вещество, движущееся со скоростями, существенно отличными от скорости основного облака. Широкие линии с протяженными крыльями молекулы SiO свидетельствуют об активном взаимодействии истечений из молодых звездных объектов с окружающей средой. Содержание молекул SiO, HNCO существенно возрастает при прохождении ударной волны в результате испарения мантий пылевых частиц и разрушения самих частиц; обилие иона НСО+ увеличивается в областях прохождения ударных волн, вызванных истечениями. Присутствие и расположение плотных сгустков газа внутри молекулярного облака, в которых происходит образование звезд большой массы, определяют по распределению молекул-трассеров плотных ядер, например, CS (изотоп C34S) и HCN, переходы которых возбуждаются при плотностях пн2 ^, 105 см-3. При этом, как показывают наблюдения, в пределах одного объекта различные молекулы могут иметь различное пространственное распределение (см., например, [8-11]).
Для комплексного анализа физических условий в областях образования массивных звезд необходимы молекулы, которые одновременно являются индикаторами плотных молекулярных ядер и распространяющихся ударных волн, позволяют отслеживать изменения кинетической температуры и плотности газа и достаточно обильны в областях звездообразования. Таким требованиям удовлетворяет молекула метанола (СНзОН), которой в данной работе уделяется основное внимание.
Метанол — одна из самых обильных молекулярных составляющих межзвездного газа в областях повышенной активности, где распространяются ударные волны или где молодой звездный объект нагревает окружающую среду. Высокие диагностические возможности метанола были показаны в работах К. Menten с соавторами [12], А. М. Соболева [13], С. В. Каленского с соавторами [14], S. Leurini с соавторами [15] и ряде других. Молекула СНзОН легко возбуждается в условиях межзвездной среды при плотностях от ~ 104 до ^ 108 см-3 [12-15] и имеет богатый спектр в диапазоне длин волн от сантиметров до субмиллиметров [16]. В силу особенности строения молекулы (СНзОН — слабо асимметричный волчок), спектр метанола содержит достаточно большое количество линий с близкими частотами, что позволяет на одной спектрограмме получить набор линий. Таким образом, молекула метанола — удобный инструмент для комплексного исследования областей с высокой плотностью, возбужденных прохождением ударных волн, в частности, областей образования массивных звезд.
До недавнего времени проводились только приближенные оценки физических параметров, поскольку отсутствовали необходимые для создания точной модели возбуждения надежные оценки коэффициентов для скоростей столкновительных переходов (переходов, возникающих при столкновениях молекул метанола с другими составляющими молекулярного газа). Большинство авторов использовали приближение локального термодинамического равновесия (ЛТР) (принимая
Больцмановское распределение населенностей по уровням) или приближенные коэффициенты столкновительных скоростей (см., например, [13,14]), основанные на лабораторных измерениях сечения для нескольких переходов, проведенных R. М. Lees и S. Haque [17].
В 2001—2004 гг. J. Т. Pottage с соавторами провели квантовоме-ханические расчеты коэффициентов для столкновений метанола с Не и пара-Н2 [18-21], что позволило существенно повысить точность оценок физических параметров [15].
Массивные звезды на ранних стадиях формирования глубоко погружены в пылевую оболочку, температура которой в дальних окрестностях образующихся массивных звезд достигает 100—200 К [22]. Излучение пыли, содержащейся внутри объекта, вызывает радиативное возбуждение, обеспечивающее заселение высоковозбужденных вращательных и крутильных уровней молекулы метанола, переходы между которыми наблюдаются в областях образования массивных звезд. Влияние излучения пыли, присутствующей в объектах не учитывалось в работе [15].
Согласно работе [23], в областях звездообразования наблюдаются линии, соответствующие переходам между уровнями основного состояния с главными квантовыми числами J вплоть до 26, а также между уровнями первого и второго крутильно-возбужденных состояний. Поэтому, как показано в работе [24], чтобы сократить ошибки при вычислении населенностей уровней и получить более точные оценки физических параметров, необходимо использовать схему уровней с энергиями не ниже 600 К.
Цели представляемой работы: 1) исследование структуры и кинематики областей, где массивные молодые звездные объекты взаимодействуют с окружающим веществом, по излучению этих областей в линиях молекул-трассеров истечений и плотных ядер; 2) разработка и оптимизация процедур для оценки физических параметров обла-
стей образования массивных звезд по интенсивпостям квазитепловых линий метанола.
На защиту выносятся следующие основные положения.
Результаты исследования структуры и кинематики молекулярных облаков G1.6-0.025 и G345.01+1.79, выполненного по наблюдениям в линиях молекул СНзОН, SiO и C34S — трассеров истечений и плотных ядер.
Разработанная двухэтапная методика оценки физических параметров в областях звездообразования по интенсивностям квазитепловых линий метанола. Базовая физическая модель для оценки параметров основана на методе больших градиентов скорости, дополнена учетом влияния пыли, смешанной с молекулярным газом; схема уровней энергии метанола содержит высоковозбужденные уровни, включая второе крутильное состояние.
Сформированная база значений населенно стей уровней энергии метанола для диапазона физических параметров, характерных для областей образования массивных звезд.
Оптимальный для оценки физических параметров областей образования массивных звезд по квазитепловым линиям метанола набор линий: сочетание линий из серий на частотах ~ 96.7 и ~ 241.7 ГГц.
Оценки физических параметров избранных областей образования массивных звезд, полученные по квазитепловым линиям метанола.
Работа состоит из введения, четырех глав и заключения.
В главе 1 введено понятие «массивная звезда», представлены молекулы-трассеры физических условий и процессов, характерных
для областей образования массивных звезд. Подробно описано строение молекулы метанола. Обсуждаются радиативный и столкновитель-ный механизмы, обуславливающие распределение молекул по квантовым уровням. Рассмотрены правила отбора и скорости процессов, через которые действуют механизмы возбуждения. Приведены возможные типы возбуждения переходов между уровнями энергии квантовых систем: мазерный и квазитепловой. Вводится понятие квазитепловых линий. Обоснован выбор миллиметрового диапазона длин волн для исследования физических условий в областях образования массивных звезд. Приведены характеристики других молекул-трассеров истечений из молодых звездных объектов и молекул-трассеров плотных ядер: СО, SiO, S02, HNCO, НСО+, C34S, HON. Представлен список линий молекул-трассеров истечений и плотных ядер, рассматриваемых в работе с указанием частот наблюдавшихся переходов.
В главе 2 рассматриваются различные виды объектов, в которых образуются массивные звезды, указаны основные характеристики областей образования массивных звезд. Приведены известная из литературы классификация областей образования массивных звезд по стадиям звездообразования и список объектов, выбранных для исследования. Представлен обзор литературы, содержащей информацию о рассматриваемых объектах. Описаны процедура наблюдений на телескопе SEST (Swedish-ESO Submillimetre Telescope, Ласийя, Чили), технические характеристики телескопа и процесс обработки данных наблюдений. Приведены результаты обработки данных в частотном интервале от 80 до 266 ГГц для объектов, наблюдавшихся на телескопе SEST, и данных с частотами ~ 96.7 и ~ 241.7 ГГц, полученных на телескопах OSO20m (Онсала, Щвеция) и КР12т (Китт Пик, США).
В главе 3 описан разработанный в рамках данного исследования двухэтапный способ оценки физических параметров в областях образования массивных звезд по интенсивностям квазитепловых линий ме-
танола. На первом этапе рассчитывается 4-мерная сетка пространства физических параметров (физические параметры варьируются в пределах значений, характерных для областей образования массивных звезд) и определяется положение минимума целевой функции (х2 в нашем случае). Далее, на втором этапе, симплексным методом деформируемого многогранника Нелдера—Мида уточняется положение минимума х2- При моделировании полагается, что в радиативное возбуждение крутильных уровней вносит вклад пыль, равномерно перемешанная с газом молекулярного облака. Температуры пыли и газа считаются одинаковыми, в качестве внешнего источника излучения принимается микроволновой фон с Т = 2.7 К. Показано, что включение в рассмотрение крутильно-возбужденных уровней и учет влияния пыли необходимы. Проанализированы диагностические возможности различных серий и наборов серий линий метанола. Показано, что оценки физических параметров по различным выборкам линий метанола, проведенные в направлении молекулярного ядра G345.01+1.79 отличаются. Обосновывается, что для анализа физических условий в области звездообразования достаточно ограничиться рассмотрением двух серий линий на частотах ~ 96.7 и ~ 241.7 ГГц. Описана база населен-ностей квантовых уровней метанола, сформированная для ускорения процесса оценки физических параметров.
В главе 4 приведены полученные по квазитепловым линиям метанола оценки физических параметров объектов, различающихся по наблюдательным характеристикам: где наблюдались только низковозбужденные переходы метанола (моделирование излучения проводилось без учета влияния излучения пыли); где в наблюдениях, помимо низковозбужденных переходов, проявляются переходы между высоковозбужденными уровнями и в областях, где получено большое число линий высоковозбужденных переходов (в этих случаях при моделировании учитывалось влияние пыли, равномерно перемешанной с газом
и имеющей температуру газа). Для молекулярного облака G345.01+1.8 приведены карты распределения физических параметров, полученные на основе результатов картографирования в линиях с частотами ~ 241.7 ГГц. Проанализирована применимость сформированной базы значений населенностей уровней для оценок физических параметров. Показано, что база может использоваться для оценок физических параметров в областях звездообразования, ширины линий которых находятся в пределах <~ 3—7 км/с. Приведены оценки физических параметров, проведенные по базе значений населенностей уровней для четырех объектов из каталога S. Sharpless [25]. Полученные значения физических параметров в целом хорошо согласуются с результатами других авторов, основанных на данных по другим молекулам. Для одиннадцати областей звездообразования сопоставлены оценки физических параметров, полученные по базе значений населенностей с оценками, приведенными в работе С. В. Каленского с соавторами [14]. Значения кинетических температур в целом близки или попадают в перекрывающиеся диапазоны. Предполагается, что различия в оценках плотности водорода и относительного содержания метанола вызваны тем, что в настоящей работе использованы уточненные значения столк-новительных констант, более полная схема уровней и также учтены ИК-излучение пыли и эффекты блендирования. Получено, что значения физических параметров в рассматриваемых областях образования массивных звезд попадают в диапазоны: по кинетической температуре 20—200 К, по плотности водорода 6 х 103—4 х 107 см-3, по удельной лучевой концентрации метанола 4 х 108—6 х 1012 см-3 с, по относительному содержанию метанола 3 х 10_6—5 х Ю-9. Полученные значения соответствуют объектам, находящимся на стадиях от протозвездных объектов до теплых ядер.
В Заключении обобщены основные результаты исследований; приведен список конференций, на которых апробировались результаты.
Другие молекулы-трассеры истечений и плотных ядер в молодых звездных объектах
Метанол в межзвездной среде был впервые обнаружен Ball с соавторами в 1970 г. в объектах Sgr А и Srg В на частоте 834 МГц [44]. Чуть позже, в 1971, Barrett, Schwarts и Waters опубликовали результаты наблюдений серии переходов на 25 ГГц в объекте Orion KL [45]. Молекула метанола является одной из наиболее обильных в межзвездной среде (ее содержание относительно водорода в областях образования массивных звезд может достигать значений Ю-5) и активно наблюдаемых молекул. Согласно радионаблюдениям, излучение метанола в областях звездообразования проявляется как в виде узких пиков, так и в виде относительно широких линий.
Узкие ( 0.5 км/с) пики являются следствием мазерного эффекта усиления излучения. Мазерные линии генерируются в существенно неравновесной среде, способной создать инверсию населенностей квантовых уровней, необходимую для возникновения мазерного эффекта. Оптические толщины мазерных линий отрицательны. Выделяют два основных эмпирически полученных класса метанольных мазеров [46,47]: метанольные мазеры I класса, наблюдаемые в окрестности областей НИ, но не ассоциирующиеся с излучением в континууме, и II класса, ассоциирующиеся со сверхкомпактными зонами НИ. Полагается, что механизм накачки, создающий инверсию населенностей в метанольных мазерах II класса, имеет радиативную природу и обеспечивается излучением пыли, тогда как для метанольных мазеров I класса характерен столкновительно-радиативный механизм накачки [43,48-50]. Карты мазеров метанола имеют вид скопления пятен (компактных, 3х 1014 см, неразрешимых на отдельные объекты областей) иногда расположенных в одну линию [51]. Согласно наблюдениям, линейно расположенные мазеры могут иметь градиенты лучевых скоростей как вдоль линии распространения [51], так и перпендикулярно [52]. Есть мнение, что расположенные в линию мазерные пятна с градиентом лучевой скорости вдоль линии могут соответствовать наблюдаемому с ребра аккреционному диску [51]. Области, в которых градиент лучевой скорости направлен перпендикулярно линии распространения мазерных пятен, возможно, возбуждены ударной волной, вызванной взаимодействием биполярного истечения из молодого массивного объекта с окружающей средой [52]. Исследование мазерного излучения метанола позволяет судить о кинематике областей звездообразования.
Широкие (3—20 км/с) линии немазерной природы имеют положительную оптическую толщину, для их формирования не требуется инверсии населенностей. Однако эти липни наблюдаются в областях активного звездообразования [14,53,54], где условия существенно отличаются от термодинамически равновесных. Чтобы подчеркнуть отличие этих линий от тепловых, возникающих в условиях локального термодинамического равновесия, используют термин «квазитепловые» линии. Соответственно, под «квазитепловым» излучением понимают излучение в линиях с положительной оптической толщиной, генерируемое в термодинамически неравновесных условиях. Квазитепловые линии образуются в широкой окрестности молодого звездного объекта, в областях его взаимодействия с веществом родительского молекулярного облака и позволяют оценивать физические условия.
Согласно работам [55-57] и ряду других, процесс образования звезд большой массы происходит в плотных {пщ Ю5 см-3) ядрах. Присутствие и расположение ядер внутри молекулярного облака определяют по распределению молекул-трассеров плотных ядер.
Неотъемлемой частью ранних стадий эволюции молодых звездных объектов малой массы являются истечения (см., например, [58]). Полагается, что истечения выносят избыток углового момента из сжимающегося облака, способствуя формированию звезды малой массы путем аккреции вещества. Исследования областей образования массивных звезд в линиях различных молекул показали, что, аналогично областям образования маломассивных звезд, в большинстве ( 90 %) источников присутствуют высокоскоростные истечения [59-62]. Данные об истечениях из молодых массивных звездных объектов обобщены в работах [63,64].
Рассмотрим ряд молекул, являющихся трассерами истечений и плотных ядер, использованных в наших исследованиях.
Молекула СО (монооксид углерода) является второй по распространенности, после Н2, в межзвездной среде. Имея малый дипольный момент (0.112 D), СО возбуждается при относительно низких плотностях ( 102 см-3) (см. ссылки в [65]), что позволяет использовать ее в качестве индикатора общего количества молекулярного вещества. В частности, в линии СО (1—0) построены карты пространственного распределения молекулярных облаков в Галактике [28]. Большая оптическая толщина линий СО не позволяют судить о внутреннем строении облаков. Для этого используют линии изотопа С180, которые практически всегда оптически тонкие, что позволяет исследовать внутренние, более плотные области ( 104 см-3, см. ссылки в [65]). По излучению в крыльях линий молекулы СО и ее изотопических разновидностей исследуют молекулярное вещество, движущееся со скоростями, существенно отличными от скорости основного облака, что позволяет рассматривать молекулу как надежный трассер высокоскоростных истечений в областях звездообразования (см., например, [65-67]).
Молекулярное облако G1.6-0.025, расположенное в области галактического центра
Процесс образования звезд малой и промежуточной массы в настоящее время известен достаточно хорошо. На основе наблюдений выделяют следующие этапы эволюции (см., например, обзор [102]): Class 0 — ранняя фаза быстрой аккреции продолжительностью 104 лет, наблюдаются объекты, излучающие в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах длин волн; Class I — главная фаза аккреции продолжительностью 105 лет, наблюдаются объекты, излучающие в дальнем ИК диапазоне; Class II — фаза, на которой появляется молодая звезда с околозвездным диском длится 106 лет, наблюдаются объекты, излучающие в ближнем ИК диапазоне; Class III — фаза, на которой звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Для массивных звезд пока отсутствует однозначная классификация эволюционных стадий, поскольку они находятся на существенно больших расстояниях ( 2 кпк); на ранних стадиях погружены в плотную пылевую оболочку; являются короткоживущими объектами, ранние стадии эволюции проходят за времена 106; кроме того, массивные звезды, как правило, образуются группами. В работах [103,104], например, выделяются следующие этапы звездообразования. Холодные дозвездные ядра без внутренних источников нагре ва, наблюдаемые только в миллиметровом диапазоне длин волн и не излучающие в более длинных (радио-) и более коротких (дальний ИК-) диапазонах. Объекты, находящиеся на стадии, предшествующей появлению гипер- и/или сверхкомпактиой зоны ионизованного водорода, имеющие признаки сжатия и наблюдаемые на миллиметровых длинах волн и в дальнем ИК-диапазоне, но не излучающие в радиодиапазоне. Массивные протозвездные объекты с массами 8 М в которых наблюдаются признаки аккреции и биполярных истечений, в них могут присутствовать гиперкомпактные области нейтрального водорода с размерами 0.01 пк. Теплые ядра, в которых уже сформировались молодые звезды и сверхкомпактные зоны ионизованного водорода (UGHII) с размерами 0.1 пк. Эти объекты наблюдаются во всех диапазонах длин волн. То есть об эволюционном статусе области образования массивных звезд, как правило, судят по наличию/отсутствию совокупности объектов и явлений. По наблюдениям в радио и среднем ИК диапазонах выделяют объекты, характерные для областей образования массивных звезд [1]. Инфракрасные темные облака — объекты с максимальной плот ностью и минимальной температурой, очевидно, соответствуют наиболее ранним стадиям звездообразования (см., например, [105, 106]). Горячие молекулярные сгустки — плотные ( 107 см-3) и горячие ( 100 К) объекты в которых наблюдается большое количество сложных органических молекул, испаряемых из мантий пылевых частиц, мазерное излучение метанола (см., например, [2,104,107]). Гиперкомпактпые и сверхкомпактные зоны НИ — компактные сгустки ионизованного газа с размерами 0.01 и 0.1 пк соответственно [2,32,108]. Полагается, что гиперкомпактные зоны НИ представляют собой более раннюю фазу образования зон НИ, связанную с фотоиспаряющимися дисками [109], тогда как в некоторых сверхкомпактных зонах НИ большую роль может играть фотоионизация их собственных коконов и массивных оболочек. Компактные и классические зоны НИ — это области ионизованного газа (часто с несколькими ионизующими источниками). Зоны НИ, расширяясь, разрушают родительское молекулярное облако, открывая погруженные массивные и маломассивные звезды для наблюдений в оптике и близком ИК диапазоне. В настоящей работе выбор объектов исследования обусловлен основной целью представляемой работы (разработка процедуры оценки физических параметров областей образования массивных звезд). Чтобы оценить качество и применимость разработанной процедуры для широкого круга объектов, находящихся на различных этапах звездообразования, в анализ были включены объекты с различными свидетельствами происходящего звездообразова ния: содержащие/не содержащие мазеры ОН, ЩО, СНзОН, UCHII зоны, излучение в ИК-диапазоне; расположенные на расстояниях от Солнца от 2 до 10 пк; относящиеся к различным составляющим галактического диска (молекулярному кольцу, галактическому центру, рукаву Персея); наблюдавшиеся на различных инструментах: на интерферометре Berkeley Illinois Maryland Association (ВША), обсерватория Хэт Крик в штате Калифорния, США (данные любезно предоставил Edmund С. Sutton) и, основная часть объектов, на однозеркаль-ных телескопах — на 15-метровом Swedish-ESO Submillimetre Telescope (SEST), расположенном на горе ЛаСийя, в Чили (наблюдения проводились А. М. Соболевым, P. Harjunpaa и автором работы); — на 20-метровом телескопе Onsala Space Observatory (OSO20m), расположенном вблизи города Онсала, в Швеции (данные любезно предоставлены И. И. Зинченко); — на 12-метровом телескопе Kitt Peak National Observatory (KP12m), расположенном на горе Китт Пик, в штате Аризона, в США (данные любезно предоставлены И. И. Зинченко).
Молекулярные ядра S 255 IR, S 255 N, звездообразование в которых вызвано расширением зон НИ
Для построения функции, аппроксимирующей нелинейность AOS LRS1 использовались смещения лучевых скоростей узкой (AV 2 км/с) компоненты каждой из линий рассматриваемой серии, относительно лучевых скоростей этой компоненты, определенных по спектрам с высоким разрешением. В результате был получен набор из 24 точек, характеризующий нелинейность AOS LRS1 (рис. 3). Методом наименьших квадратов для этого набора была подобрана аппроксимирующая функция: где Аи — это разность частоты исследуемой спектральной компоненты {v0ff) и центральной частоты рассматриваемого диапазона (щ) в МГц; коэффициенты А = 0.11509235 МГц, В = 5.81897314 х 10 4, С = 6.11358835 х Ю-6 МГц"1, D = 1.97613449 х 10 8 МГц"2.
Значение Fv является поправкой, которую необходимо внести в частоту линии, определенную по спектру, полученному на AOS LRS1. Среднее отклонение аппроксимирующей кривой составляет 0.08 МГц, что существенно меньше ошибок наблюдений.
Гигантское молекулярное облако G1.6-0.025 (далее G1.6) расположено на окраине газопылевого комплекса центра Галактики. Впервые этот объект обнаружен при проведении обзора области галактического центра в линии поглощения Н2СО [111]. Наблюдения в линиях 14 показали, что в направлении а2ооо = 17 49m18.60s 52ооо — —2733/53.61// существует протяженное облако газа (далее протяженное облако) [112]. На основе кинематического анализа Gardner с соавторами предположили, что облако состоит из отдельных сгустков с размерами d = 2—5 , скоростями Visr = 50—75 км/с и ширинами линий AVisr = 15—20 км/с. На скорости около 43 км/с на линиях NH3 выделяется относительно узкая (AVisr 6 км/с), вероятно мазерная спектральная компонента, соответствующая области диаметром 81", наблюдаемой в направлении а20оо = 1749m20.6s, J2000 = -2734 48.5" [112]. В спектре линии СНзОН 4_i—Зо Е в этом направлении обнаружены узкие мазерные пики [113,114]. При дальнейшем исследовании G1.6 в линиях NH3 был обнаружен компактный (d = 5 ) сгусток (далее высокоскоростной сгусток) с Vi sr 160 км/с и AV/sr — 25 км/с [115]. Положение высокоскоростного сгустка совпало с положением одного из сгустков протяженного облака. Излучение в направлении G1.6 наблюдалось также при картографировании в линиях молекул 13СО (1—0), CS (2—1) [116], CS (1-0), C34S (1-0) [117] и HCN (1-0) [118]. Помимо линий излучения, Whiteoak и Peng наблюдали и картографировали G1.6 в линии поглощения СН3ОН 20-3_i Е на 12 ГГц [119].
Вращательные температуры, оцененные по линиям NH3 составляют 50 К для протяженного облака и 120 К для высокоскоростного сгустка, плотность водорода 103-—104 см-3 и 5 х 103 см-3 соответственно [112,115]. Соотношение иитенсивностей линий излучения молекулярного водорода в G1.6 свидетельствует о столкновительном механизме их возбуждения [120], кроме того, G1.6 ярко светится в переходах HNCO со столкновительным характером возбуждения, при этом излучение в переходах с радиативным возбуждением очень слабо [80]. Эти факты указывает на распространение в веществе G1.6 ударных волн. Причиной возникновения ударных волн, возможно, является столкновение высокоскоростного сгустка с протяженным облаком [121]. Проявления ударных волн наиболее ярко выражены в направлении о ооо — = 177l49m20.6s, 2000 = -2734 48.5", где наблюдается мазерное излучение метанола [114] и предполагается протозвездное скопление [121]. Представленные в настоящей работе данные были получены в марте 1996 г. с высоким спектральным разрешением в серии линий СНзОН 2к—1к и линиях SiO (2—1), СН3ОН 5_і—4о-Б, и с низким спектральным разрешением в линиях HNCO 7_7—б_б и SiO (3—2). В качестве реперной точки выбрано направление, в котором было обнаружено протяженное облако [112]. В окрестности выделенной реперной точки проведено картографирование области размером 12 х 8 . Шаг по прямому восхождению и склонению составлял 60". Время накопления сигнала варьировалось от 1 мин на краях карты до 16 мин в направлении на центр. В октябре 1999 г в отдельных направлениях дополнительно были проведены наблюдения с низким спектральным разрешением с центральной частотой 156.8 ГГц.
На полученных спектрах явно выделяются компоненты, соответствующие протяженному облаку со скоростью 50 км/с и высокоскоростному сгустку со скоростью 160 км/с, аналогично наблюдавшимся в работах [112,114,115]. Кроме того, обнаружено излучение компактного сгустка с Visr 0 км/с в линиях СНзОН 2#—1д-, SiO (2—1) и SiO (3—2). Зарегистрировано яркое излучение в линии СНзОН 5-I—4QE в направлении (120", —120"). В тех случаях, когда максимумы интенсивности излучения в наших наблюдениях согласуются по положению и по скорости с результатами наблюдений A. D. Haschick и W. А. Ваап [114], использовались обозначения этих максимумов, Am—Fm, введенные в [114]. На наших спектрах присутствуют две не наблюдавшиеся ранее компоненты с Visr 160 км/с и с Visr 0 км/с с координатами агооо = 17/l49m38.60s 2000 = — -2733 51.61" и а2ооо = 17M9m30.60s 62QQO = -27 3 2.6177. Соответствующие им максимумы, по аналогии, названы Gm и Нт.
Оценки по сочетанию низковозбужденных и высоковозбужденных переходов
Высокоскоростной сгусток с Visr 160 км/с Компонента со скоростью 160 км/с, соответствующая высокоскоростному сгустку, уверенно выделяется на спектрах всех зарегистрированных нами линий. Излучение распределено в области размером 8 х 5 (по уровню 10 % максимальной интенсивности), вытянутой с юго-востока на северо-запад. Ширина бленды линий метанола 2к—1к варьируется от 20 до 35 км/с, линии SiO (2—1) — от 17 до 39 км/с, линии метанола 5-і— 4о — от 16 до 27 км/с. Лучевая скорость изменяется от 150 до 170 км/с.
Высокоскоростной сгусток в бленде линий СЩОН2к 1к и в линии SiO (2—1) Излучение в этих линиях в диапазоне Visr = 120— 180 км/с имеет три пика интегральной интенсивности (рис. 4). Два из них совпадают с максимумами интенсивности Em и Fm [114]. Пик в направлении (300", —120") не выделялся в предыдущих наблюдениях. Совпадающий с ним максимум излучения мы назвали Gm, продолжая нотацию, введенную в [114]. Интенсивности Em, Fm и Gm в бленде линий СНзОН 2к 1к составляют 1.4, 1.2, 1.3 К, соответственно. В линии SiO (2—1) соответствующие интенсивности равны 0.4, 0.4 и 0.2 К. В линии СН3ОН 2i—її Е излучение высокоскоростного сгустка не обнаружено.
Все пики расположены на одной прямой линии, ориентированной в направлении юго-восток — северо-запад. Мы назвали ее «ось высокоскоростного сгустка». Расстояние между максимумами Em и Fm составляет 2 , между Fm и Gm — около 3 . Положение максимума Em в наблюдаемых нами линиях совпадает с положением максимума излучения протяженного облака Dm. Положение максимумов интенсивности Fm и Gm попадает в область минимума интегральной интенсивности протяженного облака (рис. 4). Различия в лучевых скоростях выделенных сгустков малы по сравнению с шириной линий (см. табл. 6). Высокоскоростной сгусток в линии СЩОН 5-І 4ОЕ На карте излучения отчетливо выделяются пики интегральной интенсивности, совпадающие по положению с максимумами интенсивности Em и Fm (рис. 8). В направлении Gm наблюдения отсутствуют. Em совпадает по положению с максимумом протяженного облака Dm, Fm — с минимумом излучения протяженного облака. Излучение в окрестности максимума Em наблюдается в интервале скоростей 155—170 км/с, в окрестности Fm — в более широком интервале 150—180 км/с. Интенсивность Em 0.5 К. Отношение интенсивностей Em/Fm составляет 1.4. Ширина линии варьируется от 21 до 27 км/с.
Высокоскоростной сгусток в линиях HNCO 7-7—6-6 и SiO (3—2) В излучении SiO (3—2) положения максимумов интенсивности высокоскоростного сгустка совпадают с наблюдаемыми в линиях СНзОН 2дг—1.К: и SiO (2—1). Аналогия распространяется также на соотношение максимальных интенсивностей.
Интенсивность излучения высокоскоростного сгустка в линии HNCO 7_7—б_б отличается от наблюдающегося в линиях СНзОН и SiO, на всех спектрах значение в 2.5 раза меньше интенсивности излучения протяженного облака. В направлении максимума Gm излучение не превышает уровень шума 0.42 К. Кроме слабого излучения, соответствующего максимумам интенсивности Em и Fm, наблюдается излучение в окрестности направления (360", 60"), отсутствующее в других линиях (рис. 9).
Высокоскоростной сгусток в серии линий СЩОН J-I—JQE и в линии СЩОН 2і —Зо А+ В направлении (0", 0") на спектре присутствуют компоненты, соответствующие высокоскоростному сгустку. Как и в протяженном облаке, бленда линий 2_і—2о Е, 1-і—1о -Б, 3-і—Зо Е наблюдается в излучении, а линия 2i—2 QA+ — в поглощении. Спектральные характеристики спектров приведены в табл. 6. Интенсивность излучения бленды в высокоскоростном сгустке значительно превышает интенсивность излучения этой бленды в протяженном облаке. Интенсивность линии 2]— Зо 4+ в высокоскоростном сгустке ниже, чем в протяженном облаке.
Излучение компоненты с Visr 0 км/с Наряду с компонентами, соответствующими протяженному облаку и высокоскоростному сгустку, в линиях СНзОН 2к 1к, J-i—Jo Е, SiO (2—1) и (3—2) наблюдается излучение с Visr 0 км/с (рис. 5, 9). Присутствие компоненты в спектрах различных линий означает, что излучение относится к реальному физическому объекту.
Максимальная интенсивность излучения в бленде линий СНзОН 2 —1 к и в линии SiO (2—1) наблюдается в направлении (180",—60"). Интенсивность излучения в этом направлении составляет 0.6 К в бленде линий СНзОН 2 --1 и 0.1 К в линии SiO (2—1). Ширины линий характерны для молекулярных облаков галактического центра и близки к наблюдающимся в протяженном облаке и в высокоскоростном сгустке (см. табл. 6).
Отметим, что максимум излучения с Visr 0 км/с на спектрах SiO (3—2) смещен примерно на 60" к востоку относительно пика излучения в линиях СНзОН 2#—1/v и SiO (2—1). Этот факт, возможно, свидетельствует о наличии градиента температур внутри облака.
