Введение 5
Главы
1 Способы изучения молекулярных облаков 13
1.1 Основные индикаторы молекулярного вещества в Галактике . . 13
1.2 Исследование областей образования звезд 16
1.3 Индуцированное звездообразование 18
1.4 Статистические характеристики молекулярных облаков 20
1.5 Алгоритмы выделения структур в молекулярных облаках .... 24
1.6 Оценка физических параметров молекулярных облаков по радиолиниям CO 32
1.6.1 Отношения оптических толщин 33
1.6.2 Модель теоретического профиля линии CO 37
1.6.3 Расчет лучевой концентрации молекулярного газа .... 40
1.6.4 Оценка физических параметров молекулярных облаков
по радиолиниям CO в переходе (1-0) 44
1.6.5 Расчет массы, размеров и дисперсий скоростей молекулярных сгутсков 45
1.7 Выводы 47
2 Звездообразование в области S233 48
2.1 Общая характеристика области S233 48
2.2 Наблюдения и обработка данных 49
2.2.1 Данные наблюдений 12CO и 13CO 49
2.2.2 Эшелле-спектр ионизующей звезды 51
2.2.3 Спектральный анализ 51
2.3 Туманность, образующая область S233 54
2.3.1 Оптические изображения 54
2.3.2 Данные UKIDSS в ближнем ИК-диапазоне 54
2.3.3 Данные WISE в среднем ИК-диапазоне 55
2.3.4 Данные IRAS в дальнем ИК-диапазоне 57
2.3.5 Физические параметры пыли 58
2.4 Молекулярный газ 61
2.4.1 Общее распределение газа в области S233 61
2.4.2 Молекулярный сгусток вещества 63
2.5 Обсуждение 69
2.5.1 Морфология зоны H II S233 69
2.5.2 Сценарий звездообразования в области S233 70
2.6 Выводы 73
3 Обзор молекулярных линий в направлении на области звездо-образования S231-S235 75
3.1 Отработка методики спектральных наблюдений с помощью двухканального радиометра диапазона 8 мм на РТ-22 ФИАН . 76
3.1.1 Составные части двухканального радиометра диапазона
8 мм 77
3.1.2 Общая схема двухканального радиометра диапазона 8 мм 78
3.1.3 Гетеродин диапазона 7-9 ГГц 80
3.1.4 Синтезатор частоты SMB-100A 82
3.1.5 Блок управления ГШ 83
3.2 Система автоматизации наблюдений 85
3.2.1 Основные функции программы 85
3.2.2 Обработка спектров 86
3.3 Выбор объектов для наблюдений 87
3.4 Наблюдательные данные 88
3.4.1 Наблюдения в диапазоне 8 мм 89
3.4.2 Наблюдения в диапазоне 13 мм 90
3.4.3 Архивные данные об излучении СО 91
3.5 Результаты 91
3.5.1 Массы сгустков и содержание молекулярного водорода в
них 91
3.5.2 Линии-трассеры плотного молекулярного газа 98
3.5.3 Температура и плотность молекулярного газа 99
3.6 Обсуждение 103
3.6.1 Распределение плотного газа в области S231-235 103
3.6.2 Звездообразование в молекулярных сгустках 106
3.6.3 Признаки истечений в молекулярных сгустках 107
3.7 Выводы 109
4 Структурные соотношения для молекулярных облаков 110
4.1 Методы выделения облаков 110
4.2 Физические параметры ГМО 113
4.3 Анализ структурных соотношений 117
4.3.1 Соотношение «дисперсия скорости - размер» 117
4.3.2 Соотношение «вириальная масса - светимость» 121
4.3.3 Соотношение «светимость-размер» 123
4.3.4 Вариация шага по скорости 125
4.3.5 Вариация порога 125
4.3.6 Функция масс 127
4.4 Выводы 130
Заключение 132
Список библиографических ссылок
Основная часть звезд в Галактике рождается в гигантских молекулярных облаках (ГМО), поэтому исследование особенностей пространственно-кинематической структуры ГМО необходимо для изучения особенностей
звездообразования в Галактике. Наличие большого числа молекул в межзвездной среде дает богатые возможности для анализа физических условий
и химического состава ГМО. Согласно исследованиям из работы [1], процессы звездообразования происходят в первую очередь в местах повышенной
концентрации газа, главная компонента которого – молекулярный водород.
Молекулярный газ распределен в Галактике неравномерно, причем он сконцентрирован в различные иерархические структуры – гигантские молекулярные облака, молекулярные облака, волокна, молекулярные сгустки, ядра и
др. Исследование данных структур позволяет сделать выводы о протекающих в них процессах звездообразования. Ставятся следующие вопросы: каким образом возникли наблюдаемые комплексы звездообразования, каковы
их морфология и кинематика, как взаимодействуют между собой различные составляющие, каковы их основные физические характеристики (масса,
плотность, температура), при каких условиях возникают и как протекают
процессы звездообразования, каковы основные свидетельства их активности
в данный момент, какие звезды в них образуются и каким образом они влияют на окружающее межзвездное вещество.
Эффективным методом получения наблюдательных данных о кинематике и
физической структуре облаков молекулярного газа является картографирование в радиолиниях. Для этой цели могут быть использованы линии различных молекул, выступающие в качестве индикаторов тех или иных процессов
и условий, возникающих в межзвездной среде. В частности, линии молекулы СО используются для изучения общего распределения молекулярного
газа. Линии молекулы аммиака (NH3) являются индикаторами температуры
5и повышенной плотности газа, а линии молекулы цианоацетилена (HC3N)
являются индикаторами областей еще более высоких плотностей. Мазерные
линии метанола (CH3OH) I класса дают возможность обнаружения ударных
фронтов в межзвездной среде, характерных для истечений из молодых звездных объектов. Вместе данная информация позволяет отождествить места активного звездообразования, а также произвести приблизительную оценку их
физических и химических характеристик.
В настоящее время накоплен богатый наблюдательный материал, позволяющий производить исследования областей образования звезд. Вместе с этим
идет развитие численных методов крупномасштабного галактического моделирования с учетом различных физических процессов. Модели, представленные в последних работах (см. к примеру работы [2,3]) зачастую показывают
расхождение теоретических результатов с данными наблюдений. Рассогласование объясняется не только особенностями моделирования (к примеру, учет
обратной связи от звезд и других факторов), но и разницей методов выделения облаков. Поэтому сопоставление данных наблюдений и моделирования всегда связано с поиском общей методики для анализа данных, которая
одинаково хорошо подойдет как для данных моделирования, так и данных
наблюдений.
Результатом наблюдений в радиолиниях в случае исследования крупномасштабных газовых структур являются «кубы данных», в которых две оси являются пространственными, а третья ось – кинематическая, соответствующая
лучевой скорости объектов. В настоящий момент разработаны различные
методы анализа данных пространственно-кинематической структуры (например, методы Clumpfind [4], GaussClump [5], FellWalker [6] и др.). Эти методы
позволяют выделять различные структуры в «кубах данных», которые затем
могут быть проанализированы статистически для определения основных физических характеристик этих структур – масс, светимостей, дисперсий лучевых скоростей и др. Именно на основании этих характеристик возможно
сравнение данных моделирования и наблюдений. Данные структуры также
являются кандидатами в области звездообразования.
Исследование областей звездообразования – актуальная и активно развивающаяся область в астрофизике. Связь этой области исследования с анализом крупномасштабной структуры гигантских молекулярных облаков обуславливается тем, что звездообразование в первую очередь происходит в местах скопления молекулярного газа, то есть в молекулярных облаках. Образование звезд может начинаться как спонтанно, так и под воздействием
внешних факторов. Стимулированное звездообразование – один из наиболее
эффективных процессов звездообразования в Галактике и за ее пределами.
6В настоящий момент принята точка зрения, что стимулированное звездообразование протекает по двум основным сценариям – «сжатие существующего сгустка» и «сбор-и-сжатие».
Основные результаты проведенных исследований таковы:
1. Исследована область звездообразования S233, содержащая изолированную звезду B0.5 V, которая окружена областью H II и погружена в молекулярное облако. Лучевая скорость звезды составляет
VLSR = −17.5 ± 1.4 км c−1. Сравнивая это значение со скоростью молекулярного газа (от -20 до -15 км c−1), мы предполагаем, что звезда
родилась в веществе соседнего молекулярного облака и в настоящий
момент движется вместе с облаком.
Найдены свидетельства взаимодействия звезды с окружающим веществом, которые могут указывать на процессы индуцированного звездообразования:
– Изображения WISE и UKIDSS показывают наличие протяженной
области инфракрасного излучения, содержащей поярчение S1 (излучающей как минимум до длины волны 24 мкм), а также оболочечной структуры, расположенной перпендикулярно к ионизующей звезде. Оболочечные структуры и инфракрасные поярчения –
частое явление в процессе звездообразования «сжатие существующих сгустков», индуцированное радиационной имплозией излучения [54] или ударным фронтом от зоны H II [147]. Пылевая
компонента инфракрасного пика S1 отражает видимый свет (в полосе DSS Blue) от ионизующей звезды, что поддерживает идею о
физической близости звезды и инфракрасного источника.
Помощь студентам и аспирантам в выполнении работ от наших партнеров
