Детальные исследования областей звездообразования на основе прецизионной молекулярной спектроскопии

• Автор: Лапинов, Александр Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Нижний Новгород
• Количество страниц: 167 с. : ил.

Оглавление*
1 Введение
2 Исследования плотных ядер в областях образования звезд большой массы
2.1 Обоснование задачи
2.2 Наблюдения
2.3 Обработка данных
2.4 Результаты измерений и сравнение с предыдущими наблюдениями
2.4.1 Общая морфология наблюдавшихся областей
2.4.2 в 261
2.4.3 в 268.42-0.85 (ВВУ 222)
2.4.4 О 270.26+0.83 (ЫС’УУ 41, ВВ’УУ 246)
2.4.5 в 301
2.5 Оценка параметров
2.5.1 Пиковые температуры, размеры и ширины линий
2.5.2 Оптическая толщина в С.8 и лучевые концентрации
2.5.3 Оценки АДНД и Х(С8)
2.6 Выводы
3 Излучение HCN в темных облаках
3.1 Введение
3.2 Модель облака
3.3 Результаты расчетов
3.4 Сравнение с наблюдениями
3.5 Выводы
4 Прецизионная спектроскопия астрофизически важных молекул
4.1 Радиоастрономическая спектроскопия НГ413С
4.2 Лабораторная субдоплеровская спектроскопия С18 О
4.2.1 Введение
4.2.2 Детали эксперимента
4.2.3 Анализ и результаты
4.2.4 Выводы
4.3 Лабораторная субдоплеровская спектроскопия 13СО
4.3.1 Введение

4.3.2 Сверхтонкое расщепление 13СО
4.3.3 Экспериментальные детали и анализ формы линий
4.3.4 Анализ спектра и результаты
4.3.5 Выводы
4.4 Лабораторная субдоплеровская спектроскопия О С Б
4.5 Лабораторная спектроскопия НМСО
4.5.1 Описание спектра
4.5.2 Анализ данных
4.5.3 Выводы
4.6 Радиоастрономическая спектроскопия Н15]ЧС
4.7 Анализ вращательного спектра НСИ
4.8 Примеры использования прецизионной спектроскопии для исследования динамики областей звездообразования
5 Заключение
Литература
Приложения
А Восстановление изображений методом максимума энтропии
В Перенос излучения в линиях НСК с перекрытиями
С Математические аспекты аппрокимации профилей поглощения при детектировании на второй гармонике частоты модуляции
Ю Отсутствие столкновительного взаимодействия внутри сверхтонкой структуры 13СО 7
*) Представленные тексты докторской диссертации и автореферата этой диссертации полностью соответствуют тексталг ранее защищенной кандидатской диссертации и автореферата кандидатской диссертации автора (Лапинов A.B. Кандидатская диссертация, ИПФ РАН, Н.Новгород: 2007, 166с. и Лапинов A.B. Автореферат кандидатской диссертации, ИПФ РАН, Н.Новгород: 2007, 23с). Основание: 1) п.З) действующего Положения о порядке присуждения ученых степеней, 2) решение Президиума ВАК от 23 мая 2008 г.

Глава
Введение
Измерения межзвездных молекулярных линий и их последующий анализ являются, несомненно, основным методом исследования областей звездообразования. Впервые предположение о существовании газо-пылевых облаков в Галактике было сделано по поглощению фонового излучения звезд в оптике. Однако, несмотря на колоссальный прогресс в оптических измерениях (особенно после запуска телескопа им. Хаббла), наблюдения в видимом диапазоне не позволяют достаточно глубоко заглянуть внутрь этих объектов и, тем более, измерять в них доплеровские движения газа. В то же время информация о поле скоростей газа и зависимости этих движений от радиуса может быть относительно легко получена из доплеровских смещений молекулярных линий с разной оптической толщиной и/или из анализа их асимметрии. Кроме того, из сравнения интенсивностей разных переходов одной и той же молекулы или линий разных молекул можно извлекать данные о распределении плотности, кинетической температуры, а также особенностях химического состава, что также невозможно получить в оптике. В тех же случаях, когда в области звездообразования уже имеется протозвезда, информация об этом может быть получена из инфракрасных (ИК) измерений.
Детальные исследования межзвездных облаков важны прежде всего именно в связи с изучением процессов звездообразования. Несмотря на то, что с момента открытия линий СО в межзвездной среде Вильсоном и др. в 1970 г. прошло уже более 30 лет и накоплен громадный объем наблюдательных данных, построение детальной картины звездообразования далеко не завершено, а количество возникающих вопросов ничуть не меньше, чем это было в начале. Наглядным подтверждением неослабевающего интереса к таким наблюдениям является строительство все более мощных радиотелескопов с упором на суб-миллиметровый диапазон воли — таких, как уже работающие 10м радиотелескоп Калифорнийского технологического института (CSO-10.4m) и 15м телескоп им. Дж. Максвелла на Гаваях, 10м телескоп им. Г. Герца в Аризоне. Так же па Гаваях строится решетка из субмиллиметровых телескопов, SMA. Однако, самым значительным событием развития экспериментальной базы в данной области является грандиозный международный проект по строительству антенной решетки ALMA из ~50 зеркал диаметром 12м на высоте 5000м в Чили, включая первый частично независимый инструмент из этой серии, APEX, с верхней рабочей частотой в 1.5 ТГц. Обоснованием продвижения ко все более высоким частотам является технический прогресс, вызванный пониманием того, что объем принимаемой информации растет как куб частоты. Именно исследование процессов звездообразования

G 301 12-0 20 CS J=3-2 SEST-15m
Рис. 2.13: Контурные карты G 301 12—0.20 в ТтЪ для CS J~3—2 Пятиконечная звезда и треугольник показывают положения точечного источника IRAS и мазера Н20 [117]. Крестиками отмечены положения мазеров ОН из [118] и [127]. Ромб соответствует мазеру СН3ОН на 6.6 ГГц [119].
G 301.12-0.20 SEST-15m

Д a (aresec)
Рис. 2.14: МЕМ деконволюция Tmb карт G 301.12—0.20 в C34S J—2— 1 (непрерывная линия) и С180 J=l—0 (пунктирная линия). Все маркеры такие же, как на рис. 2.13.