Детальные исследования областей звездообразования на основе прецизионной молекулярной спектроскопии

• Автор: Лапинов, Александр Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2007
• Место защиты: Нижний Новгород
• Количество страниц: 167 с. : ил.

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 261.64-2
2.4.3 в 268.42-0.85 (ВВА 222)
2.4.4 О 270.26+0.83 (ЮТ 41, ВВУ 246)
2.4.5 О 301.12—0
2.5 Оценка параметров
2.5.1 Пиковые температуры, размеры и ширины линий
2.5.2 Оптическая толщина в СБ и лучевые концентрации
2.5.3 Оценки Л'ьСНг) и Х(СЭ)
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 НМ13С
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 ОСБ
4.5 Лабораторная спектроскопия Н1ЧСО
4.5.1 Описание спектра
4.5.2 Анализ данных
4.5.3 Выводы
4.6 Радиоастрономическая спектроскопия Н15ИС
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 HCN с перекрытиями
С Математические аспекты аппрокимации профилей поглощения при детектировании на второй гармонике частоты модуляции
Б Отсутствие столкновительного взаимодействия внутри сверхтонкой структуры 13СО 7=1—0

Глава
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 начате. Наглядным подтверждением неослабевающего интереса к таким наблюдениям является строитатьство все более мощных радиотелескопов с упором на суб-миллиметровый диапазон волн — таких, как уже работающие Юм радиотелескоп Кали-форнийского технологического института (CSO-10.4m) и 15м татескоп им. Дж. Максвелла на Гаваях, 10м телескоп им. Г. Герца в Аризоне. Так же на 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 батее высоким частотам является технический прогресс, вызванный пониманием того, что объем принимаемой информации растет как куб частоты. Именно исследование процессов звездообразования

лись в основном для плотности в центре по=105 см-3 в широком диапазоне содержания молекул HCN по отношению к Н2: Х(НСМ)=10~П - 10-9. При выбранной геометрии для луча зрения, проходящего через центр облака, и при типичном значении Х(НСМ)=Ю-10 лучевая концентрация молекул ЛТДНСИ) близка к 1013 см-2. Для простоты при расчетах предполагалось, что Х(НСИ) не зависит от г. Стоит отметить, что несмотря на указанные выше геометрические параметры облака и относительную концентрацию НСХ молекул, по отдельности ни они, ни полная масса облака параметрами модели не являются. Поскольку при заданном распределении плотности любое уменьшение линейных размеров в к раз при одновременном увеличении во столько же относительного содержания НСХ отвечает той же лучевой концентрации НСИ, то все параметры решения переноса излучения, включая оптическую толщу в линиях, температуру возбуждения при заданной концентрации Н2 и яркостную температуру линий, будут теми же. Поэтому настоящими независимыми параметрами модели являются лишь функции распределения физических параметров, от-масштабированные на внешний радиус, и ^(НСИ). Такая самоподобность задачи, помимо всего остального, является хорошим критерием проверки решения переноса излучения.
Расчет излучения НСИ проводился для постоянных значений кинетической температуры газа в облаке Д-10 и 20 К, а также для случая, когда распределение температуры задавалось функцией вида ТДг)=7К+8К(г/1 пк)2. Последний закон изменения Тк{г) был выбран, исходя из результатов моделирования самообращенных профилей СО для туманности 1.673 [85]. Для этой цели в качестве столкновительных скоростей переходов НСМ сверху вниз были взяты значения из [179] для Тк—10 К, Скорости переходов в противоположном направлении вычислялись для кинетической температуры каждого слоя, исходя из принципа детального равновесия. Для случая, когда ТЦг)=10 К вычисления проводились также для п0=Ю5 см-3.
Для оценки максимальных значений Я12 и Я02 расчеты выполнялись вначале лишь для условий, когда в облаке отсутствовали микротурбулентные движения, и ширины линий определялись чисто тепловыми скоростями. Вычисления проводились как для стационарного облака, так и при коллапсе или расширении облака по линейному закону V(г)=Уог/Д. Значение П0 на краю облака изменялось в диапазоне 0-1 км/с. Отрицательные значение И на приведенных рисунках соответствуют сжатию. Все исследования проводились для значений 1Уд(НС1Ч) в диапазоне 0.3.. .3 • 1013 см-2.
3.3 Результаты расчетов
На рис. 3.4 изображена серия типичных профилей НСИ в переходе 7=1—0, рассчитанных как для стационарного, так и для коллапсирующего (а также расширяющегося) по закону У (г) а г облака. Для компактности рисунка расстояния между компонентами уменьшены. При отстройке Я=0—1 и Я=1—1 на +2.1 и —1.4 МГц относительно Я=2—1, соответствующие расстояния между центрами линий равны -7.1 и +4.8 км/с. Приведенные профили соответствуют случаю, когда ло=105 см-3, Т*=10 К, ЦигЬ=0, луч зрения проходит через центр облака. Случаи а), Ь) и с) отвечают трем последовательным лучевым концентрациям ЛТДНСИ), равным 3.62 • 1012 см-2, 1.15 • 1013 см-2 и 3.62 • 1013 см-2. Каждая горизонтальная строка профилей соответствует одинаковой величине скорости сжатия, но разной лучевой концентрации НСИ.