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“赫歇尔”对玫瑰分子云中恒星形成的观测(Schneider 2010)  

2012-02-23 15:48:50|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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A&A 518, L83 (2010)

“赫歇尔”对玫瑰分子云中在 NGC 2244 影响下的恒星形成的观测

The Herschel view of star formation in the Rosette molecular cloud under the influence of NGC 2244

施耐德等人(N. Schneider1, F. Motte1, S. Bontemps1,2, M. Hennemann1, J. Di Francesco3, Ph. André1, A. Zavagno4, T. Csengeri1, A. Men’shchikov1, A. Abergel5, J.-P. Baluteau4, J.-Ph. Bernard6, P. Cox7, P. Didelon1, A.-M. di Giorgio8, R. Gastaud1, M. Griffin9, P.Hargrave9, T. Hill1, M. Huang10, J. Kirk9, V. K?nyves1, S. Leeks11, J. Z. Li10, A. Marston12, P. Martin13, V. Minier1, S. Molinari8, G. Olofsson14, P. Panuzzo1, P. Persi15, S. Pezzuto8, H. Roussel16, D. Russeil4, S. Sadavoy3, P. Saraceno8, M. Sauvage1, B. Sibthorpe17, L. Spinoglio8, L. Testi18, D. Teyssier12, R. Vavrek12, D. Ward-Thompson9, G. White11,21, C. D. Wilson19, and A. Woodcraft20

1 Laboratoire AIM, CEA/DSM – INSU/CNRS – Université Paris Diderot, IRFU/SAp CEA-Saclay, 91191 Gif-sur-Yvette, France. e-mail: nschneid@cea.fr

2 Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, CNRS/INSU –Université de Bordeaux, BP 89, 33271 Floirac Cedex, France

3 National Research Council of Canada, Herzberg Institute of Astrophysics, University of Victoria, Department of Physics and Astronomy, Victoria, Canada

4 Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, CNRS/INSU – Université de Provence, 13388 Marseille Cedex 13, France

5 IAS, Université Paris-Sud, 91435 Orsay, France

6 CESR & UMR 5187 du CNRS/Université de Toulouse, BP 4346, 31028 Toulouse Cedex 4, France

7 IRAM, 300 rue de la Piscine, Domaine Universitaire, 38406 Saint Martin d’Hères, France

8 INAF-IFSI, Fosso del Cavaliere 100, 00133 Roma, Italy

9 Cardiff University School of Physics and Astronomy, UK

10 National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, PR China

11 Space Science and Technology Department, Rutherford Appleton Laboratory, Didcot, Oxon OX11 0QX, UK

12 Herschel Science Centre, ESAC, ESA, PO Box 78, Villanueva de la Ca?ada, 28691 Madrid, Spain

13 CITA & Dep. of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto, Toronto, Canada

14 Department of Astronomy, Stockholm University, AlbaNova University Center, Roslagstullsbacken 21, 10691 Stockholm, Sweden

15 INAF-IASF, Sez. di Roma, via Fosso del Cavaliere 100, 00133 Roma, Italy

16 UPMC Université de Paris 06, UMR7095, IAP, 75014 Paris, France

17 Astronomy Technology Centre, Royal Observatory Edinburgh, Blackford Hill, EH9 3HJ, UK

18 ESO, Karl Schwarzschild Str. 2, 85748, Garching, Germany

19 Department of Physics and Astronomy, McMaster University, Hamilton, Canada

20 SUPA, Institute for Astronomy, Edinburgh University, Blackford Hill, Edinburgh EH9 3HJ, UK

21 Department of Physics & Astronomy, The Open University, Milton Keynes MK7 6AA, UK

2010331日收到,201056日接受

摘要

背景. 玫瑰分子云是一个典型的正在触发恒星形成的场所。它之所以能被作为典型,主要是由于它的形态,因为中心的 OB 星团 NGC 2244 在这个分子云中吹出了一个圆形的空洞,而且膨胀中的 H II 区现在正在与这个分子云发生相互作用。

目的. 研究玫瑰分子云中所有恒星形成场所的不同演化状态空间分布,并研究尘埃温度可能存在的梯度,这将有助于检验玫瑰分子云中的“触发恒星形成”的推测。

方法. 我们使用“赫歇尔”望远镜在 HOBYS 科学示范阶段用 PACS70160 微米)和 SPIRE250350500 微米)两台仪器获得的连续谱数据。

结果. 玫瑰分子云的三色图像印象深刻地表明了分子气体怎样被 NGC 2244 星团的辐射作用加热。检测到了明显的负的温度梯度和正的密度梯度(梯度的走向为从 H II 区与分子云界面向分子云中)。我们研究了质量最大的那些高密度云核(大小尺度 0.05 0.3 秒差距)的空间分布,发现随着与星团 NGC 2244 距离的增加,存在一个年龄序列(从已经有所演化的到较年轻的)。对于团块(大小尺度可达 1 秒差距)的分布,没有发现有明显的梯度。

结论. 温度和密度梯度的存在以及观测到的年龄序列,意味着玫瑰分子云中的恒星形成也许确实受到中心的 NGC 2244 星团的辐射作用影响。为了得到更肯定的结果,需要对玫瑰分子云中的前恒星和原恒星群体作更完整的研究。

 

关键词. 星际物质:分子云 尘埃,消光 星际物质:总论 红外:星际物质 亚毫米:星际物质

1. 引言

玫瑰分子云由于它的众所周知的发射星云而成为一个壮观的区域,中心的 OB 星团 NGC 2244(图 12)所提供的能量,在这个分子云中吹出了一个空洞。在离开太阳 1.6 千秒差距Williams 等人 1994Schneider 等人 1998aHeyer 等人 2006处,膨胀中的 H II 区与大质量(几倍于 105 M)的正在形成恒星的分子云相互作用,沿着界面生成了一些以光子为主的区域(PDR)(Schneider 等人 1998b)。明亮的多环芳烃(PAH)发射,首先由 Cox 等人(1990)在“红外天文卫星”(IRAS)的波段观测到,表明了温暖的尘埃的存在。近红外和中红外的巡天(Phelps Lada 1997Li Smith 2005Balog 等人 2007Roman-Zuniga 等人 2008Poulton 等人 2008)对玫瑰分子云中的红外群体作了更详细得多的研究。

电离辐射能影响分子云的演化并因此与恒星形成有密切联系。一个已经存在的(原始)团块状云结构上气体的光致蒸发导致小球状体的形成。玫瑰分子云(RMC)中的一些众所周知的特征——“象鼻”、“斑点”和“泪滴”小球状体(Schneps 等人 1980White 等人 1997),展现出明亮的环绕边缘的发射。这些小球状体可以形成小质量的恒星并缓慢地收缩(例如Lefloch Lazareff 1994)。瑞利—泰勒不稳定性可以解释玫瑰分子云中的象鼻状小球状体(例如 Patel 等人 1993)。Schneider 等人(1998a)指出,基本上所有靠近 H II 区的 CO 团块都坍缩和形成了恒星。最近,Gritschneder 等人(2009)使用的流体动力学模型包括了湍流和电离辐射。他们指出,由于密度较低的团块间气体升温和因此压力的增加,原始的、密度较高的团块更受到压缩,形成柱状结构,指向辐射源。在密度很高(n ~ 107 厘米-3)的柱顶,恒星形成正在发生。不过,恒星形成的范围推进到这个分子云中更深处,那里的电离度急剧降低,至于深入的程度,尚不清楚。

 

“赫歇尔”对玫瑰分子云中恒星形成的观测(Schneider 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

1. 玫瑰分子云的三色图像(70 微米 = 蓝色,160 微米 = 绿色,500 微米 = 红色),覆盖在光学图像(“数字化巡天”中的 Hα)之上。

 

虽然总的来说辐射对玫瑰分子云的演化有明显的影响,但是它与恒星形成的特定联系并不很清楚。在顺序触发恒星形成的经典描述(Elmegreen Lada 1977)中,膨胀中的 H II 区把气体集中在电离波前和激波波前之间的压缩层中,于是碎裂成引力不稳定的高密度云核,形成恒星。这种新的联系的电离波前进一步传播到分子云内,并引起下一代的恒星形成。

 

“赫歇尔”对玫瑰分子云中恒星形成的观测(Schneider 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

2. 玫瑰分子云的“赫歇尔”SPIRE 250 微米成图。正文中提到的各个区域以编号标出。星号表示 NGC 2244 的七颗 O 型星(O4 O9)。

 

玫瑰分子云已经被提出作为触发恒星形成场所的一个典型。许多其他的研究(例如Deharveng 等人 2005)已在一个围绕中心 H II 区的扫移气体壳层中揭示出一些尺度较小的可能的候选体,它们具有边界清楚的、简单的几何形状和恒星形成的迹象。玫瑰分子云是一个较为烦人的区域,因为它是一个大质量分子云,具有复杂的结构,其中存在至少三个星团, NGC 2244NGC 2237 和最近检测到的 RMC-XAWang 等人 2009),它们照亮了 H II 区。有证据表明,玫瑰分子云中的恒星形成也许是一个触发过程的结果:

(i)        Balog 等人(2007)和 Roman-Zuniga 等人(2008)发现,星团中具有近红外色余的恒星平均占的比例随与星团中心距离的增加而增大;

(ii)     Williams 等人(1994)的 CO 谱线研究表明,恒星形成活动在 H II 区与分子云交界面比在分子云中心更激烈。

可是,触发恒星形成的描述有可能不是顺序的Roman-Zuniga 等人(2008)指出,星团之间的相对年龄差与顺序触发恒星形成的描述不一致。他们提出,星团形成的整体年龄顺序可能是原始的,有可能是分子云本身的形成和演化所导致的。因此,不清楚玫瑰分子云中的恒星形成活动是否是由 H II 区的交界面推进到星团的中心,或者是否是一个全局性的过程,其中的一些演化阶段随机性的散布着,因而一些演化程度不同的恒星形成场所之间并没有明显的联系。

2. 观测

玫瑰分子云已被取为 HOBYS(“赫歇尔”OB 型初期恒星体)项目的有代表性的源(就质量、恒星形成活动等等而言),这是“赫歇尔”卫星(Pilbratt 等人 2010)上观测时间得到保证的关键项目(Motte 等人 2010),使用成像光谱与测光仪(SPIRE)(Griffin 等人 2010Swinyard 等人 2010)和光电阵列和射谱仪(PACS)(Poglitch 等人 2010)的连续谱阵列。从 70 500 微米的 SPIRE PACS 数据在 2009 10 20 日以扫描速度 20/秒的并行模式获得。完成了两个大小为 1°45'×1°25'的星场的交叉覆盖,中心在玫瑰星云、即这个分子云主要部分的东南角(见图 2)。SPIRE 数据用 HIPE 2.0 归算,使用流程脚本的修改版本(例如把在周转时间内在图边缘获取的观测结果包括在内)。中位基线和朴素映射法(即简单平均算法)被应用于这些数据。

3. 结果和分析

3.1. 三色图像

1 显示的是玫瑰分子云的三色合成(70160 500 微米)图像,覆盖在这个区域的图像上。蓝色表示最短的波长(70 微米)并因此是较暖的气相,绿色表示 160 微米发射,而红色表示的最冷的气相则由 500 微米发射追踪。H II 区和分子云的交界面,那里受紫外辐射的影响最大,在蓝色中更加明显,并表现出最复杂的和纤维状的结构。来自 NGC 2244 星团的紫外辐射(7 O 型和 24 B 型恒星产生的电离波前流动速度高达 20 千米/秒,Fountain 等人 1979),驱除了低密度的气体,仅留下密度最高的气体,成为“云柱”。假定星团的年龄为 2 × 106 年(Wang 等人 2009),并且电离波前典型的膨胀速度为 10 千米/秒,这将意味着辐射穿透的深度为 ~ 10 秒差距。这的确与冷、暖气相的边界差不多。

在云中穿透得更深的,是冷而密的“分子云脊”(大部分呈现为粉红色和红色),它们受紫外辐射影响较少,看上去较少结构。这并不意味着那里的气体有较平滑的结构,这是因为:(i)在云的这一部分依然存在的密度较低的气体使分布平滑化;(ii)分辨率的影响也许起着某种作用。在 2030 秒差距远的云的远端,靠近星团 PL7(见图 2)和更远处,发现了“最冷的”区域。

3.2. 尘埃温度和柱密度

3 给出了由灰体拟合到每个像素处的五个观测波长得到的尘埃温度分布(所有的图都平滑化到 500 微米图的光束大小,即 ~ 37")。尘埃的发射率指数 β = 2,而尘埃的不透明度 κ = 0.1×(ν/1000)β [厘米2/] 。在麒麟云脊和壳层区域的 H II 区和分子云交界面处得出了最高的温度,一个薄层内的温度在 30 开左右。然后温度想分子云内逐渐降低,直到在云的远端低到 1015 开左右。这与 IRAS 60/100 微米的比值得出的尘埃的色温度(Schneider 等人 1998b)一致,后者给出 H II 区与分子云交界面处为 30 开,而位于 AFGL 961 位置处的云的远端则为 26 开。(请注意后者的数值是由低角分辨率的 IRAS 数据得出的。)

 

“赫歇尔”对玫瑰分子云中恒星形成的观测(Schneider 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

3. 玫瑰分子云的尘埃温度图,由同时拟合 PACS SPIRE 五个观测波长得到。温度以开为单位,标尺在右侧给出。请注意,图中由于扫描行程中间的滤光片而很有可能造成零点偏差。图中仅给出了 SPIRE PACS 所覆盖的区域。黑色十字并标以“PL”的是 Phelps Lada1997)识别的星团的位置,红色叉号并标以“A”、“B”等等的是 Poulton 等人(2008)识别的星团,而标以“REFL”的则是 Roman-Zuniga 等人(2008)识别的星团。

 

PACS SPIRE 观测结果所表明的温度梯度证实了从前 Cox 等人(1990)的发现,他曾指出,在这个分子云和星云区域中,60 100 微米的 IRAS 发射很强,而 12 微米发射则在这个分子云中 H II 区内很显著。Dent 等人 2009)检测到了(云内)团块的面温度的下降,这是由于 12CO 32/10 谱线比下降造成的。不是所有的恒星形成场所都与温度的峰值相关。星团 ACDEFG= PL7)和 PL5 在温度图中并没有表现得很显著。相反,在这个分子云的远端(PL7 F 之间),有一个很强的温度峰值,并没有识别为一个星团。

我们由灰体拟合得出柱密度图(图 5,右),据此计算了“赫歇尔”所绘制的复合体中总质量为 ~ 105 M 。表 1 给出了各个区域质量和平均密度。有趣的是,从 H II 区到分子云,平均密度存在明显递增的梯度。在分子云与 H II 区交界面的“压缩”区(壳层、扩张的云脊和麒麟云脊),  密度在 0.5×103 厘米-3 左右,而最远端的云(星团 F PL7)具有更高的密度,  分别为 1.8 × 103 厘米-3 3.9 × 103 厘米-3

 

1. 玫瑰分子云中发现的源的年龄序列。

 

“赫歇尔”对玫瑰分子云中恒星形成的观测(Schneider 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

. 这些区域按离开 NGC 2244 中心的距离(d)递减的次序排列(为简单起见,我们取图 3 中星团 B 的位置为“中心”)。平均密度(〈n〉)由柱密度得出,而质量(M )则由平均密度乘以每个区域面积得出,其中假定沿视线方向云的厚度都相同。最后一栏给出源的数量(年轻/演化后)。

 

3.3. 对各个区域的更仔细的研究

我们按照图 2 中给出的标记,更仔细地对玫瑰分子云中的“扩展的云脊”作了研究。另外两个区域(“中心”和“麒麟云脊”)作为在线材料给出(这里的图 5 和图 6)。“扩展的云脊”是暴露在 NGC 2244 星团的电离辐射中的高密度分子云柱。这一区域中存在着剧烈的温度和密度梯度,图 4 给出了这一区域的尘埃温度图、柱密度图和三色图像。具有最高柱密度的区域构成了一条冷而密的气体团块链,这在图 4 中的 70 微米和 350 微米发射的重叠图中可以看得很清楚,其中最冷的区域在 70 微米发射中没有出现。这些团块的质量介于 19 161 M 之间,它们的平均密度典型地为 1.1×104 厘米-3(由柱密度图确定的数值)。虽然这一平均密度不低,但它离湍流模型推测的形成云柱的密度 107 厘米-3Gritschneder 等人 2009)还很远。

4. 讨论

“赫歇尔”观测到的玫瑰分子云中的前恒星和原恒星群体被用两种源提取方法加以识别,这两种方法都基于这样一个原则,即把大空间尺度的发射过滤掉,以便把注意力集中在一些致密源上。Motte 等人(2010)讨论了云核群体(大小尺度 0.050.3 秒差距的前恒星核、原恒星核和暖核)。Di Francesco 等人(2010)给出了团块的分布(最大到 1 秒差距),这些团块不是还没有恒星,就是伴随有初期恒星体。

Di Francesco 等人(2010)中的图 1 给出了无恒星团块和原恒星团块的空间分布。后者集中在云中那些密度最高的区域内,主要靠近那些已知的星团,而无星的团块则分布得较均匀。在团块类型与到 OB 星团距离之间没有观测到相关性,这也许意味着有年龄影响。

 

“赫歇尔”对玫瑰分子云中恒星形成的观测(Schneider 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

4. “扩展的云脊”区域放大图。左上图:尘埃温度,右上图:柱密度,左下图:重叠的 70 微米和 350 微米图,右下图:三色图像(70 微米 = 蓝色,160 微米 = 绿色,250 微米 = 红色)。请注意,我们这里红色波段使用的是 250 微米数据。

 

Motte 等人(2010)的图 5 中,画出了质量最大的那些高密度云核的空间分布,而在我们的表 1 中则汇总了不同的区域内对这些源的统计。我们采用 Motte 等人(2010)定义的前恒星核到演化后初期恒星体的分类,并计算了每个区域内年轻源与演化后源的相对数量(表 1 中的最后一栏)。得到的序列表明,在玫瑰分子云内可能存在跨越整个云的年龄梯度,其中最年轻的是位于云的远端的 PL7 星团,而靠近 H II 区的麒麟云脊和壳层区域演化得最多。星团 PL7 的年轻由 Hennemann 等人(2010)在他们的原恒星包层质量与热光度关系图中给出了独立的确认。请注意,Roman-Zuniga 等人(2008)还检测到了年轻恒星所占的比例随离开 NGC 2244 星团中心的距离增加而增加,而 Balog 等人(2007)则发现,II 类源集中在 NGC 2244 的中心,而 I 类源位于离这个星团较远处。然而,星团 PL3 与上述描述不符合,因为它看来更像是一个演化后的区域,但它位于云的较远的部分。一种试探性的解释也许是因为它更多地暴露在紫外辐射中,并因此较少(像“中心”和远端的区域那样)受到较密的气体的保护,它的演化也许受到辐射影响加速。不过,我们要强调,迄今尚无足够的源进行分析得出肯定的结论。需要用更大的样本进行更详细的分析和有意义的统计,这些已计划在将来去做。

 

“赫歇尔”对玫瑰分子云中恒星形成的观测(Schneider 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

5. 左图:玫瑰分子云的消光图,使用 2MASS 数据库,由背景恒星 JHK 波段的恒星红化得出,像素大小 1.3'(Bontemps,私人通信;Schneider 等人 2010)。轮廓线的数值由 AV = 2m 增加到 14m,步长 2m右图:分子氢柱密度,[厘米-2],采用对数标度,由与温度所用的相同的灰体拟合确定。标明了表 1 中提到的那些区域。

 

“赫歇尔”对玫瑰分子云中恒星形成的观测(Schneider 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

6. “中心”(左图)和“麒麟云脊”(右图)两个区域的放大图,与图 4 中给出的“扩展的云脊”类似。上面一行:分别为每个区域的尘埃温度图和柱密度图。下面一行:分别为每个区域重叠的 70 微米和 350 微米图和三色图像(70160250 微米)。

 

(原文引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

 

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