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星海微萤

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日志

 
 

G035.39–00.33 中的大质量恒星形成(Nguyen Luong 等人 2011)  

2012-04-18 20:14:51|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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A&A 535, A76 (2011)

G035.39–00.33 中大质量恒星形成的“赫歇尔”观测结果:正在经历小型星暴的 W48 中的高密度冷纤维

The Herschel view of massive star formation in G035.39–00.33: dense and cold filament of W48 undergoing a mini-starburst

阮良等人(Q. Nguyen Luong1, F. Motte1, M. Hennemann1, T. Hill1, K. L. J. Rygl2, N. Schneider1, S. Bontemps3, A. Men’shchikov1, Ph. André1, N. Peretto1, L. D. Anderson4,5, D. Arzoumanian1, L. Deharveng4, P. Didelon1, J. Di Francesco6, M. J. Griffin7, J.M. Kirk7, V. Konyves1, P. G. Martin8, A. Maury9, V. Minier1, S. Molinari2, M. Pestalozzi2, S. Pezzuto2, M. Reid8, H. Roussel10, M. Sauvage1, F. Schuller11, L. Testi9, D. Ward-Thompson7, G. J. White12,13, A. Zavagno4

1  Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA/IRFU, CNRS/INSU, Université Paris Diderot, Service d’Astrophysique, B?t. 709, CEA-Saclay, 91191 Gif-sur-Yvette Cedex, France

e-mail: quang.nguyen-luong@cea.fr

2  INAF-IFSI, via del Fosso del Cavaliere 100, 00133 Roma, Italy

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

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

5  Physics Department, West Virginia University, Morgantown, WV 26506, USA

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

7  Cardiff University School of Physics and Astronomy, UK

8  CITA and Dep. of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto, Toronto, Canada

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

10 Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095 CNRS, Université Pierre &Marie Curie, 98bis boulevard Arago, 75014 Paris, France

11 Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Auf dem Hügel 69, 53121 Bonn, Germany

12 The Rutherford Appleton Laboratory, Chilton, Didcot, OX11 0NL, UK

13 Department of Physics and Astronomy, The Open University, Milton Keynes, UK

2011 8 5 日收到,2011 9 16 日接受

摘要

W48 分子复合体中的纤维状红外暗云 G035.39–00.33 是“斯皮策”观测过的最暗的红外云之一。它作为 W48 分子云复合体的一部分,在 HOBYS 关键项目的框架下,用“赫歇尔”太空天文观测卫星的 PACS70 160 微米)和 SPIRE250350 500 微米)照相机作了观测。观测结果呈现了一个包含 28 颗致密源(去卷积后的半峰全宽大小 < 0.3 秒差距)的样本,这一样本在 G035.39–00.33 及其邻近区域中直到 ~ 5 M 以上是完备的。在这个样本中,13 个致密源是质量 > 20 M 的大质量高密度云核。我们由分析光谱能量分布得出了这些云核的特征,它们的质量为 2050 M ,大小为 0.10.2 秒差距,而平均密度则为 220×105 厘米-3 ,这使得这些大质量的致密云核成为形成中等质量和大质量恒星的出色的候选体。这些大质量致密云核大多数位于 G035.39–00.33 云脊的内侧,并寄居有红外宁静的大质量原恒星。在这些纤维内找到了大量的原恒星, 这意味着文明正在目击一场小型的恒星形成暴, 它的恒星形成效率 ~ 15% , 而恒星形成速率的密度 ~ 40 M·年1·千秒差距2 ,范围 ~ 8 秒差距2 ,这是一片很大的天区,覆盖了整个云脊。朝向 G035.39–00.33 方向观测到的延展的 SiO 发射,部分并不与明显的原恒星有联系,如以前的一些研究工作所提出的,它们也许起源于所覆盖的气流内部的低速激波。

 

关键词. 星际介质 恒星:形成 亚毫米:星际介质 恒星:原恒星 星际介质:个例:G035.39-00.33 星际介质:个例:W48

1.  引言

“赫歇尔”天文观测卫星Pilbratt 等人 2010)运行于远红外到亚毫米波长,是研究恒星形成早期的几个阶段以及初期星体与周围的云的联系的优异工具。 为了解决大质量星形成的一些基本问题,时间上得到保证的关键项目“OB 型初期恒星体‘赫歇尔’成像巡天”(HOBYShttp://hobys-herschel.cea.fr)观测了所有距离太阳 3 千秒差距以内正在形成大质量星的所有区域,其中一个区域就是 W48 分子复合体。这一巡天最终将提供对 OB 型星形成以及这一过程对周围环境影响的无偏观测结果(见Motte 等人 2010Schneider 等人 2010bHennemann 等人 2010di Francesco 等人 2010Hill 等人 2011)。正在开始呈现出来的图景表明,大质量星与小质量星相比是由一些更剧烈的动力学过程形成的。大质量高密度云核(MDC~ 0.1 秒差距,> 105 厘米3)或是红外明亮的,或是红外宁静的,其中中红外流量阈值被用作大质量恒星胎是否存在的一种指标(见 Motte 等人 2007),它们的寿命都很短。在红外宁静的高密度云核中形成的大质量类 0 级原恒星(Bontemps 等人 2010)被观测到在小尺度上受到超音速气流的反馈(Csengeri 等人 2011)。这些短时标和快速的气流与由 H I 气流碰撞这样的动力学过程形成的分子云和高密度纤维相一致(例如 Schneider 等人 2010aNguyen Luong 等人 2011)。分子云中冷而密的纤维是寻找大质量星初期星体的潜在场所。一个这样的例子是红外暗云(IRDC),这些天体的特点是在中红外波长在银河背景上黑暗的消光。它们具有相当高的柱密度(> 1022 厘米2)、较冷的温度(< 20 开),并具有纤维结构(例如 Peretto Fuller 2010),与原子气体碰撞模拟中的扫移气体的特点有些相似(例如 Heitsch 等人 2009Banerjee 等人 2009)。

红外暗云 G035.39–00.33(又称 G035.49-00.30)是位于 W48 分子复合体中的红外暗云纤维,距离 ~ 3 千秒差距(Rygl 等人 2010)。Simon 等人(2006)使用 13CO 发射估计,在有效半径 ~ 10 秒差距的天区内,纤维的质量 ~ 9000 M ,中位柱密度 1×1022 厘米2 Jiménez-Serra 等人(2010)观测到,延展的 SiO 发射伴随着这些纤维,他们把这解释为是由与气流碰撞有联系的低速激波以及(或者)来自原恒星外向流的激波产生的。这里我们使用“赫歇尔”的数据研究 G035.39–00.33 中的恒星形成活动,并确定是否可能有任何 SiO 发射与会聚流有联系。

2. “赫歇尔”的观测结果和辅助数据

整个 W48 分子云复合体在 2010 9 18 日和 19 日以 70 微米、160 微米使用 PACSPoglitsch 等人 2010)以及以 250350500 微米使用 SPIREGriffin 等人 2010),以平行扫描成图模式进行了观测,扫描速度为 20/秒。采取了两种垂直的扫描方式,覆盖一块 2.5°×2.5°的 SPIRE PACS 共有天区。数据的归算分为两步。由 SPIRE PACS 两者得出的各次扫描的原始数据(0 级),使用 HIPE 流程 7.0 版进行校准和消除坏点。然后,SPIRE PACS 1 级数据被馈入第 4 版的 Scanamorphos 软件包(http://www2.iap.fr/users/roussel/herschel/)(Roussel 2011,已递交),通过利用天空中冗余的观测点减除亮度的漂移,遮去剩余的坏点,并成图。对于 70 微米、160 微米、250 微米、350 微米和 500 微米,最终的图像角分辨率分别为 ~ 6"、12"、18"、25"和 37",而 1σ 均方根分别为 0.02 央斯基/1.4"像素、0.08 央斯基/2.8"像素、1 央斯基/波束、1.1 央斯基/波束和 1.2 央斯基/波束。对于 70 微米、160 微米、250 微米、350 微米和 500 微米的所有“赫歇尔”图像,分别通过把上述所成的图乘以 21706523711560 27,转换成兆央斯基/球面度。最后所成的 W48 的图在图 1 中用三色图像给出,而在图 9ae 中以每一种颜色分别给出。

 

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1.  由“赫歇尔”图像建立的三色图像,其中红色 = 250 微米、绿色 = 160 微米、蓝色 = 70 微米。右侧明亮的弥漫发射对应于银道面。电离氢区呈现为蓝色的环或泡,而更早阶段的恒星形成场所则呈现为红色的纤维。

 

作为对初期恒星体光谱能量分布(SED)的补充,我们还使用了“斯皮策”的 3.68 24 微米数据(取自 GLIMPSE MIPSGAL 巡天;Benjamin 等人 2003Carey 等人 2009)(http://www.astro.wisc.edu/sirtf/ http://mipsgal.ipac.caltech.edu/)、LABOCA 870 微米数据(取自 ATLASGAL 巡天;Schuller 等人 2009)(http://www.mpifr-bonn.mpg.de/div/ atlasgal/index.html)以及 BOLOCAM 1.1 毫米数据(取自 BGPS 巡天;Bally 等人 2010)(http://irsa.ipac.caltech.edu/data/BOLOCAM_GPS/)。我们注意到,我们使用的是这些巡天产生的图像而不是致密源星表,因为我们使用一种新的算法同时在全部十幅图像上提取源(见第 4.1 节)。

在本研究工作中,对于 PACSSPIRE 或者辅助数据,我们均为应用颜色改正。这些流量改正都相当小(就“赫歇尔”的情况而言,< 10%),当我们拟合光谱能量分布时,我们使用的绝对校准不确度为 30%(见第 4.3 节),因此前者完全被后者所掩盖。

3.  由“赫歇尔”所描绘出的 G035.39–00.33 云脊的特征

W48 是一个大质量分子云复合体[据 Bontemps 等人(在准备中)的消光图辨别,为 8×105 M],位于银道面稍微向南一点。众多的电离氢区(见图 1)表明,这一区域具有活跃的大质量星形成活动。图 1 还清楚地展示出了一些未来的(大质量)恒星形成场所,例如冷而高密度的纤维状红外暗云 G035.39–00.33,这是一个显著地伸长的结构,在“赫歇尔”所成的图(见图 2ad)中,呈南北走向。从“赫歇尔”的 70 微米直到“斯皮策”的 3.6 微米,以及自 160 微米起趋向长波的方向的发射,这一位置都呈现为一种暗黑的特征。

 

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2.  aG035.39–00.33 纤维的 PACS 70 微米图像;bG035.39–00.33 纤维及其周围区域的 PACS 70 微米图像;cG035.39–00.33 纤维及其周围区域的 SPIRE 250 微米图像;d)温度(颜色)和柱密度(轮廓线,由 1.5 9 乘以 1.5×1022 厘米2)图像。质量 > 20 M 的高密度云核用黑圈标出,质量 < 20 M 的高密度云核用白圈标出。圈的大小表示 160 微米的半峰全宽大小。Bd 中的红外暗云(> 3×1022 厘米2)的范围用白色多边形标出。

 

在得出任何物理参数之前,我们都加上零点偏差,这些偏差数值根据与“普朗克”卫星和“红外天文卫星”(IRAS)的数据的相关性按照 Bernard 等人(2010)的程序确定。我们然后通过一个像素、一个像素地拟合单一灰体的光谱能量分布得出 W48 的尘埃温度和柱密度图(图 3ab)。只有四个波长较长的“赫歇尔”波段被用于我们的光谱能量分布拟合,这四个波段的分辨率达到 37",并且具有相等的权重,而 70 微米的数据不能用于追踪我们最感兴趣的尘埃。我们假定,所有波长的发射都是光学薄的,并且取 Hildebrand1983)的尘埃不透明度律,其中尘埃的发射率指数 β = 2(见第 4.3 节中给出的式子)。

 

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3.  W48 的柱密度(a)和尘埃温度(b)图,据“赫歇尔”图像编绘,半功率束宽为 37"。使用 Hildebrand1983)的尘埃不透明度律,其中的尘埃发射率为 β = 2 W48 巨分子云(GMC)被标出,在图 2bd 中所示的红外暗云 G035.39–00.33 以及周围区域的放大图被勾画了出来。加号(+)表示超新星遗迹的位置。

 

2d 中的柱密度和温度图表明,在这一红外暗云中藏匿着高密度的冷物质(NH2 ~ 39×1022 厘米2 Tdust ~ 1316 开)。这个长 ~ 6 秒差距而宽 ~ 1.7 秒差距的纤维的形态与由 8 微米消光图像(例如 Butler Tan 2009)得出的面密度图中看到的结构符合得很好。由“赫歇尔”图像得出的 G035.39–00.33 的柱密度是已知红外暗云中最高的之一,并且在“云脊”中很典型,也就是说一些主要的纤维具有 Hill 等人(2011)所规定的很高的柱密度。不过,与大多数大质量恒星形成纤维不同,这个红外暗云具有较低的温度。我们由柱密度图估计,如图 2d 中的轮廓线所勾画出来的红外暗云 G035.39–00.33 ,在 ~ 8 秒差距2 的对应于 AV > 30 星等的范围内,具有的总质量 ~ 5000 M 。这样的质量与由中红外消光((Butler Tan 2009)得出的结果类似,并与由这个红外暗云的柱密度图减去背景(采用 Peretto 等人 2010 的方法)后测量得到的结果相符。下面,我们来说明这样的冷云脊具有很高的形成(大质量)恒星的潜力。

4.  G035.39–00.33 中的大质量高密度云核

4.1.  “赫歇尔”致密源的提取

“赫歇尔”致密源使用多尺度、多波长的 getsources 算法(版本1.110614 ,见 Men’shchikov 等人 2010 ,全部详情见 Men’shchikov ,在准备中)提取。我们在提取时,最初使用五个“赫歇尔”波长的图像检测出源,然后再使用全部十个波长,从 3.6 微米到 1.1 毫米,测量它们的流量。在检测的这一步,“赫歇尔”的五个波长的图像,如在 MRE-GCL方法中一样,被分解为单一尺度、单一波长图像的多分辨率立方体(见 Motte 等人 2007)。五种立方体然后合并在一起,其中给出较高分辨率的图像具有较高的权重,合并成单一尺度、综合了多种波长图像的单一立方体。最终在这个立方体中检测“赫歇尔”的致密源,并记录下它们的空间位置和初始大小。在测量的这一步中,在最初的10种波长的图像中,在减去了背景并且把重叠在一起的源分离开以后,相继地在源被检测到的位置计算它们的特性(包括半峰全宽的大小和积分流量)。在最后的 getsources 星表中,每个“赫歇尔”致密源均有一个单一的位置和十个不同波长的十个半峰全宽大小。

我们选取的源,160 微米的去卷积半峰全宽大小小于 0.3 秒差距,并且在多于两个“赫歇尔”波长以 > 7σ 被检测到(等价于在多于六个波长有 > 5σ 的测量结果),这给出了一份 28 个源的星表,直到 5 M 以上都是完备的(见图 2bc 1)。其中,13 个源被识别为很可能是最佳的大质量星初期星体的候选体(M > 20 M),我们称它们为大质量高密度云核。我们认为这 28 个源是稳健的源,因为其中 92% 也被用 CUTEX csar 算法识别了出来(Molinari 等人 2011Kirk,在准备中)。

 

1.  G035.3900.33 及其近邻中的致密源的特征。

 

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注. 红外暗云外面的源,用星号标出;去卷积半峰全宽大小用 160 微米测量;尘埃温度(T dust)和质量(M)由光谱能量分布建模得出(见图 4);热光度(L bol)和亚毫米光度(L > 350 微米)由光谱能量分布测得(见第 4.3 节),而当源在 3.670 微米范围内的任何波长为检测到时,则给出 L > 350 微米 / L bol)的下限。

 

这里研究的源以及更一般地说 HOBYS 关键项目研究的源都是云中的纤维状结构,当以从亚秒差距到秒差距的尺度进行研究时,它们强烈地向中心聚集,但没有坚实的边界。它们的内层可以用半峰全宽大小 ~ 0.1 秒差距的高斯函数拟合(例如 Motte 等人 2007),在HOBYS 所观测的分子云复合体的 0.73 千秒差距距离处只能被 PACS 照相机分辨出来。根据亚毫米的观测结果,这些大质量高密度云核已被发现是一些准球形的源,径向密度分布在 r ~ 0.11 秒差距范围内非常接近 ρ(r) r 2 的幂律(例如 Beuther 等人 2002Mueller 等人 2002)。 这一密度幂律以及由此得出的径向质量幂律 M (< r) r 从理论上说应是依靠它们自己的引力形成的由奇异等温球(Shu 1977)到原星团云团(Adams 2000)的高密度云核。对于光学薄的尘埃发射和微弱的温度梯度(T (r) r q ,其中,对于无恒星或红外宁静大质量高密度云核,q = 0 ,而对于红外明亮大质量高密度云核,则 q = 0.4),孔径内的积分流量应该随角半径(接近)线性地变化:对于红外宁静原恒星高密度云核,F (< θ) θ,而对于红外明亮原恒星高密度云核,则 F (< θ) θ 0.6(例如见 Motte André 2001 关于原恒星包层情况的更详细的论述)。因此我们可以预期,这里提取的高密度云核去卷积后的大小和积分流量会随波束的大小变化,而且实际上由 160 微米到 500 微米是增加的,与“赫歇尔”的半功率束宽(HPBW)增加到了 > 3 倍相一致。这种情况在这里的确观测到了(见表 2),我们要强调这种情况与用于这些致密源提取的方法无关,因为对于用 MRE-GCLMotte 等人 2010)和 CUTEX Giannini 等人,已递交)两种算法提取的源,也观测到了同样的情况。

 

2.  1 中的星表的标定流量和光谱能量分布品质。

 

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.  (a) 波长 λ 处的去卷积半峰全宽大小,由 getsources 测量的平均半峰全宽大小和波束大小按 FWHMλdec = (< FWHMλ >- HPBW2)1/2 (b) F original F scaled 是原始流量和标定流量。(c) F original,GB 是拟合到原始流量的灰体流量。(d) F scaled,GB 是拟合到标定流量的灰体流量。

 

4.2.  用编制的光谱能量分布标定“赫歇尔”流量

我们采用 Motte 等人(2010)提出的方法来限制不同的“赫歇尔”分辨率的影响,并把我们自己完全限制于大质量高密度云核或高密度云核的大小(~ 0.1 秒差距)。我们保持 PACS 70 160 微米流量不变,并线性地把 SPIRE 250350 500 微米流量标定到用 160 微米测量的源大小。这一处理过程假定:(1)用 160 微米测量的大小反映了这些高密度云核的空间大小;(2250350 500 微米发射主要是光学薄的;(3)应用在第 4.1 节中提到的 F (< θ) θ 的关系。与 160 微米的发射相反,致密 70 微米发射起源于靠近原恒星的热尘埃,并不能追踪高密度云核的冷成分。如果上面提到的密度和温度的幂律适用于大部分高密度云核,大致从 160 微米的分辨率的一半到 500 微米的分辨率,即从 0.020.09 秒差距到 0.10.6 秒差距,具体取决于云的距离,那么 F (< θ) θ 的关系就是正确的。但是这并不排除(大质量)高密度云核的次级分裂、内层密度的平直化和(或)内层温度的上升。对于大质量高密度云核,如第 4.1 节中所解释的,这些假定都是合理的。相反,如果一个电离氢区得到发展,它的母云内的高密度云核的密度和温度结构将很可能发生强烈的变动,这样的标定方法就不能应用。“赫歇尔”流量(以及这里的其他亚毫米波测量结果)可按照如下简单的式子来定标:

 

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 1

 

 

其中,Fλ FWHMλdec 是在波长 λ 250 微米处测量得到的流量和去卷积半峰全宽大小。为简单起见,并且因为它们的特征并不影响我们的讨论,我们对红外明亮的大质量高密度云核 123 仍然用线性的定标方法。

 

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4.  由“赫歇尔”和其他波长结果构建的光谱能量分布:(a)超致密电离氢区;(b)和(c):两个与 SiO 发射有关的大质量高密度云核。曲线是拟合到波长 160 微米的数据的灰体模型。单温度灰体拟合(黑色曲线)与双温度灰体拟合(绿色曲线)一致。误差棒对应于 30% 积分流量。

 

由“赫歇尔”数据和辅助数据,构建了表 1 28 个高密度云核的完整的光谱能量分布(例如见图 4)。如果它们是由单一的气体物质产生的,那么它们可以与灰体模型比较。这里使用的标定方法对于用 160 微米确定的物质含量允许这样做。灰体模型不是完美的模型,但能很接近地表达对于诸如无恒星、红外宁静或红外明亮的原恒星大质量高密度云核这样的一些源编制的光谱能量分布中的长波长部分(160 微米到 1.1 毫米)。例如大质量高密度云核 17 ,在未作标定时,从 250 微米到 500 微米,“赫歇尔”给出的流量几乎没有变化(见图 5),这使得灰体拟合非常不可靠。另外还有几个大质量高密度云核,从 160 微米到 500 微米甚至是增加的,不真实地意味着 < 510 开的尘埃温度。如果不补充高角分辨率的亚毫米观测结果,而且不作任何标定,那么若干云的碎块的光谱能量分布就根本无法拟合。正如图 5 中所示,标定后的 SPIRE 流量描绘出了一颗原恒星高密度云核光谱能量分布中瑞利—金斯段较为经典的变化。正如在表 2 中所能见到的,250 微米、350 微米和 500 微米流量的量值减小了些,但流量的这些改变有助于改善用一个灰体模型去拟合光谱能量分布。的确,“赫歇尔”测量到的流量与拟合的灰体流量之间的变化,把原来的流量与标定后的流量相比,大了 ~ 510 倍(见图 6)。

在流量标定以后,由灰体模型得到的 G035.39–00.33 中源的尘埃温度分布在〈T dust~ 14.5 开左右(见图 7a)。它们与由尘埃温度图像测量得到结果几乎相符(~ 16.5 开,见图 2d 7a),而比按原始流量由灰体模型得到的结果(~ 11 开)高了 ~ 20% 。由原来的 SPIRE 流量光谱能量分布拟合得出的尘埃温度大多数都太冷。我们确实希望一些致密的云碎块的温度不同于它们周围的云的温度,而且实际上如果原恒星高密度云核仅仅以红外宁静大质量高密度云核的形式演化的话,那温度还更低。可是,当云碎块平均来说只有三分之一大时,~ 5 开的温度降幅是十分极端的,而且〈T dust~ 11.3 开,对于大质量高密度云核来说,是不寻常地冷的。例如,在天鹅 X 大质量高密度云核中由氨的测量结果和“赫歇尔”光谱能量分布测得的温度为 ~ 20 开(Motte 等人 2007Hennemann 等人,在准备中)。

 

 

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5.  大质量高密度云核 17 的由流量编制的光谱能量分布实例,分别绘出了流量标定前(红色)和标定后(黑色)的两种情况。对于原恒星高密度云核的瑞利—金斯段,采用标定后的流量的光谱能量分布描绘出了更经典的变化规律。

 

4.3.  致密源的物理参数的导出

在对流量进行标定以后,我们就编制成了一个光谱能量分布,于是把一个单灰体拟合到 160 微米至 1 毫米波长的数据(见图 4ac 和图 11ae),得出每个高密度云核的质量和平均尘埃温度。我们假定尘埃的不透明度律 κ λ = κ0×(λ / 300 微米) β ,其中 κ0 = 0.1 克·厘米2 ,而尘埃发射率指数 β = 2。我们对尘埃发射率的了解很有限,这使得质量的系统不确度可达 ~ 2 倍。表 1 中给出的质量和尘埃温度不确度反映的是当发射率不变而流量变化 30% 时光谱能量分布拟合的不确度。我们通过把双温度灰体模型对数据进行拟合成功地复验了我们用对于长波长(> 160 微米)部分的单灰体拟合得到的结果(见图 4)。

我们还通过对低于测量点即分别从 3.6 微米到 1.1 微米和 350 微米到 1.1 微米的流量进行积分,得出了热光度 L bol 和亚毫米光度 L > 350 微米。对于一些未在中红外波长检测到的源,表 1 给出了使用 3.68 24 微米噪声水平作为上限或者把它们取为 0 得出的热光度取值范围。

 

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6.  原始流量与它们的最佳拟合灰体流量之间(叉号)以及标定后的流量与它们的最佳拟合灰体流量之间(圆圈)归一化差值的绝对值。

 

我们的样本中的云碎块质量介于 1 M ~ 50 M 的范围,160 微米波长去卷积半峰全宽大小介于 0.1 0.3 秒差距的范围,而温度介于 10 30 开的范围。以 160 微米波长选出并用灰体拟合测出的气体藏量的质量,平均来说,是由原始流量的光谱能量分布拟合得出的质量的 40%(见图 7b)。质量藏量的这一 ~ 1/2 的缩减,是由于决定集中考虑在 160 微米波长所测到的大小范围内所含有的气体而造成的,这一大小为光谱能量分布峰值(一般接近 250 微米)处的平均大小的一半大。没有这样的一种定标,本研究工作考虑的云碎块平均来说质量就会是两倍大,但密度也就要小到只有 ~ 1/8 。这些碎块因此将不能很好地对应于大质量高密度云核的典型尺度和密度,并在逻辑上云团气体中的物质向恒星的转移也就不会那么有效。根据第 4.14.2 节给出的理由,并且不管所意味着的修改,我们估计,SPIRE 流量的重新标定是把简单的光谱能量分布拟合方法应用于致密源大样本的必需的一步。

5.  讨论

5.1.  恒星形成活动的一次暴发

我们这里集中考虑 13 个最佳的大质量恒星初期体的候选体,或者说大质量高密度云核,它们是质量最大(M > 20 M)而且密度最高(半峰全宽平均密度 > 2×105 厘米3)的云碎块,并因此是最致密的(半峰全宽 < 0.19 秒差距)。若干大质量高密度云核位于 Rathborne 等人(2006)用 1.3 毫米波长识别出的云团内,属于更大(0.20.9 秒差距)的云结构。

 

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7.  由灰体模型拟合到 λ 160 微米波长处原始和标定后流量得出的 28 个致密源的尘埃温度(a)和质量(b)分布。绿色的直方图是取自图 2d 的纤维红外暗云 G0.35.3900.33 的温度分布。

 

大质量高密度云核 1 根据它的 1.4 5 吉赫自由自由发射被分类为超致密电离氢(UCH II)区(Becker 等人 1994)。大质量高密度云核 2 按照“红色 MSX(中段空间实验卫星)源巡天”(Mottram 等人 2011)是一个超致密电离氢区候选体,但并没有检测到任何厘米波自由自由发射。在大质量高密度云核 2 的方向检测到了水微波激射的发射(Chambers 等人 2009)。这两个大质量高密度云核与大质量高密度云核 3 一起是我们的样本中光度最高的大质量高密度云核,即 L bol ~ 30005000 L,而其他的大质量高密度云核则有 L bol < 300 L大质量高密度云核 12 3 的高光度、它们的温度较高的尘埃以及很大的质量,意味着它们是诸如红外明亮大质量高密度云核(2 3)或超致密电离氢区(1)这样的已经演化的大质量恒星形成场所。这三个大质量高密度云核还具有明显的 24 微米流量(> 1 央斯基),相比之下,其余的云核这一流量并不突出(< 1 央斯基)。这一流量极限接近于定义红外宁静大质量高密度云核使用的流量极限(见 Motte 等人 2007 作了距离改正后的结果)。根据 24 微米流量得出的区分也与 L > 350 微米 / L bol 比值一致,红外明亮的大质量高密度云核或超致密电离氢区的这一比值很小(< 1%),而含有大质量 0 级原恒星的红外宁静大质量高密度云核或者无恒星的高密度云核候选体的这一比值则较大(> 120%)。André 等人(2000)使用这一比值区分小质量 0 级和 I 级原恒星(大小 ~ 0.010.1 秒差距),以 1% 为分界线。因为大质量高密度云核是尺度较大的云结构(~ 0.1 秒差距),所以红外宁静大质量高密度云核的 L > 350 微米 / L bol 比值应该明显地大于小质量 0 级原恒星的这一比值。在其余具有较低 24 微米发射的十个大质量高密度云核中,有一个(G035.39–00.33 外侧的大质量高密度云核 26)是无恒星高密度云核的很好候选体,因为它没有波长比 70 微米更短的发射。

令人感兴趣的是,这些高密度云核的 55%15 个)和大质量高密度云核的 70%9 个)位于纤维状结构 G035.39–00.33 内,这一结构的质量密度为 600 M 秒差距2 ,每单位长度质量为 800 M 秒差距1 。这远比英仙和蛇夫的高消光区(AV > 30 星等)的密度(见 Heiderman 等人 2010)高。(大质量)高密度云核的这种高度集中,表明了 G035.39–00.33 内的引力势有助于它们的构建。根据 G035.39–00.33 纤维内大质量高密度云核的光谱能量分布,它们是一些红外宁静的原恒星高密度云核,并因此内含有年轻的原恒星(见表 1)。红外宁静大质量高密度云核所占的这种优势,意味着这些高密度云核大多数是同时形成的,并且很可能是紧接在纤维形成之后形成的。与一个超致密电离氢区的存在以及以前的研究(例如 Motte 等人 2007Russeil 等人 2010)一致,我们假定有 2040% 的质量由大质量高密度云核转变为恒星质量。因此我们估计,在这些大质量高密度云核中,有四至九个(具有 > 2040 M 的那些云核,见表 1)的确会形成为 G035.39–00.33 中的大质量恒星。如果在这一 5000 M 的纤维中确实有九颗大质量原恒星在形成,并假定具有克鲁帕型的初始质量函数(Kroupa 2001),那么恒星形成效率(SFE)就可高达 ~ 15% 。在图 2a 中所示的 G035.39–00.33 纤维(面积 ~ 8 秒差距2)中观测到的众多的原恒星(用 70 微米检测到的),估计到主序上后的平均质量为 ~ 2 M(意味着在 550 M 的高密度云核中形成的这些恒星具有 25% 的质量转移效率),而寿命则为 ~ 105 年,接近高密度云核的自由下落时间。这意味着恒星形成速率(SFR)为 ~ 300 M 兆年1,超过了古德带中的云的平均恒星形成速率,是后者的七倍(见 Heiderman 等人 2010),而与 W43 小型星暴区的恒星形成速率接近(Motte 等人 2003Nguyen Luong 等人 2011)。在上述 ~ 8 秒差距2 的高柱密度(AV > 30 星等)纤维中的恒星形成速率密度 ΣSFR ~ 40 M 1·千秒差距2,这一数值很高,而且仅在古德带的高密度云团(面积小到了 1/101/100AV > 20–40 星等,见 Heiderman 等人 2010Maury 等人 2011)以及河外星系核周星暴区(例如 Kennicutt 1998)中测量到过。

对于这一高度活跃的恒星形成活动的测量结果(恒星形成效率、恒星形成速率、恒星形成速率密度)不确度 > 2 倍,这一不确度从根本上说来自大质量原恒星数量的不确性以及从高密度云核向恒星的质量转移效率的不确性(见上文)。相反,流量的标定对结果的影响相对来说应该是较小的。的确,如果不作标定,一些大质量云团的质量会大到两倍,但形成的恒星到达主序后的恒星质量是一样的。尽管存在这些局限,上述的恒星形成效率、恒星形成速率和恒星形成速率密度数值意味着在这一纤维状结构内正在发生一次小型的星暴事件,即星暴星系中的一些事件的小型版。为了保持整个 W48 复合体中的恒星形成效率与其他一些云中所看到的(每 107 13% Silk 1997)一致,并使上面给出的恒星形成效率和恒星形成速率数值能够协调起来,这一恒星形成事件的持续时间应该是短暂的(~ 106 年)。如果这一点能得到证实,那么这一当前的恒星形成的小型暴发将与纤维 G035.39–00.33是在一次如像会聚气流这样的快速过程中形成的相符合。可能存在的另一种解释则是这一恒星形成过程是在最近触发的,但尚未找到一个邻近的触发源。

5.2.  SiO 发射是原恒星发出的吗?

Jiménez-Serra 等人(2010)用 SiO (2–1) 绘制了纤维 G035.39–00.33 的图像(HPBW = ~ 28",见图 8),发现沿这一纤维的局部有 0.010.05 开·千米·秒1 的发射广泛分布。他们提出,这可能是由与来自原恒星的会聚气流和(或)外向气流有关的低速激波产生的。SiO 的确是与分子外向气流有关的激波气体的优异的示踪物质(例如 Schilke 等人 1997),而且尤其适用于早期的大质量原恒星(例如 Hatchell 等人 2001Motte 等人 2007)。还有人提出,高密度介质中的低速激波能喷发出尘埃颗粒,并增强气相的 SiOP. LesaffreA. Gusdorf,私人通信)。

 

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8.  a)用 70 微米(颜色)和 SiO(轮廓线,由 0.01 0.05 开·千米·秒1 ,间隔 0.01 开·千米·秒1 ,取自 Jiménez-Serra 等人 2010)观测得到的 G035.39–00.33 的局部。质量 > 20 M的高密度云核用红色椭圆标出,质量 < 20 M的高密度云核用白色椭圆标出。(b)用 8160 微米观测得到的朝向 27 号源的方向的放大图。红色和黑色方框分别表示只有 8 微米发射的源和只有 24 微米发射的源。

 

 

 

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9.  W48 的“赫歇尔”图像:(aPACS 70 微米(半功率束宽 ~ 6");(bPACS 160 微米(半功率束宽 ~ 12");(cSPIRE 250 微米(半功率束宽 ~ 18");(dSPIRE 350 微米(半功率束宽 ~ 25");(eSPIRE 500 微米(半功率束宽 ~ 37")。每幅图中右侧明亮的弥漫发射来自银道面。加号(+)表示超新星遗迹的位置。

 

我们通过把这种 SiO 发射的空间分布与“赫歇尔”检测到的年轻原恒星的分布关联起来,研究了它的起源(见第 5.1 节和表 1)。SiO 的三个峰中有两个(北和南)与红外宁静大质量高密度云核、即大质量高密度云核 6 17 重合(见图 8 10)。鉴于大质量高密度云核 17 的光谱能量分布显示出占优势的是冷而大质量的包层,还有一个“斯皮策”检测到的暖的成分(见图 4c),它极其可能就是有一颗早期大质量原恒星寄居其中。大质量高密度云核 6 用比 24 微米短的波长不能检测到(见图 4b),但它的 70 微米发射是用灰体模型拟合它的冷包层所推测的流量的三倍。这一大质量高密度云核还与一个 40"波束的水微波激射源重合(Rygl 等人 2010),意味着它里面寄居着一颗中等质量或大质量的原恒星。这两个位置处的 SiO 发射可以很容易地起源于原恒星外向气流中的激波,因为它们与伴随天鹅 X 中红外宁静大质量高密度云核的那些最弱的发射相当(Motte 等人 2007,做了距离改正以后)。

 

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10.   8250 微米波长得到的大质量高密度云核 6(上面一行)和 17(下面一行)的放大图。质量 < 20 M 的云碎块用白色椭圆标出,而大质量高密度云核则用黑色椭圆标出。SiO 的轮廓线同图 8(由 0.01 0.05 开·千米·秒1 ,间隔 0.01 开·千米·秒1 ,取自 Jiménez-Serra 等人 2010)。

 

相反,东侧的 SiO 峰虽然以 ~ 0.04 开·千米·秒1 SiO (2–1) 被检测到,但是不与任何可靠的原恒星候选体重合。27 号源位于 SiO 波束之内,仅以比 160 微米短的波长检测到(见图 8b)。事实上,为了提取 27 号源,在东侧 SiO 峰的位置,曾作了一次允许以较低的可靠性获得测量结果(在单一的“赫歇尔”波长处以 3σ 检测到)的 getsources 程序的特别运行。这个源的光谱能量分布(见图 11d)由两个没有联系的成分组成:一个是在 824 27 微米检测到的性质未知的中红外源,还有一个是 160 微米至 1.1 毫米发射一直延伸到 27 号源位置的邻近的云结构。重新检查“赫歇尔”和“斯皮策”的图像,我们估计 27 号源可能是一个最多 1 M的高密度云核,包含有一颗已经演化的小质量 I 级原恒星。因为已经知道 SiO 外向气流是很罕见的,而且仅限于出现在中等质量的 0 级原恒星和大质量原恒星附近(例如 Martin-Pintado 等人 1997Gueth 等人 1998Motte 等人 2007),因此上述这样的原恒星能够驱动足够强的外向气流,成为产生东侧的 SiO 发射峰值的原因,其可能性是很低的。在 SiO 波束内观测到的另外两个源仅在 8 微米处或 24 微米处检测到,因此很可能是已发生了更多演化的年轻恒星体或者背景发射的变化。来自邻近的小质量到大质量原恒星的外向气流,离开东侧的峰 > 0.7 秒差距,也不可能产生这样的 SiO 发射。的确,由中等质量恒星 L1157 产生的极端 SiO 外向气流,它的发射的峰值离开原恒星小于 0.2 秒差距(Gueth 等人 1998)。这里的原恒星不太会像是极端的和较少局限的。

因为在朝向东侧的 SiO 峰值方向“赫歇尔”没有检测到任何可以肯定的原恒星,所以把这一 SiO 发射解释为可能部分起源于大尺度的会聚气流也许是正确的,至少在这个位置是这样。为了最终得出这样的结论,需要更高分辨率和更高灵敏度的观测结果。对于这一 SiO 发射以及它与其他显示出高密度气体踪迹的天体关系的进一步研究,将由 Henshaw 等人(在准备中)给出。

 

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11.  由“赫歇尔”和其他波长构建的位于朝向 SiO 峰值方向的源的光谱能量分布(除了图 4 中已给出的源以外)。曲线是对波长 160 微米的数据作的灰体模型拟合。单温度灰体拟合(黑色曲线)与双温度会替拟合(绿色曲线)是一致的。误差棒对应于积分流量的 30% 。对于源 27,没有任何模型可以合理地拟合。

 

6.  结论

我们使用“赫歇尔”的 PACS SPIRE 获得的图像研究红外暗云 G035.39–00.33 中的恒星形成活动,这是一个冷(1316 开)而高密度(NH2  9×1022 厘米2)的纤维状结构,我们把它称为“云脊”。我们提出了一种新的处理方法来分析根据“赫歇尔”流量编制的致密源的光谱能量分布。我们把单一的灰体模型拟合到流量,这些流量已被线性地按比例下调得与发射 160 微米波长的物质含量更为接近地对应起来,因为在这一波长处,由致密源的冷包层发出的发射被以最高的角分辨率探测到。在这一方法的基础上,我们发现“赫歇尔”检测到了总共 28 个高密度的源(半峰全宽 ~ 0.15 秒差距),其中的 13 个是大质量高密度云核,质量为 2050 M,密度为 220×105 厘米3 ,它们是潜在的正在形成的大质量星。鉴于它们在红外暗云 G035.39–00.33 中向中心的聚集,它们也许参与了恒星形成活动的一次小型暴发,其中恒星形成效率 ~ 15% ,恒星形成速率 ~ 300 M兆年1 ,恒星形成速率密度 ΣSFR ~ 40 M1·千秒差距2。两个红外宁静大质量高密度云核可能是观测到的延展的 SiO 发射的主要来源,余下的可能起源于会聚气流中的低速激波。


(原文中的致谢和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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