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星海微萤

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日志

 
 

用阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵对大麦哲伦云中热分子云核的检测(Shimonishi 等人 2016)(下)  

2016-09-30 10:51:52|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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5. 讨论

5.1. ST11 相关联的热分子云核

热云核是大质量恒星形成过程的早期阶段之一。据认为,热云核是介于深度嵌埋的原恒星天体与具有致密 HII 区的零龄主序星之间的一个过渡演化阶段[例如,津内克(Zinnecker)和约克(Yorke2007 年论文]。热云核的物理特性呈现为源的尺寸小(0.1 秒差距)、密度高(106 厘米-3),而且气体和尘埃温度相对来说较高(100 开)(例如,库尔兹等人 2000 年论文;范德塔克 2004 年论文)。在这一节中,我们根据 ST11 的物理和频谱特性来讨论它周围是不是存在一个热云核。

5.1.1. 源的大小

ST11 源的大小是用检测到的发射线测量的,其结果与银河系的热云核大小相一致。NOSiO33SOSO234SO2 33SO2 分子谱线以及尘埃连续谱,均展现出源的大小很致密,等于或小于约 0.1 秒差距的波束大小。COC17OHCO+H13CO+ H2CO 这些谱线呈现出略微延展的分布,但主要的发射还是来自于与一个大质量的初期恒星体有关的致密区域。这些发射线的延展成分也许是由它们相对来说较低的临界密度或者还有气相反应中的有效形成路径产生的。将在第 5.3 节中讨论的原恒星的外流,也会影响这些分子气体的空间分布。

这些分子发射线与红外源之间的空间关联,是涉及检测到的温度相对来说较高而且致密的分子气体的性质的另一个关键。热云核区域和红外源之间的间距,就银河系中的典型的源来说,小于约 0.03 秒差距[德必泽De Buizer)等人 2003 年论文]。以目前的空间分辨率,分子谱线和尘埃连续谱的分布,如果它们确实是由一个热云核区域产生的,那么应该一致。如图 3 所示,这在本文所使用的数据中可以清楚地观察到。

5.1.2. 密度

ST11 周围的 H2 气体密度,在第 4.4 节中估计是 > 2×106 厘米-3 。此值是一个下限,而实际上,一些具有高临界密度的分子谱线,例如 SO2 [临界密度 Ncr 约为 107 厘米-3;威廉姆斯(Williams)和维提(Viti2013 年论文]的分子谱线,使用它们所作的明确的检测意味着 ST11 周围的气体密度甚至更高。银河系热云核通常呈现出的气体密度介于 106 108 厘米-3之间(根据库尔兹等人 2000 年论文中给出的表 1 的估计)。因此,ST11 周围的气体密度与已知的热云核的情况一致。

5.1.3. 气体温度

在表 3 中,ST11 周围的气体分子的转动温度被与银河系内的热云核的情况作了比较。SO2 的温度 Trot = 195±5 开,与此表中的三个银河系热云核的温度一致,它们介于 108 开和 284 开之间。 34SO2 的温度 Trot = 95±7 开,比 SO2 低一些,但这也许是因为缺少可以利用的 34SO2 的较高激发温度的谱线与 SO2 谱线的光厚略大这两种效应的结合。请注意,33SO2 的温度甚至更低,但这很可能是由于被检测到的谱线偏向于那些激发温度较低(Eu 200 开)的谱线,因为数据的频率范围有限。使用与 ST11 的分析中使用的谱线相类似的一组谱线作的猎户数据的 34SO2 33SO2 的旋转分析,对于 34SO2 得出了 Trot = 114±6 开,而对于 33SO2 = 73±5 开,它们低于席尔克等人 1997 年论文使用更多数量具有大范围的较高能态能量的谱线得出的值(表 3)。因此,我们得出这样的结论:SO2 气体的实际温度大致在 100 开左右,从而通过冰覆盖物的升华触发热云核的化学过程。下西等人 2010 年论文对冰的红外观测结果也意味着 ST11 周围存在冰覆盖物的升华,这篇论文报告,ST11 在大麦哲伦云的 12 个大质量初期恒星体中呈现了第二弱的冰吸收带。

5.1.4. 中央原恒星

正如在第 4.5 节中估计的,ST11 的热光度(5×105 L)和恒星质量(50 M)与大质量的初期恒星体的特性一致。这表明,ST11 可以借助它的强烈的辐射形成一个热云核区域。此外,ST11 的红色的谱能分布(图 9)表明,它仍然处在早期演化阶段,这与热云核源的特性一致。

5.1.5. 频谱特性

ST11 发出的发射线的速度宽度, 除了 CO HCO+ 以外,通常为 4 7 千米·秒-1 这与银河系中的热云核区域发出的发射线的速度宽度 (通常为 4 10 千米·秒-1,例如,赫尔米克和范迪舒克 1997 年论文)一致。这些谱线的系统速度是在一个很窄的范围内,通常是 250 251 千米·秒-1,这表明检测到的各种分子在存在空间上与一个大质量初期恒星体周围的小区域重合。

SO2 是在热云核源中经常检测到的分子,并且是大质量初期恒星体周围温度相对来说较高而且致密的气体的有用的示踪物质[例如,别瑟(Beuther)等人 2009 年论文]。然而,有时候,温度相对来说较高的 SO2 气体,在深度嵌埋的甚至更年轻的原恒星天体中也能突出地检测到,在这些天体中,热云核尚未形成(例如,赫尔米克等人 1994 年论文中的 W3 IRS5)。造成这样的 SO2 增强的原因,据认为是由于原恒星的外流触发了受激波控制的化学过程。这些深度嵌埋的源在它们的 CO HCO+ 发射线中常常呈现出很深的自吸收轮廓,这是由于在包层中存在着大量冷气体。如图 4 所示,ST11 的发射并没有呈现这样一种很深的自吸收轮廓。这表明,ST11 的发射主要受温度相对来说较高的气体主导,因而 ST11 已经达到了热云核的阶段。

此外,在 ST11 的近红外光谱中看到的氢复合线相对较弱的强度表明,在这个源周围尚未形成突出的 H II 区(见下西等人 2010 年论文中的图 1)。这样一个过渡演化阶段与热云核的特性是一致的。

总之,这个发射源的致密的大小,在一颗大质量的原恒星周围温度和密度相对较高的分子气体的存在,冰覆盖物的升华,以及检测到的丰富的分子线,都表明 ST11 与热分子云核有关。这是对一个银河系外的热分子云核的第一次检测。值得注意的是,CH3OH 和一些复杂的有机分子,它们常常在银河系的热云核中检测到,但在 ST11 中却未检测到。对于这些种类的分子缺乏的原因,将在下一节中与低金属度环境中热云核的化学上的特征一起讨论。

5.2. 分子的丰度

热云核在星际和星周分子的化学复杂性中起着关键的作用。 在这一节中,我们把 ST11 的化学成分与银河系中的热云核的情况作比较,并讨论金属度对热云核中的化学过程的影响。

ST11 周围的分子的丰度值见表5。王等人 2009 年论文报告了大麦哲伦云中恒星形成区 N113 的一些同位素比,按照他们的这篇论文,我们对于 ST11 使用如下的同位素丰度:12C / 13C = 4916O/ 17O = 340032S / 34S = 15。对于33S,我们使用32S / 33S = 40,它是在本研究工作中估计的(见第 5.2.12 节)。为了便于比较,表中还包括了三个银河系热云核的丰度,这三个热云核即猎户、W3H2O)和 G34.3+0.15 。它们的丰度估计所使用的本地星际介质和太阳的同位素比,按照威尔森(Wilson)和鲁德(Rood1994 年论文以及安德斯(Anders)和格雷夫斯(Grevesse1989 年论文,为:12C / 13C = 7716O/ 17O = 180032S / 34S = 2232S / 33S = 127 。所有这些丰度均由 345 吉赫区域的数据估计,但猎户中的 NO 是例外,后者是使用 150 吉赫附近的跃迁估计的。

 

5.  丰度

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. 不确度和上限为 2s  大小,而且不包括由于采用分光常数而产生的系统误差。关于这些数据的详情见第 5.2 节。(1)由 C17O 估计。(2)除猎户外均由 H13CO+ 估计,而猎户则由 HC18O+ 估计。(3)由 C34S 估计。(4)除 ST11 外均由 34SO 估计,而ST11 则由33SO 估计5)由 34SO2 估计。

参考文献. a 本研究工作;b 泽里斯(Ziurys)等人 1991 年论文;萨顿等人 1995 年论文;席尔克等人 1997 年论文,也见第 5.2 节;c 赫尔米克和范迪舒克 1997 年论文;d 麦克唐纳等人 1996 年论文。

 

由于 ST11 是用 0.12 秒差距的波束大小进行观测的,所以我们这里比较的是由采用类似的波束大小的数据导出的丰度。对于猎户,我们计算了热云核周围五个区域(热云核、致密云脊、延展云脊、西北高原、东南高原)的平均丰度,所用的数据是在萨顿等人 1995 论文中给出的。猎户中的 NO HNCO 的丰度仅为热云核的中心部分的,而且数据分别取自过从泽里斯等人 1991 论文和席尔克等人 1997 年论文。猎户的平均丰度大致重现了直径大约 0.08 秒差距的区域内观测到的丰度。W3H2O)和 G34.3+0.15 的波束大小分别对应于 0.13 秒差距和 0.21 秒差距。我们这里假定猎户、W3H2O)和 G34.3+0.15 的距离分别是 0.41 千秒差距、1.95 千秒差距和 3.1 千秒差距 [麦克唐纳等人 1996 年论文;瑞德(Reid)等人 2009 年论文]

10 ST11 和银河系两者的热云核的丰度作了比较。一般来说,在 ST11中大多数种类的分子都显示出比银河系热云核低的丰度。一些分子,例如 H2COCH3OHHNCO CS,显示出显著地低的丰度,这不能简单地用在大麦哲伦云中重元素的丰度低来解释。此外,NO ST11 中显示出比银河系的源更高的丰度,尽管在大麦哲伦云中氮的丰度尤其低。下面一个个地讨论各种分子的特征。

 

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10.  对于大麦哲伦云中的 ST11(红色)和银河系中的热云核猎户热云核(青色)、W3 H2O(橙色)和 G34.3+0.15(灰色),分子 COHCO+H2COCH3OHNOHNCOHC3NSiOCSH2CSSO SO2 的丰度。向下和向上的三角形分别表示上限和下限。用来画这幅图的数据汇总在表 5 中。

 

5.2.1. CO

ST11 中的一氧化碳是用 CO3–2)和 C17O3–2)这两条谱线检测的。谱线强度比 CO3–2/C17O3–2)约为 28,而且,我们使用大麦哲伦云中的 16O/17O = 3400(王等人 2009年论文)估计,对于 CO3–2)和 C17O3–2),光深分别约为 120 0.04 CO3–2)谱线完全是光厚的, C17O3–2)谱线则像大多数银河系中的热云核一样是光薄的(例如,赫尔米克和范迪舒克 1997 年论文)。由 C17O 估计的 ST11 中的 CO 丰度是 9.1×10-5 ,这与表 5 中的三个银河系中的热云核平均的 CO 丰度是1.0×10-4 非常相似。在大麦哲伦云中,元素碳和氧的丰度只有银河系中的大约三分之一;[C/H ] LMC = 1.2×10-4 ,而 [O/H] LMC = 2.3×10-4 [科恩(Korn)等人 2002 年论文],可是 [C/H ] = 3.3×10-4,而 [O/H] = 6.8×10-4 [格雷夫斯和索瓦尔(Sauval1998年论文]。鉴于在大麦哲伦云中碳和氧的丰度较低,在 ST11 周围的 CO 与银河系中的热云核相比略微有些过量。

5.2.2. HCO+

甲酰离子是用 HCO+4–3)和 H13CO+4–3)这两条谱线检测的。谱线强度比 HCO+4–3/H13CO+4–3)约为 19,而且,我们使用大麦哲伦云中的 12C/13C = 49(王等人 2009 年论文), 我们估计对于HCO+4–3)和 H13CO+4–3)的光深分别约为 2 0.05 HCO+4–3)谱线是适度地光厚的, H13CO+4–3)谱线是光薄的。由 H13CO+ 估计的 ST11 HCO+ 的丰度是 7.5×10-10 ,这比表 5 中银河系热云核的平均 HCO+ 丰度 2×10-9 低了约三分之二。

我们在这里讨论大麦哲伦云中观测到的 HCO+ 丰度和宇宙线的电离率之间的联系。在分子云中形成 HCO+ 的可能途径之一是如下的气相反应:

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其中,H3+ 是通过宇宙线使 H2 电离然后再与 H2 反应形成的[例如,卡塞利(Caselli)等人 1998 年论文]

在这里我们简单地假定,在稠密的云中,HCO+ 是主要的阳离子,而电子则是主要的阴离子。鉴于阳离子和电子产量是由宇宙线电离与它们的复合之间的平衡决定的,这种平衡可用公式表示为

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其中 z  宇宙线电离率, k rec = 2.4×10-7(300/T)0.69 厘米3·秒-1(在 T = 100 开时为 5.1×10-7)是 HCO+ 和电子的游离复合率[米切尔Mitchell1990 年论文],而 n 表示每一种粒子的数密度。假定阳离子和电子在中性云中具有相同的丰度,这个式子就可以重新写为

 

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其中 X 表示相对于 H2 的丰度。此式表明,HCO+ 的丰度在上述简单的假定下与 z 0.5 成正比。 

根据伽马射线的观测结果,大麦哲伦云中的宇宙线密度,据报告是银河系的典型数值 ζ = 3×10-17 -1 20% 30%阿布多等人 2010 年论文)。较低的宇宙线密度导致了较低的宇宙线电离率 [例如,斯皮策(Spitzer)和托马斯科(Tomasko1968 年论文]。按照(10)式,大麦哲伦云中的 HCO+ 丰度,在相同的 H2 密度和气体温度下,预计比银河系的数值低大约一半。这个差距与观测到的 ST11 和银河系中的源之间 HCO+ 丰度的差距很接近。因此,我们推测,大麦哲伦云中很低的宇宙线电离率,是造成在 ST11 HCO+ 丰度稍低的因素之一。

请注意,上面所作的假定只是一幅简化了的画面,也就是说,宇宙线的电离率在大麦哲伦云中也许存在着变化,而且电子的丰度由于其他离子的存在也许不同于 HCO+ 的丰度。此外,在上述讨论中,我们只考虑了形成 HCO+ 的各种可能的机制中的一种。然而,在热云核所处的星周环境中,外流和恒星的辐射会影响电离状况。以前的研究实际上认为,分子外流和激波有助于增强正在形成恒星的云核中的 HCO+  [例如,吉拉尔(Girart)等人 1999 年论文;罗林斯(Rawlings)等人 2004 年论文;阿尔塞(Arce)和萨金特(Sargent2006 年论文]。为了获得对于大麦哲伦云中的电离状况的全面了解,将需要对其他分子的离子和激波的示踪物作进一步的观测。

5.2.3. H2CO

甲醛(H2CO)是用 351.7686 吉赫处的 51,5–41,4 跃迁(Eu = 62 开)检测的。 ST11 中的 H2CO 的丰度估计为 2.2×10-10 而银河热云核中的这一丰度,如表 5 中所示,在 10-9 10-8 之间,但 G34.3+0.15 除外,它只有一个下限值。在 ST11 中,H2CO 的丰度比银河源低了 1 2 个数量级。

在浓密的星际介质中形成 H2CO 的途径被认为有气相和颗粒表面反应两种。在颗粒表面形成 H2CO 的这一途径需要 CO 发生氢化反应 [例如,滨(Hama)和渡边(Watanabe2013 年论文和其中的参考文献]。然而,在大麦哲伦云中,这一途径由于尘埃温度较高而受到抑制(见第 5.2.4 节中给出的详细讨论)。因此,我们推测,在 ST11 中,颗粒表面 H2CO 冰的形成受到抑制,其原因在于 H2CO 的丰度较低。

5.2.4. CH3OH

ST11 中没有检测到甲醇(CH3OH)谱线。 我们使用CH3OH70–60 A+)跃迁频率即 338.4087 吉赫(E u = 65 开)处的频谱估计丰度的上限为 < 8×10-10 。如表 5 中所示,在银河系的热云核中,CH3OH 的丰度通常在大约 10-8 和大约 10-7 之间,但有时丰度达到大约 10-6 [例如,汤普森(Thompson)和麦克唐纳 1999 年论文中的 G5.89-0.39 ]。在 ST11 中,与银河系中的热云核相比,CH3OH 至少少了 2 3 个数量级。

在大麦哲伦云中,CH3OH 的丰度很低,这在一些以前的研究中就已经提出过。西村等人 2016 年论文报告,根据对大麦哲伦云中朝向分子云作的谱线巡天,CH3OH 气体的热发射线,在大麦哲伦云中,相比我们的银河系,显著地弱。对于在大麦哲伦云中脉泽发射的搜索报告,大麦哲伦云中的 CH3OH 脉泽丰度也过低 [例如,艾林森(Ellingsen)等人 2010 年论文]。此外,下西等人 2016 年论文报告,根据红外观测,在大麦哲伦云中,相比于我们的银河系,CH3OH 冰的丰度也低。他们报告说,在大麦哲伦云中观测的十个大质量的初期恒星体,全都显示,CH3OH 冰相对于水冰的丰度小于 5% 8% ,而银河系的大质量初期恒星体,大约有三分之一显示 CH3OH 冰丰度在 10% 40% 之间。这些作者认为,暖冰化学过程应是造成大麦哲伦云中固体的 CH3OH 低丰度的原因,也就是说,在大麦哲伦云中相对来说较高的尘埃温度抑制了颗粒表面 CO 的氢化,从而导致产生 CH3OH 冰的效率低下。在高温环境下 CO 氢化效率的下降已由实验室的实验测量到(例如,渡边等人 2003 年论文)。此外,在相对来说温度较高的分子云中形成的 CH3OH 的减少也已通过专门对大麦哲伦云环境中颗粒表面化学过程的数值模拟得到证实 [阿恰里亚Acharyya)与赫布斯特 2015 年论文]

ST11 周围温暖的气体温度意味着冰覆盖物大多会升华。在大麦哲伦云中碳和氧元素的低丰度应该在一定程度上造成了观测到的 CH3OH 的低丰度。然而,我们仍需要有另外的解释来说明 CH3OH 的几个数量级的不足,而且这应该与颗粒的表面化学过程有关,CH3OH 的形成主要就是依靠这种过程。我们认为,在分子云的阶段或深度嵌埋初期恒星体阶段,由于暖冰化学过程造成的 CH3OH 冰生成所受到的抑制,正是使得在大麦哲伦云的这个热云核中 CH3OH 气体不足的原因。

上面关于 CH3OH 低丰度的解释也可以应用于 ST11 H2CO 的低丰度,因为这两种分子在颗粒表面生成的主要途径均需要 CO 的氢化。然而,不同的是,H2CO 有气相和固相两种可能的形成途径,而 CH3OH 在典型的分子云条件下并没有一种有效的气相形成途径。我们推测,在 ST11 中观测到的 H2CO 主要是由气相反应生成的。H2CO 发射的略微延展的分布(图 3)支持了这个想法,因为由冰覆盖物升华的那些种类分子,与气相生成的那些种类分子相比,常常显示出致密的分布。由于可能的气相形成途径的缺失,ST11 周围CH3OH 缺少的程度真的是比 H2CO 更大。

5.2.5. NO

一氧化氮(NO)是一种有趣的分子,在 ST11 中显得特别地丰富。在 ST11 中,NO的丰度估计为 2.0×10-8 。此外,在泽里斯等人 1991 年论文中的六个银河系中的源,其中包括热云核、大质量原恒星体和银河系中心天体,NO 的平均丰度和标准偏差是 8.2±2.9×10-9。在大麦哲伦云中,氮相比于其他主要元素,例如碳和氧,甚至更为稀少;而在大麦哲伦云中,氮的元素丰度是 [N / H] LMC = 1.0×10-5 (科恩等人 2002 年论文),可是对于太阳,[ N / H] = 8.3×10-5 太阳(格雷夫斯和索瓦尔 1998 年论文)。在大麦哲伦云中,与银河系中的恒星形成区相比,尽管氮的丰度低到了只有后者的八分之一,然而在 ST11 中,NO 的丰度却高到了后者的 2 3 倍。

氨(NH3)气体往往是恒星形成区中最丰富的含氮分子,据报告,在大麦哲伦云中,与银河系中的恒星形成区相比,这种气体分子的丰度低了 1.5 2 个数量级(奥特等人 2010 年论文)。此前的红外研究表明,在大麦哲伦云中的一个嵌埋着的大质量初期恒星体周围  NH3 的冰,与银河系中的大质量初期恒星体相比,丰度可能较低(下西等人 2016 年论文)。虽然在 ST11 中的 NH3 的丰度未知,但是 NO 的相对高的丰度意味着 NO 可以在 ST11 周围的氮的化学过程中发挥重要作用。

这意味着,NO 是以气相形式通过中性中性反应形成的 [例如,赫布斯特和克莱姆佩勒(Klemperer1973 年论文;皮诺德斯佛雷茨(Pineau des Forets)等人 1990 年论文]

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                                                                                                                 11

 

而被如下的反应所破坏:

 

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在暖分子气体中氮化学过程的数值模拟表明,通过上述反应产生的 NO 的丰度随分子气体温度的升高而增加(皮诺德斯佛雷茨等人 1990 年论文)。然而,当气体温度从 70 开升高到 250 开时,NO 丰度的增加看来只达到原来的 1.5 倍。因此,我们推测,纯气相化学过程对于 ST11 NO 丰度的增加只有有限的作用。

ST11 中观测到的 NO 发射的致密分布,也许暗示着冰的升华是一个可能的来源。实验室的实验表明,在含有 H2OO2 N2 或者 CO N2 的星际冰类似物上,高能离子的轰击在冰混合物中产生了 NO [博杜克Boduch)等人 2012 年论文;西西里亚(Sicilia)等人 2012 年论文]。然而,在大麦哲伦云中较低的宇宙线密度(见第 5.2.2 节)意味着,在 ST11 周围,通过这样的高能过程形成 NO,效率很低。在文献 [提耶伦斯Tielens)和哈根(Hagen1982 年论文] 中,还曾提出了一种通过扩散颗粒表面化学过程的反应途径,即 N+O ? NO,但不确定的仍然在于实际的颗粒表面的反应效率。

尽管大麦哲伦云中氮的元素丰度较低,可是在 ST11 NO 丰度却增高了,其原因,尚有待研究。在贫金属环境中热云核化学过程的详尽建模,对于解释在 ST11 NO 丰度的增高,显然是必要的。

5.2.6. HNCO

ST11中没有检测到异氰酸(HNCO)。我们根据 351.6333 吉赫处的 160,16–150,15 跃迁(E u = 143 开)没有被检测到,估计 HNCO 的丰度上限为 < 1×10-10。采用 VLSR = 250.8 千米·秒-1,在 HNCO163,14–153,13 163,13–153,12 351.4168 吉赫)的谱线位置,似乎有一种类似发射的特征。然而,这种跃迁的很高的高能态能量(E u = 518 开)和 160,16–150,15 跃迁没有检测到,表明了这可能是一个虚假的信号。银河系中的热云核和大质量原恒星体通常呈现的 HNCO 丰度在 10-9 10-8 之间 [毕晓普Bisschop)等人 2007年论文],这与表 5 中的三个银河系热云核的平均丰度 2.3×10-9 相符合。因此,ST11 HNCO 的丰度低于银河系中的对应天体至少 1 2 个数量级。

对于稠密星际介质中 HNCO 的形成,也已提出了气相和颗粒表面反应两种途径 [例如,提耶伦斯和哈根 1982 年论文;特纳(Turner)等人 1999 年论文]。颗粒表面这一途径要求 CO 氢化形成 HCO ,并且接着发生 HCO+N ? HNCO 的反应。然而,正如在第 5.2.4节中讨论的,CO 的氢化在大麦哲伦云中由于尘埃温度较高而被认为是不太有效的,这可能抑制了 HNCO 在颗粒表面的形成。这也许造成了在大麦哲伦云中除了氮的元素丰度很低以外在 ST11 HNCO 的丰度也很低。

5.2.7. HC3N

丙炔腈(HC3N)是一种在恒星形成区中常常检测到的不饱和碳链分子,但在 ST11 中没有检测到。我们根据没有检测到 345.6090 吉赫处的 38–37 跃迁(E u = 323 开),估计 HC3N 的丰度上限是 < 4×10-11 。在表 5 中,银河系的热云核中的 HC3N 丰度从约 10-11 变化到约 10-9 。估计的 ST11 HC3N 的丰度上限因此处在银河系中 HC3N 丰度的低端。

5.2.8. SiO

一氧化硅(SiO)是由 347.3306 吉赫处的J = 8–7 跃迁(E u = 75 开)检测到的。ST11 SiO 丰度为 3.3×10-11,这似乎比银河系中的源低,但银河系中的 SiO 丰度弥散度显著地比图 10 中所示大。表 5 中的三个银河系热云核的平均 SiO 丰度为 1.8×10-9 ,但它们的丰度变动范围从约 10-11 到约 10-9

在大麦哲伦云中硅的元素丰度约为太阳丰度的三分之一;[Si/H]LMC = 1.3×10-5(科恩等人 2002 年论文),而 [Si/H] = 3.6×10-5(格雷夫斯和索瓦尔 1998 年论文)。因此,在大麦哲伦云中的元素丰度部分地是观测到的 SiO 丰度低的原因,但 SiO 丰度低了 1 2 个数量级,也许还应该有另外的原因。

SiO 常常与高能原恒星外流的存在相联系,因为含硅尘埃(例如,MgSiO3)遭受激波破坏被认为是 SiO 的来源 [例如,布莱克(Blake)等人 1996 年论文;莱特(Wright)等人 1996 年论文;特塞罗(Tercero)等人 2011 年论文和其中的参考文献]。尘埃颗粒的破坏和硅的释放可发生在 ST11 周围,因为如第 5.3 节所述,它显示出了存在着外流的迹象。此外,SiO 丰度低,意味着在ST11周围目前的化学成分中激波化学过程不是很占优势。进一步的定量讨论需要把低金属度环境中 SiO 的产生过程详尽地建模。各种因素,包括激波的强烈程度、元素的丰度和尘埃颗粒的化学成分,都可能影响 SiO 的丰度。

5.2.9. CS

在朝向 ST11 的方向没有检测到 337.3965 吉赫处的 C34S7–6)跃迁(Eu = 65 开)。我们估计一硫化碳(CS)的丰度上限小于 3×10-10,而银河系热云核和大质量原恒星体通常显示出的 CS 丰度在 10-9 10-8 之间(表 5;也见范德塔克等人 2003 年论文)。相比于银河系中的源,ST11 中的 CS 丰度显著地低至少 1 2 个数量级,而且在大麦哲伦云中碳和硫很低的元素丰度本身无法解释 CS 的丰度低到这个程度。如在第 5.2.12 节中讨论的,ST11 SO2 的丰度相对来说较高,鉴于此,大量的气相硫可能会由 ST11 周围不同的星周化学过程进入 SO2

5.2.10. H2CS

我们在 338.0832 吉赫(101,10–91,9E u = 65 开)处检测硫甲醛(H2CS)的发射线,但这条谱线的 S/N 相对来说较低。在 ST11 H2CS 的丰度估计为 6.2×10-11 ,而银河系热云核显示的这一丰度平均来说约为 2×10-9 ,弥散度相对来说较低(表 5)。在大麦哲伦云的热云核中,H2CS 的丰度似乎低比银河系中的热云核低,就像 CS 一样,而且,在 ST11 中,只有一小部分气相硫进入H2CS 。由于我们的 H2CS 丰度是使用 S/N 很低的单条谱线估计的,为了准确测定大麦哲伦云中的 H2CS 丰度,对 H2CS 跃迁作进一步的多谱线观测是必要的。

5.2.11. SO

ST11 中一氧化硫(SO)的丰度估计为 2.4×10-8 ,而银河系热云核和大质量原恒星体通常呈现出的 SO 丰度在 10-9 10-8 之间(表 5;也见范德塔克等人 2003 年论文)。猎户座热云核呈现出异常高的 SO 丰度,为 2.0×10-7 。这些结果表明,ST11 与典型的银河系中的对应体相比,SO 丰度显得稍高,尽管大麦哲伦云的金属度较低。如果我们使用太阳的 32S/33S比,即 127,那么在 ST11 中的 SO 丰度为 7.6×10-8 ,这甚至比典型的银河系中的丰度还要高。

然而,我们要强调的是,我们的 SO 丰度带有相当大的不确度。这一丰度是使用在337.1986 吉赫(E u = 81 开)处的单条 33SO 谱线估计的,其中包含了一些未分辨开的超精细结构,而银河系中的 SO 丰度是由 34SO 谱线估计的。为作进一步讨论,需要对 SO及其同位素构体作多谱线观测。

5.2.12. SO2

二氧化硫(SO2)是本研究工作中的关键分子,我们对它检测的跃迁数量最多;我们检测了九条 SO2 谱线,一条 SO2ν2 = 1)谱线,十条 34SO2 谱线和五条 33SO2 谱线。根据 34SO2 谱线的转动图分析,ST11 SO2 的丰度估计为 2.1×10?8 SO2 34SO2 的柱密度比约为 14,这表明光薄的假定对于观测到的 SO2 谱线来说大多是成立的,因为在大麦哲伦云中 32S/34S 的比值据报告是 15 。如果我们采用太阳的同位素比 32S/34S = 22 ,那么 SO2 谱线也可以是适度地光厚的。在无论哪种情况下,我们都可以合理地假定 34SO2 33SO2 谱线是光薄的,因为这些同位素构体的丰度远比 32SO2 的小得多。在 ST11 中的33S 同位素丰度,根据本研究工作的结果,是 32S/33S = 40,而太阳的值是 32S/33S = 127

银河系热云核通常呈现的 SO2 丰度从约 10-8 到约 10-7 ,而更年轻的嵌埋大质量原恒星体呈现的这一丰度为约 10-9(范德塔克等人 2003 年论文)。与表 5 中的银河系中三个热云核 SO2 平均丰度 7.0×10-8 相比,ST11 的这一丰度低了约三分之二。在大麦哲伦云中硫的元素丰度据报告是 [S/H]LMC = 5.0×10-6 ,而太阳的这一丰度 [S/H]= 1.9×10-5 [罗素(Russell)和多皮塔(Dopita1992 年论文]。在大麦哲伦云中,硫的丰度比太阳的这一丰度低了约四分之三。因此,在 ST11 SO2 的丰度低完全可以用大麦哲伦云中硫的元素丰度来解释。这将意味着,热云核中 SO2 的化学过程是依赖于寄主星系的元素丰度的。在 ST11 中检测到的众多的 SO2 和它的同位素构体谱线,意味着 SO2 可以作为检验贫金属环境中热云核化学过程的关键分子示踪物。

值得注意的是,在热云核区域中的硫化学过程是高度时间依赖性的 [例如,查恩利(Charnley1997 年论文]。因此,在解释 ST11 周围各种含硫的分子的化学成分时,无论是年龄还是星际环境,都应加以考虑。因此,把热云核化学过程的数值模拟置于低金属度的环境中,是非常需要的。

5.2.13. CH3OCH3HCOOCH3C2H5OH

在本研究工作中,没有检测到由一些复杂的有机分子发出的谱线。我们考虑了三种这样的分子,这三种分子在本研究工作的数据覆盖范围中均有相对来说较强的跃迁,我们估计了它们的丰度上限:[CH3OCH3/H2] < 3×10-9[HCOOCH3/H2] < 2×10-8 [C2H5OH/H2] < 5×10-9 。对于表 5 中的银河系热云核,这些分子的平均丰度为 [CH3OCH3/H2] = 1.5×10-8[HCOOCH3/H2] = 1.8×10-8 [C2H5OH/H2] = 3.7×10-9 。这些估计表明,在 ST11 中,与银河系热云核相比,CH3OCH3 丰度低了至少一个数量级,而 HCOOCH3 C2H5OH 的丰度上限则与银河系中的源的平均丰度相差不大。 虽然本研究工作的数据对大麦哲伦云中的大部分复杂的有机分子的丰度没有提供确凿的上限,但是在 ST11 CH3OCH3 可能较低的丰度表明,在大麦哲伦云中,大分子的形成效率可能很低。

通过理论研究,业已认为,冰覆盖物中的 CH3OH 在复杂有机分子的形成中起着重要的作用 [例如,野村(Nomura)和米勒(Millar2004 年论文;加罗德 2008 年论文;赫布斯特和范迪舒克 2009 年论文]。下西等人 2016 年论文认为,从各种甲醇衍生物形成复杂有机分子的过程,在大麦哲伦云中,由于在大质量的初期恒星体周围 CH3OH 冰的丰度很低,因此效率可以很低。在本研究工作中,我们证实了在 ST11 周围 CH3OH 气体显著缺乏。我们由此推测,在大麦哲伦云中,CH3OH 的低丰度是造成 CH3OCH3 可能还有其他复杂有机分子生成效率低下的原因。

需要注意的是,未知的转动温度和有限的频率覆盖范围对丰度估计产生了相当大的不确度。此外,在大麦哲伦云中检测到了由例如 H2COC2Hc-C3H2 NO 这样一些种类的其他母分子形成的大分子,对于全面认识原恒星周围的复杂化学过程来说,也应该要加以考虑。因此,对于为认识贫金属环境中复杂的有机化学过程而进行的理论和实验努力的结合来说,以更宽的频率范围和更高的灵敏度作进一步的观测,是迫切需要的。

5.3. 分子外流

在这一节中,我们讨论在福井(Fukui)等人 2015 年论文以后对河外原恒星外流的第二次检测,他们的论文曾报告了用阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵在大麦哲伦云的恒星形成区 N159 中检测到的原恒星外流。在 ST11 中的原恒星外流的迹象是用 CO 发射线看到的。图 11a)给出了 CO3–2)谱线的谱轮廓,它是用中心在 ST11 0?.5直径的区域提取的。为作比较,还给出了光薄的 C17O3–2)的谱线轮廓。 这一 CO3–2)的轮廓与 ST11 中检测到的其他谱线相比,展现出了明显更宽的速度宽度。这一 CO 谱线的中心速度与其他谱线的中心速度几乎一致(VLSR 约为 250 千米·秒-1),但这些发射分布在很宽的速度范围内,从 230 280 千米·秒-1 。此外,在 VLSR 270 千米·秒-1 附近可以看到一条突出的红移子线。我们认为,这些高速的翼部子线是由 ST11 的原恒星外流造成的,因为这些高速的 CO 气体在空间上完全如下一段所述的与大质量初期恒星体相关联。观测到的外流速度约为 10 30 千米·秒-1 ,与在银河系的大质量恒星形成区观测到的分子外流速度 [例如,拉达(Lada1985 年论文] 一致。在除了 CO3-2)的其他谱线中,没有明显地看到有任何高速子线。

在图 11b)中给出了高速的翼部的空间分布。这里我们定义蓝移的翼部速度范围为 230.5 240.5 千米·-1 ,而红移的翼部则为 265.5 285.5 千米·秒-1 。这两个高速的翼部在空间上与中央的原恒星均相关联,这可由连续谱发射来进行追踪。在高速气体分布中看到的复杂结构意味着,ST11 的星周环境在动力学上是很活跃的。如果我们假定高速气体的空间范围为 0.24 秒差距(约 1"),而且外流的速度为 20 千米·秒-1,那么按照红侧翼部子线的分布和频谱,我们可以大致估计外流的动力学时标的上限,它大约是 104 年。这一时标短于大质量恒星的典型的形成时间(约 105 年,津内克与约克 2007 年论文),并因此与大质量恒星的形成图景一致。

 

用阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵对大麦哲伦云中热分子云核的检测(Shimonishi 等人 2016)(下) - wangjj586 - 星海微萤

11. a)朝向 ST11 方向观测到的 CO3–2)谱线轮廓(黑色粗实线)和 C17O3–2)谱线轮廓(灰色细实线)的比较。这两条频谱的标度是任意的,而水平轴是本地静止标准速度。CO 谱线显示出了很宽的谱线宽度和突出的红移子线,这表明在视线方向有外流存在。蓝色和红色的垂直虚线标明了蓝移和红移高速子线的速度范围,这两条子线的空间分布在右图中给出。(b)高速翼部累积强度的空间分布。蓝移和红移翼部的子线用蓝色和红色的等值线表示。等值线的值的大小分别是峰值强度的 20%40%60% 80% 。背景是 840 微米连续谱。综合波束大小如左下方的灰色圆斑所示。

 

我们还对几个和外流有关的参数,即外流的质量、质量流失率、机械力和能量,作出了粗略的估计。外流的质量是通过增加以高于六的 S/N 检测到外流气体发射的区域内蓝色和红色翼部子线来估计的。为了把 CO3–2)的积分强度转换成总的气体质量,我们使用了一个转换因子:8.8 M开·千米·-1-1·秒差距-2 ,这是由本研究工作中朝向 ST11 中心的观测结果得出的。 由此得出的外流质量 M out = 74 M ,其中的蓝移子线包含 13 MM blue),而红移子线包含61 MM red)。  这一外流的质量对应于质量流失率   dM/dt = M out/t = 7×10-3 M -1 ,其中,t 是上面所讨论的外流的动力学时标(104 年)。 外流的机械力(F)和能量(E)由如下式子得出:F = (M blue V blue + M red V red) /t E = (M blue Vblue2 + M red V red2) /2 V blue V red 分别是蓝色和红色翼部子线的平均速度, 我们用 V blue = 13 千米·秒-1 V red = 20 千米·秒-1 。由此,所得出的外流力 F = 0.14 M千米·秒-1·年-1 ,而外流的能量 E = 3×1047 尔格。以上对于 ST11 的外流参数与在具有和 ST11 相近光度的银河系大质量初期恒星体中观测到的数值(例如,别瑟等人 2002 年论文)大体一致。 

本研究工作所作的检测增加了河外原恒星外流样本的数量,这应该有助于对不同金属度环境中大质量恒星形成中的动力学过程的认识。对于一些河外外流源的系统观测,是为对银河系和河外的原恒星外流进行统计比较所必需的。对于 ST11 周围的外流的进一步详尽分析,超出了本文的范围,将在一项未来的工作中给出。

6. 总结

我们报告了对于一个河外热分子云核的第一次检测的结果,这次检测依据的是朝向 ST11 的射电干涉观测,ST11 是大麦哲伦云中的一个大质量初期恒星体,观测使用的是阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵。给出的数据,具有很高的空间分辨率(0.12 秒差距),是阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵波段 7345 吉赫)的频谱和连续谱的谱带观测数据。我们讨论了这个源的物理和化学特性,并获得了以下结论。

1. 在一个与大质量初期恒星体相关联的致密区域(约 0.1 秒差距)内,检测到了 COC17OHCO+H13CO+H2CONOSiOH2CS33SO32SO234SO2 33SO2 的分子发射线。此外,还检测到了 SO2 和它的同位素构体的若干高激发谱线(E u > 100 开)。然而,并没有检测到 CH3OHHNCOCSHC3N 和一些复杂的有机分子。

2. 使用所获得的数据,导出了 ST11 的物理特性。根据尘埃连续谱数据,这个源周围的 H2 气体密度估计至少为 2×106 厘米?3 。根据 SO2 34SO2 谱线转动图分析,分子气体的温度估计高于 100 开。在 1 1000 微米范围内的能谱分布分析表明,  ST11 是一个大质量初期恒星体,光度为 5×105 L, 而恒星质量为 50 M

3. 这个发射源致密的大小,在大质量原恒星周围相对来说较高的气体温度、高密度,和丰富的分子谱线,意味着与 ST11 相关联的是一个热分子云核。

4. 我们发现,在大麦哲伦云中,热云核的分子丰度与银河系热云核的情况显著不同。与银河系中的源相比,CH3OHH2CO HNCO的丰度明显地低,至少低了 1 3 个数量级,虽然气体温度暖得足以使冰覆盖物升华。在一个温度相对来说较高而且密度相对来说也较高的区域中 CH3OH 气体的不足,与以前报告的在大麦哲伦云中 CH3OH 冰的低丰度一致。我们认为,ST11 的化学成分的一个特征,就是一些要求由 CO 在颗粒表面氢化来形成的分子的缺乏。

5. 有趣的是,在 ST11 中,NO 呈现比银河系中的源更高的丰度,尽管在大麦哲伦云中氮的丰度尤其低。这与以前的一些研究工作所报告的在大麦哲伦云中例如 NH3HCN HNC 等含氮分子的低丰度形成了对比。NO 的丰度增高的原因仍有待研究。

6. ST11中,相比于在银河系热云核中,SO2 的丰度略低,这完全可以用大麦哲伦云中元素硫的低丰度来解释。 CS H2CS 的丰度比在银河系热云核中至少低 1 2 个数量级。在大麦哲伦云中 SO 的丰度可能较高,但根据单条 33SO 谱线所作的估计应该谨慎对待。在大麦哲伦云的热云核中检测到的大量 SO2 及其同位素构体谱线,意味着 SO2 可以作为检验贫金属环境中热云核化学状况的一种关键的分子。

7. 我们发现在 ST11 周围存在分子外流,这是第二次检测到河外原恒星外流。在 CO3–2)谱线的谱线轮廓中看到了明显很宽的速度宽度,其本地静止标准速度范围从 230 280 千米·秒-1 。在红移翼部还看到了一条突出的高速子线。我们估计的外流动力学时标是 104 年,这与大质量恒星形成的时标一致。根据本研究工作的结果,还对几个外流参数作了估计。

 

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