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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)(上)  

2016-09-30 08:39:17|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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The Astrophysical Journal, 827:72 (20pp), 2016 August 10

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

THE DETECTION OF A HOT MOLECULAR CORE IN THE LARGE MAGELLANIC CLOUD WITH ALMA

下西高士(Takashi Shimonishi1,2小中高士(Takashi Onaka3川村秋江(Akiko Kawamura4阿川由利(Yuri Aikawa5

1 日本仙台东北大学前沿交叉学科研究院(Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University, Aramakiazaaoba 6-3, Aoba-ku, Sendai, Miyagi, 980-8578, Japan; shimonishi@astr.tohoku.ac.jp

2 日本仙台东北大学天文研究所(Astronomical Institute, Tohoku University, Aramakiazaaoba 6-3, Aoba-ku, Sendai, Miyagi, 980-8578, Japan

3 日本东京东京大学天文系(Department of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo, 7-3-1 Hongo, Bunkyo-ku, Tokyo 113-0033, Japan

4 日本东京日本国立天文台(National Astronomical Observatory of Japan, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokyo, 181-8588, Japan

5 日本茨城筑波筑波大学计算科学中心(Center for Computational Sciences, The University of Tsukuba, 1-1-1, Tennodai, Tsukuba, Ibaraki 305-8577, Japan

2016 4 1 日收到2016 6 3 日修改2016 6 6 日采用2016 8 9 日发表

摘要

我们报告了对于在我们的银河系之外的一个热分子云核的首次检测,这次检测依据的是用阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵(ALMA)作的射电观测结果,这些观测朝向的是一个邻近的低金属度星系大麦哲伦云(LMC)中的一个大质量初期恒星体(YSO)。从与一个大质量初期恒星体 ST11 有关联的一个致密区域(大小约 0.1 秒差距)内检测到了 COC17OHCO +H13CO +H2CONOSiOH2CS33SO32SO234SO2 33SO2 的分子发射线。根据对 SO2 34SO2 谱线的转动图分析,这些分子气体的温度估计高于 100 开。这个致密源的大小、较暖的气体温度、较高的密度和在一颗大质量原恒星周围大量的分子谱线,意味着 ST11 是与一个热分子云核有关联。我们发现,这个大麦哲伦云中的热云核的分子丰度与银河系中的热云核明显不同。CH3OHH2CO HNCO 的丰度显著地比银河系中的热云核低至少 1 3 个数量级。我们认为,这些丰度数据所显示出来的一个特征是某些分子的缺乏,这些分子的形成需要在一些颗粒的表面存在 CO 的氢化反应。相反,在 ST11 中,NO 显示出很高的丰度,尽管在大麦哲伦云中氮的丰度尤其地低。在 ST11 中检测到的大量的 SO2 和它的同位素构体的谱线意味着,在贫金属环境中,SO2 可以成为热云核的化学状况的一种关键的示踪分子。此外,我们发现了这个热云核周围的外向分子流,这是第二次检测到一个河外原恒星外向流的。在本文中,我们讨论了在低金属度的环境中热分子云核的物理和化学特性。

 

关键词:天体化学——星周物质——星际介质:丰度——星际介质:分子——麦哲伦云——射电谱线:星际介质

1. 引言

因为宇宙金属度是随着我们的宇宙演化时间的推移而增加的,所以在低金属度环境中的星际化学是了解过去的宇宙中的化学过程的关键。为此,在邻近的低金属度星系中观测化学上丰度高的天体并与银河系中的对应天体作比较研究,发挥着重要的作用。

热分子云核是大质量恒星的形成过程的早期阶段之一,而且它们在太空中复杂分子的形成和演化中发挥着关键的作用。 就物理特性而言, 热云核是指具有很小的源尺度( 0.1 秒差距)、很高的密度(106 厘米-3)和较暖的气体和尘埃温度( 100 开)的云核[例如,库尔兹(Kurtz)等人 2000 年论文;范德塔克(van der Tak2004 年论文]。热云核从化学上的特征来说是在恒星的形成过程中堆积起来的冰覆盖物的升华物。在一些冷分子云和恒星前云核中,气体分子和原子被冻结在尘埃颗粒上并氢化。当这样的云核被恒星的形成活动加热时,一些较重的分子之间的反应在这些颗粒表面变得活跃起来,形成更大的分子。此外,升华的分子,例如 CH3OH NH3 ,将经受进一步的气相反应[例如,加罗德(Garrod)和赫布斯特(Herbst)等人 2006 年论文;加罗德等人 2008 年论文;赫布斯特和范迪舒克(Van Dishoeck2009 年论文]。其结果,一些热云核在红外和射电波段就展现出大量的分子谱线。因此,对热云核的化学特性的细致研究,对于认识由恒星形成过程触发的复杂的化学过程来说,是至关重要的。

对于不同金属度环境中星际和星周化学状况的研究来说, 大麦哲伦云由于它离我们很近 [ 49.97±1.11 千秒差距;皮特任斯基(Pietrzyński)等人 2013 年论文], 而且金属度很低 [ 是太阳邻近区域的三分之一;韦斯特伦德(Westerlund1990年论文],因此是一个极好的研究目标。这个星系中很低的尘埃含量,导致了辐射环境的严峻,并因而星际介质(ISM)的光处理过程,在大麦哲伦云中,应该比在我们的银河系中更加有效 [ 以色列(Israel)等人 1986 年论文]。此外,根据伽马射线的观测结果,在大麦哲伦云中的宇宙射线的密度估计低于银河系中的典型值,只有后者的四分之一 [ 阿布多Abdo)等人 2010 年论文]。因此,可以高度地预料到,这些环境的差异应该会对一些化学过程发生影响,而大麦哲伦云中的热云核应该能够提供认识在低金属度环境中的化学状况的关键信息,尤其是一些复杂的分子的状况。然而,到目前为止,由于射电望远镜的空间分辨率和灵敏度的不足,一些热云核的观测结果一直只局限于银河系中的源。

对于大麦哲伦云中分子气体化学成分的射电研究大多数一直是用单天线望远镜进行的。由瑞典和欧南台亚毫米波望远镜(SEST)这架 15 米口径的望远镜所作的早期研究,对朝向大麦哲伦云中的一些 H II 区进行了多谱线的观测,并检测到了例如 CH3OHC3H2 SO2 这样的大分子 [ 约翰松(Johansson)等人 1994 年论文;金(Chin,音译)等人 1997 年论文;黑基拉(Heikkil?)等人 1999 年论文;王(Wang,音译)等人 2009 年论文]。对于在大麦哲伦云的恒星形成区中相对稠密的分子气体的亚毫米波观测结果也曾作了报告 [ 帕隆(Paron)等人 2014 年论文、2016 年论文]最近,西村Nishimura)等人 2016 年论文给出了用 3 毫米波的窗口朝向大麦哲伦云中的数个分子云所作的很深的而且无偏的谱线巡天的结果,他们所使用的是莫普拉望远镜。他们报告了在大麦哲伦云中,相比于银河系中的分子云,含氮分子的丰度很低,CH3OH 也较为缺乏,而 C2H 的丰度很高。

在大麦哲伦云中的这些具有特征性的星际化学状况,在以前对大麦哲伦云中被嵌埋初期恒星体周围的冰的红外观测中也提出来过。下西等人 2008 年论文、2010 年论文报告,大麦哲伦云中大质量初期恒星体的 CO2 / H2O 冰的比值,根据亮”AKARI)卫星的红外观测结果,系统地比银河系中大质量初期恒星体的这一比值更高。最近,下西等人 2016 年论文报告,根据使用甚大望远镜所作的红外观测的结果,大麦哲伦云中大质量初期恒星体周围的 CH3OH 冰,与银河系中的对应天体相比,丰度显得较低。这些作者认为,造成大麦哲伦云中冰的化学成分呈现出如此的观测到的特征的原因,在于一些暖冰化学过程(在相对来说较高的尘埃温度下颗粒表面发生的一些反应)。 此外,用斯皮策空间望远镜(Spitzer,简称“斯皮策”)朝向大麦哲伦云中的大质量初期恒星体作的 15.2 微米 CO2 冰的谱带细致研究表明,在大麦哲伦云中,冰在受热后发生变化的程度比在我们的银河系中更高 [ 奥利维拉Oliveira)等人 2009年论文;西尔(Seale)等人 2011 年论文]。由于气体和颗粒的化学变化据信在热云核中起着重要的作用,因此在大麦哲伦云中的这些具有特征性的冰化学过程将意味着,在河外环境中,热云核的化学状况按照它们的金属度的不同而有所差异。

朝向大麦哲伦云中的一些恒星形成区的高空间分辨率干涉观测,曾经报告过用澳大利亚望远镜致密阵获得的结果 [例如,黄(Wong,音译)等人 2006 年论文;奥特(Ott)等人 2008 年论文;西尔等人 2012 年论文;安德森(Anderson)等人 2014 年论文],而最近则又报告了用阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵获得的结果 [例如,英德贝托夫(Indebetouw)等人 2013 年论文;福井(Fukui)等人 2015 年论文]。这些观测结果把大麦哲伦云中的恒星形成区分辨到了秒差距或亚秒差距的尺度,并研究了稠密的分子气体的物理特性。然而,与大麦哲伦云中的单个大质量初期恒星体相关联的温暖和稠密的分子气体的化学特性仍然有待研究。

在本文中,我们报告了依据阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵亚毫米波干涉观测结果所作的大麦哲伦云中一个热分子云核的检测。在第 2 节中,我们描述了观测的细节和在本工作中进行的数据归算。所获得的图像以及分子线发射谱和连续谱在第 3 节中给出。这些谱线数据的分析以及分子气体和尘埃的物理量的推导在第 4 节中描述。这个所观测到的源的物理和化学特性在第 5 节中讨论。最后,本文的结论在第6节中进行了总结。

2. 观测结果和数据归算

2.1. 目标

这里使用的观测结果的目标是一个位于大麦哲伦云中的大质量初期恒星体,即 2MASS J05264658-6848469,或称 ST11(以下称 ST11)。这个源已在以前的红外研究中被用分光方法识别为一个大质量初期恒星体(西尔等人 2009 年论文;下西等人 2010 年论文)。ST11 的具体的初期恒星体特性在本工作中作了回顾,并在第 4.5 节中讨论。

2.2. 观测结果

观测是在 2013 11 月到 2014 2 月期间用阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵作为第 1 轮高优先级项目 2012.1.01108(首席研究员:下西高士)的一部分实施的。望远镜的指向为:赤经 = 05h26m46s.63、赤纬 = 68°4847.10J2000),它是用红外数据测量的 ST11 的位置(下西等人 2010 年论文)。我们的观测使用的是致密位形 C32-3,有一部分是 C32-2。目标天体的观测使用的是第 7 波段,它包括七个谱带,覆盖的静止参考架频率为 336.60–337.55338.05-339.00345.35–346.30346.55–347.50350.25–351.20351.30–352.25 356.30–357.25 吉赫。表 1 给出了所观测的谱线和积分时间。在这些频率处主波束的半峰全宽(FWHM)是 18–19,它与成像数据的视场(FOV)相对应。最大可恢复的角大小约是 7。这些谱带的原始数据的速度分辨率是 0.4 千米·秒-1,而对于连续带则为 26 千米·-1

2.3. 数据归算

原始的干涉测量数据使用“普通天文软件应用”(CASA)软件包处理。使用 CASA 4.1.0进行校准,成像以及频谱提取使用 CASA 4.3.0 进行。流量的校准天体是 J0519-454 ,而相位校准天体是 J0601-7036 J0635-7516。合成的波束大小在 338 吉赫区域近似是 0.5×0.5,这在所采用的大麦哲伦云距离(49.97 千秒差距,皮特任斯基等人 2013 年论文)处相当于0.12 秒差距。主波束改正由 CASA 中的impbcor任务完成,但这一改正对提取的频谱几乎没有什么影响,因为所观测的目标源位于视场中央,而且是非常致密的。

用于提取频谱和连续谱流量的区域为圆形,中心在赤经 = 05h26m46s.60、赤纬 = ?68°4847.03J2000),直径 0.5。这个区域对应于在本研究工作中测量的 ST11 359 吉赫(840 微米)连续谱发射的峰的位置,而其直径对应于波束的大小。从频谱数据中减去连续谱发射使用的是 CASA 中的 uvcontsub 任务。在进行这一清洁处理的过程中,几个频道被连接在一起,以便提高信噪比(S/N),而归算数据的频道间距,除了 CO3–2)谱线外,是 1.5 千米·秒-11.73 兆赫)。对于 CO3–2)谱线,这一频谱区域未被丢弃,因为这一谱线足够强,而频道间距是 0.4 千米·秒-10.46 兆赫)。

3. 结果

3.1. 观测到的频谱

1 展示了由中心在 ST11 而直径为 0?.5 的区域提取的频谱。在这些图中,天空频率被转换成了静止频率,其中所用的本地静止标准(LSR)速度为 250.5 千米·-1,这是朝向这个源检测到的分子谱线的典型视向速度。谱线的识别借助于科隆分子频谱数据库 1 [CDMS;穆勒(Müller)等人 2001 年论文、2005 年论文] 和喷气推进实验室的分子数据库 2 [JPL;皮克特(Pickett)等人 1998 年论文]。从与 ST11 相关联的一个致密的区域检测到了由 COC17OHCO+H13CO+H2CONOSiOH2CS33SO32SO234SO2 33SO2 产生的分子发射线。对于 SO2 及其同位素构体检测到了若干高激发谱线(Eu > 100 开)。在朝向这个大麦哲伦云中的这个源的方向,第一次检测到了在345 吉赫频带中有上述分子的发射线,除了 CO HCO+。没有检测到CH3OHHNCOCSHC3N 和复杂的有机分子的发射线。未能识别的谱线用数字标记,但其中有些也许是虚假的信号。



 1 https://www.astro.uni-koeln.de/cdms

 2 http://spec.jpl.nasa.gov


 
 

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1. 由直径 0".5的中心区域提取的 ST11 的阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵第 7 波段的频谱。标明了所检测到的发射线。尚不能肯定的检测结果标上了“?”,未能识别的谱线标上了“U”。所采用的源的速度为 250.5 千米·-1

 

 

 

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1. ()

 

3.2. 综合图像

2 3 展示了朝向 ST11 观测到的连续谱和分子发射线的综合图像。对于 SO2 34SO2,我们只展示了一些代表性的谱线,因为这些发射线的分布在不同的跃迁中是相似的。SO2n 2 = 1)、33SO2 H2CS 的谱线未包括在图中,因为它们太弱,难以形成亮度分布。这些图像是由每一条频谱在可以见到发射线的速度范围内积分构成的,这一范围通常是在 240 260 千米·秒-1 之间。对于 CO,频谱是在 230 285 千米·秒-1 之间积分的,因为这条谱线非常宽。

 

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2. 展示冷尘埃踪迹的阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵 840 微米连续谱数据的流量分布(左)和展示暖尘埃踪迹的双子望远镜热区域照相机摄谱仪中红外 10 微米图像(右)。

 

ST11 的高空间分辨率中红外图像也展示在图 2 中。这幅图像是在南双子望远镜(Gemini-S)上通过热区域照相机摄谱仪(T-Recs)获得的(项目编号:S10B-120,首席研究员:下西高士),而且,此观测使用了 N 波段(7.70 12.97 微米,中心波长 10.36 微米)的宽带滤光片。阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵 840 微米连续谱展示的是冷尘埃分布的踪迹,而中红外图像展示的是暖尘埃踪迹。

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3.  COC17OHCO+H13CO+H2COSiONO33SOSO2 34SO2 谱线的累积强度分布。等值线表示 840 微米连续谱的分布,而等值的大小是峰流量的 25%50% 75% 。综合波束大小(0".5,在大麦哲伦云处为 0.12 秒差距)在每一幅图中用灰色的圆斑表示。

 

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3. (续)

 

这个源总的来说是致密的,而每条发射线的峰的位置均与尘埃连续谱发射的区域相重合。我们用连续谱和相对来说较强的发射线使用二维高斯拟合估计源的大小(高斯半峰全宽 θ)。用 840 微米连续谱图像估计的 θ 大约是 0".6,这与波束的大小很接近。中红外发射展示出 θ = 0".5,这与 840 微米连续谱一样致密。NOSiO33SOSO2 34SO2 分子线的 θ 通常都在 0".5 左右,这与波束的大小没有什么不同。由于这一分布和波束的大小一样致密,这些发射按所给出的空间分辨率被认为是一个点源。H13CO+ H2CO 谱线与上述谱线相比范围稍大一些,θ 约为 0".8COC17O HCO+ 谱线范围更大一些,θ 1".1 1".4。因为源的大小与最大可恢复的角大小大约 7" 相比足够小,所以 ST11 的发射几乎都已被这里给出的干涉测量观测结果恢复。

4. 分析

4.1. 频谱拟合

谱线参数通过把一个单一的高斯轮廓拟合到所观测的谱线来测量。对于 351.0435 351.0515 吉赫处的 NO 谱线,我们用一个双高斯轮廓来拟合,因为它们是部分融合的。在某些情况下,我们减去一个局部的基线,这一基线由相邻的无谱线区域估计,以改正很弱的基线波纹。对于 SO2(104,6–103,7) 谱线,我们依据拟合减去了 HCO+(4–3) 谱线,因为它们是部分融合的。总的来说,用高斯轮廓获得了很好的拟合,只有 CO(3-2) 谱线是例外,它偏离了高斯轮廓。我们在拟合的基础上对每条谱线估计了主波束峰亮度温度、半峰全宽、本地静止标准速度和累积强度。然而,对于 CO,我们通过目测来估计峰亮度温度和半峰全宽,而积分强度则通过在 230 285 千米·秒-1 之间的速度范围内频谱的积分来估计。频谱和高斯拟合的结果如图 4 7 所示。这些图还表明了几个重要的未检测到谱线的频谱区域。测得的谱线参数汇总在表 1 中。

按照分光表(科隆分子频谱数据库或喷气推进实验室的分子数据库),在被拟合的轮廓内,有时存在多条超精细子线,但这些都由于目前的频谱的频谱分辨率较低而没有分辨出来。当融合的谱线具有差不太多的高能态能量时,我们将按照它们的 2 值和高能态的简并度来划分测得的流量(S μ 的定义见第 4.2 节)。使用这种方法,我们估计了最强的超精细谱线的谱线参数,这被用于随后的柱密度和旋转温度分析。

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4.  COC17OHCO+H13CO+H2COSiONOH2CS 33SO 发射谱线的频谱,由中心在 ST11 0".5 直径区域提取。蓝色的线表示拟合到观测到的频谱的高斯轮廓。还给出了重要的未检测到谱线的频谱区域,包括CH3OHHNCOC34SCH3OCH3C2H5OHHC3N HCOOCH3

 

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4. (续)

 

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4. (续)

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5.  SO2 发射谱线的频谱,由中心在 ST11 0".5 直径区域提取。蓝色的线表示拟合到观测到的频谱的高斯轮廓。这些频谱按照高能态能量的升序排列(具有最低的高能态能量的发射线在左上图中给出,而具有最高的能量的则在右下图中给出)。

 

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5. (续)最后一幅SO2n 2 = 1)的谱线。

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6. 朝向 ST11 观测到的 34SO2 发射线频谱,其余同图5 这些频谱按照高能态能量的升序由左上向右下排列。

 

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6. (续)

 

4.2. SO234SO2 33SO2 的转动图分析

由于我们对 SO234SO2 33SO2 检测了多条具有不同的激发能量的发射线,我们因此进行了转动图分析,为此我们假定了光学薄的条件和局部热动平衡(LTE)。对于光学薄的谱线,处于高能态中的分子的柱密度 Nuthin 由如下的方程得出 [例如,萨顿(Sutton)等人 1995 年论文;戈德史密斯(Goldsmith)和兰格(Langer1999 年论文]

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 ,                                                                                                            (1

其中 gu 是高能态的简并度,是玻尔兹曼常数,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)(上) - wangjj586 - 星海微萤是由观测结果估计的累积强度, n  是跃迁频率,S 是谱线强度,而 m  是偶极矩。在热动平衡条件下,总的柱密度 Ntotal 由下式给出:

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                                                         2


其中 Q(Trot) 是配分函数, Trot 是转动温度,而 Eu 是高能态的能量。此式可重新写成如下形式:

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                                                                           3

 

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7. 朝向 ST11 观测到的 33SO2 发射线频谱,其余同图5 这些频谱按照高能态能量的升序由左上向右下排列。174,14–173,15 谱线是尚不能肯定的检测结果。

 

当把 Nuthin /gu Eu /k 的关系画成图并且用直线拟合数据点时,这条直线的斜率和截距就分别对应于 Trot Ntotal 。因此,我们可以同时确定转动温度和总柱密度。在以上分析中所需要的所有的分光参数都是从科隆分子频谱数据库或喷气推进实验室的分子数据库中提取的。至于配分函数,我们对数据库中给出的数据进行内插,并估计在导出的转动温度处适当的 Q(Trot)

 

1. 谱线参数

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1. (续)

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. 不确度和上限为 2s  大小,而且不包括由于减去了基线并采用分光常数而产生的系统误差。(1)饱和。(2)与三条超精细子线融合。(3)与两条超精细子线混合。(4)与四条超精细子线融合,(5)与HCO+4–3)部分融合,在拟合这条 SO2 谱线时已减去。(6)与七条超精细子线融合。(7)与十条超精细子线融合。

 a 对源的总积分时间,其中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)(上) - wangjj586 - 星海微萤表示 575 秒,而 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)(上) - wangjj586 - 星海微萤表示 1452 秒。

 

 

SO234SO2 33SO2 构建的转动图如图 8 中所示,而导出的温度和柱密度汇总于表 2 2 的不确度是 2σ 水平,并不包括由于分光参数从科隆分子频谱数据库和喷气推进实验室的数据库提取而产生的系统误差。

 


 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)(上) - wangjj586 - 星海微萤

8. 对于 ST11 32SO2(左上)、34SO2(右上)和 33SO2(左下)的转动图分析。方块(黑色)表示 ST11 ,而方框(绿色)表示猎户热云核。向下的三角形表示上限。拟合到 ST11 猎户的数据点的直线分别用黑色和绿色实线表示。导出的转动温度列于表 3 中。

 

2. 估计的柱密度

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)(上) - wangjj586 - 星海微萤 

. 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。

a 根据转动图分析导出(详见第 4.2 节)。

 

3. 转动温度比较

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)(上) - wangjj586 - 星海微萤


. 不确度为 2s  大小

a 猎户的数据中括号内的数字是由本研究工作得出的(详见第 4.2 节)。

b 子线分别有两种温度。

参考文献. (1)本研究工作;(2)席尔克等人 1997 年论文;(3)赫尔米克和范迪舒克 1997 年论文;(4)麦克唐纳等人 1996 年论文。

 

为了便于比较,我们对猎户热云核也作了转动图分析,所使用的谱线的分光特性与对 ST11 的分析中所使用的谱线类似。猎户的数据是用 20” 大小(在猎户区域处约 0.04 秒差距)的波束得到的,取自席尔克(Schilke)等人 1997 年论文。这里得到的猎户热云核的转动温度比席尔克等人 1997 年论文得出的温度稍低,后者使用的是 325 360 吉赫范围内的完整的谱线测量数据。这是因为在我们的用来作比较的分析中所使用的高激发态的谱线比席尔克等人 1997 年论文所用的少,以致于比较有些不太公平。以上结果与 ST11 的结果一起展示在图 8 和表 3 中。此表还展示了对 W3H2O)和 G34.3+0.15 测量得到的 SO2 34SO2 的转动温度,它们是从文献 [ 赫尔米克(Helmich)和范迪舒克 1997 年论文;麦克唐纳(MacDonald)等人 1996 年论文] 中获得的。

4.3. 其他分子的柱密度

除了 SO2 及其同位素构体之外的各种分子的柱密度,是通过在热动平衡的假设和光学薄条件下由(2)式解出 Ntotal 得到的。我们在这里假设,观测到的各种分子均位于与 SO2 及其同位素构体相同的区域,并因此具有类似的转动温度;Trot 假定为 100 开,这大致就是 SO234SO233SO2 平均转动温度。

SO2 和其他分子发射的类似的空间分布和类似的视向速度支持了上述假设的正确性,但用进一步的频谱数据作更严格的激发分析在将来是绝对必要的。

NO 350 351 吉赫区域内相同的高能态能量展示出了多种跃迁。我们估计了每一种跃迁的柱密度,并采用平均值作为最后的 NO的柱密度。由不同的谱线估计的柱密度弥散度小于 20%

我们还估计了例如CH3OHHNCOC34S 和一些复杂的分子的重要的未检测到的谱线的柱密度的上限(各条谱线的详情见第 5.2 节)。使用所观测到的频谱在对频道作适当划分后测量了亮度温度峰值的上限,然后我们假定半峰全宽为 6 千米·秒-1,估计了累积强度的上限。这一半峰全宽与除了 CO HCO+ 以外的其余分子谱线的典型速度宽度一致。

由此得出的柱密度和上限(2σ 大小)汇总于表2

4.4. H2 的柱密度和气体的总质量

分子氢的柱密度,它通常在被嵌埋的源的总质量中占主要地位,是使用在我们的观测结果中得到的尘埃连续谱发射数据来估计的。在光学薄的频率 n 处,尘埃连续谱的流量密度 Fn  表示为

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,                                                           4


其中,W 是波束的立体角,tn  是光深,Bn (Td ) 是普朗克函数,而 Td 是尘埃温度[威提特Whittet1992 年论文]。光深可表示为

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                                                             5



其中,r d 是尘埃的质量密度,k n 是质量吸收系数,而 L 是光程长度。 我们使用覆盖薄冰层的尘埃颗粒的质量吸收系数,它由奥森考普夫(Ossenkopf)和亨宁(Henning1994 年论文给出。使用尘埃与气体的质量比 Z ,则尘埃的质量密度可表示为

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 ,                                                6



其中,m 是每个氢原子的平均原子量,r H 是氢的质量密度,N H 是氢的柱密度,而 m H 是氢的质量。我们假定在大麦哲伦云中的尘埃与气体的质量比与银河系中的典型的值 0.008 相比来得低,按照伯纳德(Bernard)等人 2008 年论文,前者只有后者的三分之一,因而我们在本研究工作中使用 Z = 0.0027。把(4)至(6)式合起来,并假定所有的氢具有 H2 的形式(N H2 = N H / 2),则分子氢的柱密度可由下式得出:

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                                                                                         7



我们测量了每个波束立体角的流量密 Fn / W,为此使用了如图 2 中所示的 ST11 的840 微米的尘埃连续谱图像。采用直径 0?.5 大小的孔径,测得 Fn / W 0.34 央·波束-1。尘埃的温度,我们假定为 Td = 40 开,这是根据远红外观测结果估计的在大麦哲伦云中大质量初期恒星体典型的尘埃温度[范伦(van Loon)等人 2010 年论文]。这一假定的尘埃温度与 ST11 的远红外能谱分布的峰是一致的(见第 4.5 节对能谱分布的描述)。使用(7)式和上述参数,我们估计得到 N H2 = 4.5×1023 厘米-2。这一 H2 的柱密度相当于沿视线方向的气体总质量为 115 M 。估计的在 840 微米处的尘埃不透明度为 t 840μm = 0.011,对应于目视消光(AV)约为 150 星等。

我们还估计了在 ST11周围气体密度的下限。我们假定气体在一颗原恒星周围呈球形分布,球的半径与波束的大小相同。在这样的假定下,上面得出的 ST11 周围气体的总质量对应的 H2 数密度为 2×106 厘米-3 。我们要强调的是,这是一个下限,因为 H2 的密度与假定的源的大小成反比地增加。

4.5. 光度和恒星质量

ST11 的能谱分布(SED)如图 9 所示。收集的数据详情汇总在表 4 中。大部分的能量是在中红外和远红外波长区域内发射的,而能谱分布的峰在 60 微米和 70 微米之间,这与大质量的初期恒星体的特性相一致。

ST11 的热光度估计为 5×105 L,它是由从 1 微米到 1000 微米波段的内插能谱分布积分得出的。总光度的大约 60% 是在 30 100 微米波长区域内发射的。ST11 的恒星质量是使用在线能谱分布拟合程序 3 [罗比泰利Robitaille)等人 2007 年论文]估计的。作为能谱分布拟合的输入数据,我们使用 2 840 微米的测光和分光数据,它们得自 IRSF/SIRIUS * “斯皮策”的SAGE ** “光亮号”的 LSLMC *** “赫歇尔”的 HERITAGE **** 这几个数据库 [梅克斯内(Meixner)等人 2006 年论文、2013 年论文;加藤(Kato)等人 2007 年论文、2012 年论文;坎贝尔(Kemper)等人 2010 年论文;下西等人 2010 年论文]。我们还使用了我们的中红外窄带滤光片的测光(中心波长为 7.738.749.6910.3811.66 12.33 微米)和分光(8 12 微米)结果,它们是用南双子望远镜上的热区域照相机摄谱仪观测得到的840 微米的流量估计使用本研究工作的阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵数据来做(见第 4.4 节)。我们在拟合中排除了光谱和测光成像接收机(SPIRE 350 微米和 500 微米波段的数据,因为它们的点扩散函数很大(半峰全宽分别约为 27“ 41”),有可能会受到初期恒星体周围弥漫发射的污染。ST11 的距离被假定为与大麦哲伦云的距离相同。

 


 http://caravan.astro.wisc.edu/protostars/sedfitter.php

* 南非天文台红外巡天装置(Infrared Survey Facility1.4 米口径的望远镜)的天狼星(Simultaneous Infrared Imager for Unbiased Survey,无偏巡天同时红外成像仪)照相机。——译注

** 星系演化动因巡天(Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution)。——译注

*** 大麦哲伦云大面积巡天(Large-area Survey of the Large Magellanic Cloud),  “光亮号”(AKARI,即Astro-F)是日本发射的一颗红外天文卫星。——译注

**** 赫歇尔星系演化动因数据库(HERschel Inventory of The Agents of Galaxy Evolution),“赫歇尔Herschel)是赫歇尔红外空间望远镜的简称。——译注

 

 

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9.  ST11 的能谱分布。图中的数据依据的是南非天文台红外巡天装置的天狼星照相机测光结果(黑色加号)、“光亮号”的红外照相机(IRC)分光结果(蓝色实线)、“光亮号”的红外照相机测光结果(浅蓝色方框)、“斯皮策”的多波段成像光度计(MIPS)分光结果(绿色实线)、“斯皮策”的红外阵列照相机(IRAC)和多波段成像光度计测光结果(浅绿色菱形框)、南双子望远镜上的热区域照相机摄谱仪窄带测光结果(浅棕色圆圈)、南双子望远镜上的热区域照相机摄谱仪 N 波段分光结果(棕色实线)、“赫歇尔”的光检测阵列照相机和光谱仪(PACS)以及光谱和测光成像接收机测光结果(橙色菱形斑块)、阿塔卡马大型毫米和亚毫米波阵 840 微米连续谱测量结果(红色星形斑块)和最佳拟合能谱分布模型(灰色虚线)。详情请参阅第 4.5 节。

 

4.  ST11 的测光和分光数据

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.

a 点扩散函数的半峰全宽。

b 无缝分光数据的提取宽度。

c 狭缝宽度。

参考文献. 1)加藤等人 2007 年论文;(2)下西等人 2010 年论文;3)加藤等人 2012 年论文;(4)梅克斯内等人 2006 年论文;(5)本研究工作;(6)坎贝尔等人 2010 年论文;(7)梅克斯内等人 2013 年论文

 

用最佳拟合模型估计的 ST11 的恒星质量 50 M 用最佳拟合模型导出的目视消光 AV 约为 80 星等,它是根据在第 4.4 节中给出的尘埃连续谱数据估计的值的一半。由于所采用的关于尘埃的光学特性的假定,或者还有在视线方向的尘埃温度梯度的存在,这一差值也许还会更大,虽然这不影响本文的主要结论。能谱分布拟合的结果如图 9

 


 
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