红外暗云中氨分子的甚大阵观测(一):柱密度和温度结构

标题:Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-dark Clouds I: Column Density and Temperature Structure
作者:Sarah E. Ragan, Edwin A. Bergin, David Wilner
论文索引:arXiv:1105.4182v1
编辑供稿:吕行(南京大学)

背景介绍

什么是红外暗云

IRDCs,也就是Infrared Dark Clouds,即红外暗云。与光学上的暗星云(Dark Nebula,例如马头星云)类似,红外暗云也是在背景的弥散红外辐射上呈现的暗影,一般在银道面上较亮的中红外辐射(~8µm的PAH辐射)背景上可以看到。8μm附近尘埃消光较小,只有到分子云中最密集的部分(A_V\gtrsim 50)可以吸收这种背景辐射,所以红外暗云代表了致密的分子云。1996年在ISO对内银道面15μm的巡天中首次发现,至今在MSX、ISO、Spitzer的银道面巡天中已经发现了上万个。

红外暗云有一些显著的特点,例如:因为是在背景上的消光,所以一般认为是在动力学距离的近端,平均距离为几个kpc;多数处在旋臂上;大小在几个pc左右,很多具有丝状外形,能进一步分辨出团块(clumps)乃至核(cores)的结构;气体温度低(\lesssim 20{\rm K})且密集(n_{H2}\gtrsim 10^5{\rm cm}^{-3});质量在几百到上千太阳质量之间。

Fig.1: 一个典型的IRDC,G11.11-0.11,背景为MSX观测的8μm辐射。图片来自http://web.ipac.caltech.edu/staff/carey/dark/dark.html

为什么要研究它

大质量恒星(M\gtrsim 8M_{\odot})在星系中扮演着重要角色:强烈的星风向星际介质中注入重元素,并可能触发新一代恒星形成;以超新星爆发结束自己的生命,产生了Fe以上的元素;河外星系恒星光度的大部分来自于其中的大质量恒星。但是,目前人们对大质量恒星形成过程的认识还远不像较小质量恒星那样完善。通常认为,大质量恒星诞生于同样大质量并且非常密集的尘埃和气体云中,但是由于平均距离较远,周围消光严重,以及演化时标很短等种种原因,对大质量恒星形成区域的观测很困难,具体的形成过程众说纷纭,目前存在竞争吸积、单核吸积、碰撞并合等猜想,参见H. Zinnecker & H. W. Yorke, 2007

反观红外暗云代表的致密分子云,首先它们具备低温、高密、大质量等特点,符合大质量恒星形成的条件;其次它们有丰富的次级结构例如团块、核,分析这些结构发现,红外暗云正经历碎裂过程;最后观测上已经发现位于暗云内部的原恒星核、暗云表面上的YSOs(原恒星、前主序星)以及嵌在最致密区域内的大质量恒星。因此,红外暗云很有可能代表了大质量恒星/星团形成的极早阶段。当然,还有很多需要澄清的问题,例如各级结构是处于准静态还是正在经历引力塌缩(主要是比较位里维里质量和根据H2估出的CO估计出氢分子H2的气体质量,但是位里维里质量存在很多不确定性),这两种状态又是如何转化的,它们与较近的大质量恒星形成区(例如Orion KL)有什么关系。

NH3分子和红外暗云

NH3分子作为典型的致密气体示踪分子,正适合用来研究红外暗云。由于其中气体温度一般只在20K上下,通常使用较低的反演跃迁谱线,例如(J,K)=(1,1)和(2,2)。每条反演跃迁线通过超精细能级分裂为一条主线和四条对称分布的辅线,比较其流量可以很方便地得到光深,并估算气体的温度和柱密度,详细可见原文附录或者P. T. P. Ho & C. H. Townes, 1983

观测结果

本文结合VLAGBT,观测了6个红外暗云的NH3分子(1,1)、(2,2)反演跃迁谱线,见下表。这些暗云之前都有过Spitzer红外观测。

(为什么是VLA加GBT:使用干涉阵观测时,可观测到的结构(角尺度)的大小有一个上限,由阵列中两个天线之间的最小距离决定. 当观测的源的尺度大于这个上限, 其流量就完全丢失了,这种现象称为“short spacings”。为了补回丢失的流量,可以把干涉阵的观测与单天线的观测结合,这里要求单天线的口径最好大于干涉阵中天线之间的最小距离。形象的来说就是在uv平面上,用单天线补充干涉阵观测的UV覆盖中间的“空洞”。VLA的D阵中天线最小间距是35米,GBT口径是100米,满足上述条件。参见Tools of Radio Astronomy, Chapter 9.2.3.2: Source Size and Minimum Spacing

Fig.2: NH3柱密度等高线和Spitzer 8μm图像。紫色十字是NH3辐射的峰值,其他符号代表各种YSOs。左上的G005.85-0.23和中下的的G024.05-0.22没有内嵌的YSOs,被认为不包含恒星形成活动。
Fig.3: NH3柱密度与H2柱密度的关系,后者由Spitzer 8μm图像上的吸收得到。NH3丰度对应了图中拟合红线的斜率。中上的G009.28-0.15有两个成分,分别来自南北两块区域,无法拟合。左下的G023.37-0.29中心部分NH3(1,1)线已饱和(主线的光深>5),只画出了边缘部分的柱密度。最终平均丰度是8.1×10^-7,高于之前使用单天线估计的丰度4×10^-8,两者H2柱密度接近,区别在于干涉阵得到的NH3柱密度更高,可能是单天线的波束太大导致beam dilution,低估了NH3流量。
Fig.4: NH3(1,1)积分强度等高线和动力学温度图。左上、中下两个无恒星形成活动的暗云,温度比较均匀。在中上、右上、右下都可以发现温度升高位置和内嵌YSOs的对应(五角星是24μm点源)。左下的由于NH3(1,1)线饱和,应当从更高(J,K)能级上计算温度。
Fig.5: 动力学温度和H2柱密度的关系。温度分布在8-13K之间,没有恒星形成的两个IRDCs(左上和中下)的温度弥散最小。一般柱密度大的是核心区域,而较小的更靠边缘,呈现出内冷外热的趋势。

讨论与展望

本文只得到这几个红外暗云的柱密度和温度,进一步计算动力学性质(例如速度弥散、湍流、外向流或者喷流等)要等到系列文章的下一篇。不过本文最后提到红外暗云分布与星系结构的关联,和以往只局限于分析暗云内物理的工作相比,感觉视野更加开阔。

从温度上看,这几个红外暗云相比Orion KL中的大质量恒星形成区明显偏冷,并且温度分布均匀,应该处于更早的演化阶段。与Orion中远离KL区域的宁静核比较,倒是有几分相似:内冷外热,可能来自附近恒星形成活动的加热作用。与另一个IRDC G028.34+0.06比较,后者在内含24μm点源的位置上旋转转动能级的跃迁激发温度升高到30K(若转化为动力学运动学温度会稍低几K),所以本文的几个红外暗云仍然处在更早期阶段。

本文也比较了金斯尺度和观测到的原恒星间距,后者普遍大于这个结构碎裂的尺度上限,与大块物质碎裂形成原恒星的图景相符。不过计算金斯尺度的前提是球对称、均一密度,不太适合分析红外暗云。所以本文又用临界碎裂时的质量线密度,这几个暗云的线密度是几百M_{\odot} {\rm pc}^{-1},远超过温度10K时15M_{\odot} {\rm pc}^{-1}的“临界碎裂线密度”,证明它们正在塌缩并形成恒星。

最后本文估计质量面密度,在1000-5000M_{\odot} {\rm pc}^{-2},而Orion中为~30M_{\odot} {\rm pc}^{-2},由此看来两者本质上完全不同。假设温度~10K,得到的内压高达P_{int}/k\sim few\times 10^6 {\rm cm}^{-3}{\rm K},如此高的压力需要很强的动力学作用使之完成塌缩碎裂过程。这6个暗云都在银盘的盾牌-半人马臂上,起源于棒的气体流可能引发旋臂中的激波或其他动力学过程,导致气体尘埃密度增长、原子介质形成分子云,进而引起恒星形成活动。(我对这一部分了解不多,这几句解释直译自原文囧,请大家尽情指正)

Fig.6: 利用CS(2-1)筛选的IRDCs在旋臂上的分布,两条臂是根据银河系棒-旋臂模型画出的。图片来自J. M. Jackson et al., 2008

延伸阅读

  • 1. 使用单天线对IRDCs样本的NH3观测
  • 2. 对单个IRDC进行详细分析的典型例子
  • 3. IRDCs在银盘上的分布
    • 分享到:

    3 Replies to “红外暗云中氨分子的甚大阵观测(一):柱密度和温度结构”

    1. NGC2264

      Chromium 11.0.696.71 Linux

      我不是特别明白,对于恒星形成环境,这样高的压强(~10^6)我一直以为是很正常的,几十K的温度,10^5甚至10^6的密度,一定要用外部作用解释?

      • ZhiyuZhang

        Chrome 13.0.782.10 MacIntosh

        关键还是看尺度, 如果在恒星形成非常靠近中心, 引力主导的位置, 压强高也是ok的, 但是如果尺度较大 –> 引力作用对外围的气体并不占主导作用, 压强还很高, 又没有外在的作用的话, 只好向外膨胀了–>爆炸. 不过反过来, 压强高的话,为啥还能保持在10 K这么低的温度, cooling 能如此有效?

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