银心砖块——G0.253+0.016中的动力学和恒星形成

标题:The dynamics and star-forming potential of the massive Galactic centre cloud G0.253+0.016
作者:K. G. Johnston et al.
论文索引:1404.1372
编辑供稿:南京大学 吕行

背景介绍:CMZ

在我们的银河系中心大约200pc的尺度内,聚集着整个银河系内10%的分子气体,因此这块区域被称为“central molecular zone”,简称CMZ。CMZ内的致密气体(N(H_2)\ge5\times10^{22} cm^{-2}, n(H_2)\ge10^4 cm^{-3})大部分聚集在“X2轨道”上(Molinari et al. 2011),这是一组(而不是确定的一条)可能存在的轨道,大致与银河系的棒以及X1轨道垂直(参考这里),沿着X2有Arches、Quintuplet这样的年轻的星团,也有Sgr B2这样的著名恒星形成区。Molinari et al. 2011根据Herschel图像以及分子谱线提出了一个“100 pc ring”的模型,恰好可以解释众多分子云和星团在X2轨道上的排列(见下图1、2)。不过最近若干文章,包括即将介绍的这篇,对此模型也提出了质疑,例如ring可能不止到Sgr B2,而是延伸到更远的地方。

来自Molinari et al. 2011。CMZ的Herschel 70 micron图像。G0.253已标出。
Fig.1 来自Molinari et al. 2011。CMZ的Herschel 70 micron图像。G0.253已标出。
来自Molinari et al. 2011。100-pc ring模型。
Fig. 2 来自Molinari et al. 2011。100-pc ring模型。

尽管如此,考虑到CMZ的巨大的分子气体储量,它的恒星形成率相比而言还是非常低。例如Longmore et al. 2013Immer et al. 2012都指出CMZ的(根据红外等数据估计的)恒星形成率至少比(根据致密分子气体总量做出的)预期低10倍。为什么CMZ的恒星形成率这么低?是不是红外数据忽略了一大部分隐藏的很深的原恒星?或者银心的环境导致了恒星形成的临界密度高于银河系其他区域的平均值?将来CMZ会不会突然爆发式地形成新的恒星?现在还没有确定的答案(Longmore et al. 2013Kruijssen et al. 2013)。

CMZ还呈现出其他很多有意思的分布,比如大部分由红外点源示踪的原恒星都在SgrA*右侧,大部分由尘埃示踪的分子气体都在左侧;靠近银心黑洞Sgr A*的分子云(20km/s cloud, 50km/s cloud, G0.253等)都相对宁静,没有观测到恒星形成,而沿着X2轨道向左的Sgr B2是个很活跃的恒星形成区。其他的问题还有:CMZ的恒星形成活动和银心黑洞的关系,和circumnuclear disk的关系,和银心上下的泡泡结构的关系(比如Fermi Bubble),以及和其他星系的核心区域的对比(为什么和CMZ类似的星系有AGN和starburst活动?银心曾经有过,或者将来会有stargurst吗?)。

关于CMZ的研究进展,可以参考IAU Symposium 303的报告、海报,以及E. A. C. Mills et al.编写的VLASS白皮书:VLASSICK

G0.253+0.016–“the Brick”

(2014/08/26更新:之前黄崧同学有一篇文章介绍了G0.253+0.016的观测。)

G0.253+0.016(以下简称G0.253),因为它的形状又被称为“砖块”或者“肾脏”,是位于CMZ内的,在红外图像上呈现为一个IRDC的分子云(见图1和图3)。G0.253是CMZ内质量、密度很大缺乏恒星形成的一个典型例子。它的质量大约是2\times10^5M_\odot,柱密度峰值3\times10^{23} cm^{-2}。各种证据,包括脉泽、红外光度、厘米波连续谱,都表明它内部基本没有恒星形成。最近Longmore et al. 2012Kauffmann et al. 2013Rodriguez et al. 2013Rathborne et al. 2014Higuchi et al. 2014利用单天线射电望远镜和射电干涉仪对G0.253轮番观测,得到了几个重要的结论:

  1. Longmore2012:利用Herschel、Mopra、VLT/NACO等数据计算G0.253的尘埃温度、柱密度、质量等性质,发现它接近位力平衡状态,并且有可能形成类似Arches的大质量星团。
  2. Kauffmann2013:根据CARMA和SMA的连续谱和谱线观测,只在之前探测到的水脉泽的位置发现了一个约78M_\odot的核,在5\sigma=26\M_\odot/beam的灵敏度下没有发现其他的核;以及发现了延展的SiO发射,预示内部剧烈的动力学过程;根据N_2H^+谱线发现G0.253整体不是位力平衡,趋于消散,而内部的次级结构趋于坍缩。作者网站上的介绍:Galactic Center Giant Cloud reluctant to form Stars。见下图3。
  3. Rodriguez2013:利用JVLA的厘米波连续谱观测在G0.253内发现了三个致密电离氢区(compact HII regions),可能对应着B0.5等的零龄主序星。
  4. Rathborne2014:利用Mopra的MALT90巡天以及APEX的分子谱线研究了G0.253的密度、温度分布和运动学,根据谱线形状认为它应当沿径向坍缩,并发现中心的温度可能很低。作者也发现,在75km/s速度上,和G0.253大致重合的位置有另一团气体,但是认为此成分和G0.253完全无关,所以没有继续讨论。
  5. Higuchi2014:(这篇文章用的是前一组Rathborne et al.的ALMA数据,因为过了保护期就被公开了,呵呵…)分析了ALMA观测到的3mm的SO分子谱线,发现在G0.253中部有一块SO发射的“空洞”,并认为这是分子云之间碰撞的结果。
Fig. 3 来自Jens Kauffmann网站。SMA N2H+谱线和CARMA SiO谱线。
Fig. 3 来自Jens Kauffmann网站。SMA N2H+谱线和CARMA SiO谱线。

所有的文章都发现了很大的线宽(FWHM\ge20km/s)以及沿着长轴方向的很大的速度梯度(20km/s/pc),证明G0.253内部有剧烈的动力学过程。

本文内容

本文利用SMA、IRAM 30米、SCUBA的毫米波连续谱以及分子谱线,附以Herschel红外数据。作者的一份简化版的幻灯片在此,不想看文章的同学可以看这个。主要结论有:

来自Johnston et al. 2014。SMA两个边带的连续谱。
Fig. 4 来自Johnston et al. 2014。SMA两个边带的连续谱。“十”是水脉泽,“X”是Rodriguez et al. 2013发现的电离氢区。
  1. 根据SMA 1.3mm连续谱,发现了比Kauffmann et al. 2013(SMA 1.07mm连续谱)的结果更多的致密核。这些核分别和之前发现的水脉泽以及最近发现的厘米波连续谱(未发表)有关联,从而可能有恒星形成。见图4。
  2. 利用SMA的甲醛(H_2CO)的两条谱线的强度比计算了气体温度,发现高达320 K,远高于20 K的尘埃温度。
  3. 在SMA的甲醇分子等谱线中,在G0.253南部发现了几个条形结构,并认为它们不可能是在重力作用下形成的,而是通过动力学过程形成的。见图5。
  4. 在SMA和IRAM 30米的分子谱线中,作者发现在70km/s速度处有另外一个成分,也就是Rathborne et al. 2014所发现的同样的成分。不过,本文作者认为70km/s成分是一个正在和G0.253碰撞的分子云,两者在G0.253的南部相撞,并从甲醇、SiO等激波示踪分子的分布中找到了证据。见图6。
  5. 根据Mopra 3mm的HNC谱线,作者认为Molinari et al. 2011提出的100 pc ring是不准确的,CMZ实际的结构可能远比一个ring复杂。
  6. 最后作者讨论了G0.253中的恒星形成,各种证据(柱密度概率分布函数,\Delta-variance spectrum(抱歉实在不知道这是啥))表明它确实基本没有恒星形成活动,但是假如考虑银心的湍流、更高的背景密度,还是可以用现有的理论解释的,并且可能已经形成了少量>15M_\odot的恒星,只是处在早期演化阶段,光度还太小。

来自Johnston et al. 2014。甲醇谱线的1st moment图(速度场)。
FIg. 5 来自Johnston et al. 2014。甲醇谱线的1st moment图(速度场)。

Fig. 6 来自Johnston et al. 2014。灰度图和灰色等高线为13CO谱线的位置-速度图,黄色等高线为甲醇谱线位置-速度图。G0.253和70km/s的成分在南部互相衔接。
Fig. 6 来自Johnston et al. 2014。灰度图和灰色等高线为13CO谱线的位置-速度图,黄色等高线为甲醇谱线位置-速度图。G0.253和70km/s的成分在南部互相衔接。

相比之前的工作,本文的进展有:1. 通过射电干涉仪的高分辨率观测发现了由尘埃示踪的致密核,证明G0.253内部存在很多次级结构,并且这些结构可能有恒星形成活动。2. 70km/s成分和G0.253碰撞的证据。3. 在甲醇、^{13}CO等谱线中发现的条形结构,推测和内部的动力学过程有关。

总结

G0.253作为CMZ内众多大质量分子云的代表,已经揭示了CMZ极端的环境对恒星形成的某些影响:剧烈的湍流,很高的背景密度和温度,银心黑洞和星团的引力作用,一方面阻止了分子云的坍缩和后续的恒星形成,另一方面也可能提高了致密核的金斯质量,导致了超大质量恒星的形成(例如CMZ内的手枪星)。本文表明,高分辨率的干涉仪观测对研究CMZ分子云的内部结构非常重要。最近JVLA、SMA、CARMA都在规划对CMZ的大规模的观测计划,相信很快我们就能揭开CMZ的极低恒星形成率之谜。

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