CC BY
1
УДК 524.52-36
ХИМИЧЕСКОЕ РАЗНООБРАЗИЕ И КИНЕМАТИКА ГАЗА В ОБЛАСТИ ОБРАЗОВАНИЯ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД RCW120
© 2024 К. В. Плакитина1*, М. С. Кирсанова1'2, С. В. Каленский2, С. В. Салий3, Д. С. Вибе1
1Институт астрономии Российской академии наук, Москва 119017 Россия 2Астрокосмический центр Физического института им. П. Н. Лебедева РАН, Москва 117997
3Институт естественных наук и математики, Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б. Н. Ельцина, Екатеринбург, 620000 Россия Поступила в редакцию 5 февраля 2024 года; после доработки 5 марта 2024; принята к публикации 18 марта 2024
Представлены результаты анализа спектральных данных, которые получены в направлении плотного молекулярного сгустка и протозвезд, находящихся на границе зоны HII области RCW120. Наблюдения были проведены с помощью телескопа APEX в диапазоне частот от 200 до 260 ГГц. В работе приведен ряд аргументов в пользу наличия истечений в области образования массивных звезд. Признаки истечения, направленного вдоль луча зрения, наблюдаются вблизи ядра S2. Вблизи ядра S1 истечение, по-видимому, направлено перпендикулярно лучу зрения. В работе показано, что область, где наблюдается яркое излучение в линиях метилцианида (CH3CN), является более прогретой по сравнению с областями, где наблюдается излучение в линиях молекул метилацетилена (CH3CCH) и метанола (CH3OH). Поскольку температуры в окрестности протозвезд недостаточно высоки для тепловой десорбции, вероятно, метанол переходит в газовую фазу за счет разрушения пылинок ударными волнами вблизи истечений. Единственным проявлением ультрафиолетового излучения является повышенное обилие простых углеводородов CCH и c-C3H2 в области фотодиссоциации.
Ключевые слова: астрохимия — звезды: формирование — МЗС: молекулы — области фотодиссоциации — радиолинии: МЗС
1. ВВЕДЕНИЕ
С конца XX века внимание исследователей было обращено к процессу образования массивных звезд и воздействию их на окружающую межзвездную среду (см., например, обзоры Zinnecker and Yorke, 2007; Feigelson, 2018). Массивные звезды — редкие объекты в Галактике. Однако, являясь источником мощного ультрафиолетового (УФ) излучения, они оказывают значительное влияние на межзвездную среду (МЗС), изменяя ее химический состав и физические характеристики. Воздействие со стороны массивных звезд может способствовать образованию протозвезд. Этот процесс может быть запущен триггерными механизмами или расширяющимися оболочками ионизированного водорода (H II-областей)(Elmegreen and Lada, 1977). Чтобы убедиться в правильности этих предположений, нужно исследовать крупномасштабные структуры (порядка кпк) в отдаленных галактиках, где можно наблюдать отдельные поколения звезд и области ионизированного водорода (см., например, работы
E-mail: [email protected]
Egorov et al., 2014; 2017). Однако при исследовании областей звездообразования в нашей Галактике сложно установить, было ли образование конкретной группы протозвезд вызвано внешним (триггерным) фактором (Preibisch and Zinnecker, 1999; Miret-Roig et al., 2022; Briceno-Morales and Chaname, 2023; Ratzenbock et al., 2023). Считается, что образование протозвезд связано с определенными условиями в окружающей их среде. Эти условия включают в себя наличие молодых скоплений звезд, плотного молекулярного газа и ионизированного газа вблизи молодых массивных звезд. Но наличие только этих условий не является достаточным для однозначного утверждения, что именно эти факторы способствовали образованию протозвед (см. Daleet al., 2015).
При активном проведении обширных исследований и широко распространенного корреляционного анализа заманчивой становится идея поиска отличий между разными этапами процесса звездообразования с помощью данных о физических условиях в областях звездообразования, таких как интенсивности спектральных ли-
ний, обилие молекул и многие другие. Например, Pety et al. (2017) продемонстрировали, что эмиссионные линии N2H+ и CH3OH являются более надежными индикаторами плотного молекулярного газа по спектральным линиям на 3 мм (см., например, Pety et al., 2017), по сравнению с другими широко используемыми индикаторами — линиями HCO+ или HCN. По нескольким изотопологам CO и HCO+ в одном и том же молекулярном облаке Bron et al. (2018) смогли выявить различия между газом, находящимся под воздействием УФ-излучения и экранированным от него. Основываясь на анализе лучевых концентраций, Kirsanova et al. (2021a) показали, что молекулярные облака вокруг HII-областей (S235 и S235A) имеют состав, типичный для темных звездообразующих облаков без признаков воздействия УФ-излучения. Масштабные исследования в ближнем ИК-диапазоне позволяют определить разницу между оболочками, образованными массивными звездами главной последовательности, и оболочками, которые связаны с молодыми звездными объектами (МЗО), погруженными в молекулярные облака (например, Roman-Lopes, 2009; Kaplan et al., 2021; Deng et al., 2023; Kirsanova et al., 2023c и многие другие).
Область фотодиссоциации (ФДО) RCW120 имеет кольцеобразную форму, сформированную в уплощенном молекулярном облаке (Anderson et al., 2015; Kirsanova et al., 2019; Zavagno et al., 2020). Ранее Figueira et al. (2017), используя данные наблюдений космического телескопа, выделили на краю HII-области RCW120 ряд компактных источников. Среди них они обнаружили объекты с характерными массивными оболочками, отождествленные с массивными молодыми про-тозвездами. В ходе дальнейших исследований Figueira et al. (2020) подвергли сомнению сценарий триггерного механизма образования массивных протозвезд в RCW120 и предположили, что образование массивных МЗО вокруг H II-области предшествовало расширению самой HII-области. Kirsanova et al. (2023b) обнаружили плотный слой, возникший при расширении H II-области, а также молодые звезды за его пределами, тем самым подтвердив результат предыдущего исследования.
Несмотря на упомянутые выше работы, вопрос о влиянии расширяющейся HII-области на текущий процесс звездообразования в RCW120 по-прежнему остается открытым. Он интересен в связи с возможным влиянием этой области на функцию масс или характерную шкалу времени звездообразования (см., например, Luisi et al., 2021). Недавно Kirsanova et al. (2021b) проанализировали излучение молекул CH3CN и CH3OH в двух МЗО в окрестности RCW 120. Они оценили содержание этих молекул и физические параметры
газа в обоих МЗО и обнаружили у массивного МЗО RCW 120 S2 (Figueira et al., 2017) начальные признаки перехода к фазе прогрева. По сравнению с более массивным МЗО RCW 120 S2, менее массивный RCW120 S1 находится на более ранней стадии эволюции. В этой работе мы определяем физические условия, делаем оценки обилий молекул и изучаем кинематику газа около этих МЗО, чтобы выяснить, влияет ли близкое расположение H II-области на эти источники в настоящее время.
2. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
В этом исследовании мы рассматриваем плотный молекулярный сгусток, расположенный непосредственно на юго-западной границей HII-области RCW 120. В рассматриваемой области находится несколько молодых массивных прото-звезд, предположительно, на самой ранней стадии горячего ядра, погруженных в этот плотный сгусток и получивших обозначения S1, S2, S9, S10 и S39 (см. рис. 1).
2.1. Наблюдения на телескопе APEX
Наблюдения были выполнены с использованием телескопа APEX (Atacama Pathfinder Experiment telescope) в Чили (GUsten et al., 2006) с 16 по 23 сентября 2021 года в рамках проекта O-0108.F-9313-2021 (основной заявитель — М. С. Кирсанова), который был реализован под шведским руководством. Для наблюдений использовался гетеродинный приемник nFLASH230, который одновременно охватывает две полосы частот по 8 Гц. При работе в режиме USB (верхняя боковая полоса) приемник был настроен на частоту 217 ГГц. В этом режиме наблюдения проводились в двух полосах частот: от 199 до 207 ГГц и от 215 до 223 ГГц. В режиме LSB (нижняя боковая полоса) частота была настроена на 241 ГГц, поэтому наши наблюдения охватывали две полосы частот: 238—246 ГГц и 258—262 ГГц. Спектральное разрешение в спектрометре с Фурье-преобразованием (FFT) составляло около 0.3 км с-1. Пространственное разрешение при частоте 230 ГГц равно 26'', что соответствует 0.17 пк при расстоянии до RCW120 в 1.34 кпк (см. расстояние до ионизирующей звезды в статье Russeil, 2003). Методом сканирования с запоминанием положения (On-The-Fly (OTF)) мы подготовили две карты размером 140'' на 85'' с поворотом на 45° в экваториальной системе координат (с длинной стороной в направлении с юго-востока на северо-запад) и временем записи 1с. Строки/столбцы на карте поочередно наблюдались по x-и y-направлениям, при времени записи данных 1.0 с и шаге 1/3 от размера пучка.
17h30m00s 12m48s 36s 24s 12s 00s 11m48s
RA (J2000)
Рис. 1. Изображение RCW 120 в полосе 70 мкм. Цветная шкала показывает излучение нейтрального вещества вокруг ионизированного газа. Положение ионизируещего объекта RCW 120 обозначено красной звездой. Контурами белого цвета с линейным шагом в диапазоне от 0.1 до 0.4 Ян/луч показаны области континуального радиоизлучения на частоте 843 МГц (Bock et al., 1999), соответствующего свободному излучению ионизированного газа. Контуры для 870 мкм (Deharveng et al., 2009) — 0.4, 2.0 и 10.0 Ян/луч — приведены черным цветом. Положение компактных источников (Figueira et al., 2017) отмечено черными кружками. Здесь и далее размеры кружков соответствуют (пропорциональны) массе источников. Область, наблюдаемая в рамках данного исследования, выделена красным прямоугольником.
Калибровка данных для привязки к антенной температуре была сделана в реальном времени с использованием стандартного пакета apexOnlineCalibrator, однако впоследствии мы также применили дополнительные коэффициенты Птъ = 0.791), чтобы перевести данные антенной температуры в шкалу яркостной температуры.
Координатная привязка и вычитание базовой линии выполнялись с помощью пакета CLASS из программного обеспечения GILDAS2). Дальнейший анализ проводился с использованием пакета Astropy (Robitaille et al., 2013; Price-Whelan et al.,
2018), а для представления результатов использовался APLpy (Robitaille и Bressert, 2012; Robitaille,
2019). Конечные кубы данных в FITS-формате были преобразованы в общепринятую сетку с шагом 10'' по направлениям x и у. Типичный уровень шума (1 а) для данных с измененной сеткой составляет 20—40 мК. Выполнение программы
1)https : //www.apex-telescope. org/telescope/ efficiency/index.php
2)https : //www. iram. fr/IRAMFR/GILDAS
потребовало примерно 10 часов наблюдательного времени (включая время работы телескопа и затраты на калибровку).
2.2. Архивные данные
Помимо наших собственных наблюдений молекулярных линий мы использовали готовые кубы данных с интегральной интенсивностью линии излучения SiO(2—1) из обзора MALT90 (Jackson et al., 2013).
Для оценки лучевых концентраций ядер водорода N(HI + H2) и температуры пыли Tdust мы использовали данные Hi-GAL (Molinari et al., 2016) на длинах волн 70, 160, 250, 350 и 500 мкм, загруженные с веб-сайта SSDC3), а также данные ATLASGAL (Schuller et al., 2009) на длине волны 870 мкм4).
3)https : //tools . ssdc. asi. it/HiGAL. jsp
4)https : //atlasgal.mpifr-bonn.mpg.de/cgi-bin/ ATLASGAL\_DATABASE.cgi
3. МЕТОДЫ
Мы изучаем молекулярный сгусток, граничащий с ФДО области RCW120. Как было показано ранее (например, Figueira е1 а1., 2020; КаЬапоу1е е1 а1., 2022; К^апоуа е1 а1., 2019, 2021Ь, 2023Ь), ЛТР-приближение дает разумные результаты для исследуемого молекулярного сгустка. Поэтому мы используем это приближение для анализа излучения всех обнаруженных молекул, за исключением метанола (см. ниже). Для тех молекул, для которых у нас есть три или более переходов, мы построили вращательные диаграммы для определения вращательных температур. Во всех остальных случаях предполагалось, что температура возбуждения молекулярных линий равна температуре пыли. Эта температура пыли была определена путем анализа данных далекой инфракрасной области спектра, полученных с помощью космической обсерватории НегБсИе!, а также данных ЛТЬЛБСЛЬ.
3.1. Метод вращательных диаграмм
Такие молекулы, как метилацетилен (CH3CCH) и метилцианид (CH3CN), часто используются в качестве «термометров» для теплого и плотного газа (см., например, Kalenskii et al., 2000; Giannetti et al., 2017; Andron et al., 2018; Calcutt et al., 2019; Brouillet et al., 2022). Обе молекулы являются молекулами типа симметричного волчка. Вращательные переходы между состояниями CH3CCH и CH3CN описываются двумя квантовыми числами: полным моментом импульса (J) и его проекцией на ось симметрии (K). Переходы этих молекул охватывают широкий диапазон энергетических уровней. Вращательные переходы J ^ J—1 с теми же числами K тесно расположены по частоте и могут наблюдаться одновременно. Мы применяем метод вращательных диаграмм для определения температур возбуждения и лучевых концентраций молекул CH3CCH, CH3CN, CH3OH и SiO. Как показали Askne et al. (1984), CH3CCH является важной молекулой для определения кинетической температуры молекулярного газа, поскольку у метилацети-лена относительно небольшой дипольный момент, а именно 0.784D (Burrell et al., 1980), в то время как CH3CN термализуется только в областях с высокой плотностью, поскольку его дипольный момент 3.92D (Gadhiet et al., 1995). В дополнение к построению вращательных диаграмм для определения лучевых концентраций метанола по всей карте мы также применили не-ЛТР анализ для оценки физических параметров с использованием линий излучения метанола в направлении МЗО, так как эффекты не-ЛТР могут быть значимыми (Kalenskii и Kurtz, 2016). Яркие линии излучения метанола в направлении МЗО позволяют нам использовать
метод не-ЛТР и найти ограничения на физические параметры в этой области.
Для проведения анализа применялся описанный в работе метод вращательных диаграмм, основанный на статье Goldsmith and Langer (1999), в которой был обобщен и систематизирован этот метод. Он использует зависимость натурального логарифма лучевой концентрации молекул на верхнем уровне N_thin:
( Nthin In 1 u
Qu
ln
( КГ \ Eu
\Q (Tot)/ kß Trot
(1)
где Тг^ — вращательная температура, Q — статистическая сумма для конкретного значения Тго^ ди — статистический вес уровня, Eu — энергия верхнего уровня, kв — постоянная Больцмана. Лучевая концентрация молекул в оптически тонком приближении может быть найдена как:
thin 8тrkBu2W hc3Au\ '
(2)
где v — это частота линии, W = f TmbdV — интегрированная интенсивность линии, h — постоянная Планка, c — скорость света, Aui — коэффициент Эйнштейна спонтанного излучения из верхнего в нижнее состояние. Для построения вращательной диаграммы мы учитывали только линии с S/N > 3.
Если линии оптически тонкие и соответствующие переходы имеют примерно одинаковую температуру возбуждения, график 1п(^Ьт/ди) относительно Eu/kß выглядит как прямая линия, и мы можем получить вращательную температуру, которая обратно пропорциональна тангенсу угла ее наклона к оси x. Полная лучевая концентрация молекулы Ntot может быть найдена тогда из точки, где построенная линия пересекает ось y, как 1n(N/ohtin/Q(Trot)). Вращательная статистическая сумма Q(Trot), зависящая от Trot, была получена путем интерполяции данных, представленных в Кельнской базе данных по молекулярной спектроскопии (CDMS5), Müller et al., 2001). Мы использовали значения Q, включающие A- и E-типы молекул CH3CCH, CH3CN, CH3OH. Все возможные неопределенности и погрешности, возникающие в процессе измерений и анализа данных, были учтены и оценены с помощью известных общепринятых методов.
3.2. Лучевые концентрации молекул в приближении ЛТР
Чтобы определить лучевые концентрации молекул, для которых мы не смогли оценить температу-
5)
https://cdms.astro.uni-koeln.de
ру возбуждения, мы следовали методике, описанной в работе Mangum and Shirley (2015). Сначала мы вычислили лучевые концентрации, используя оптически тонкое приближение:
Eu
Nthin — Ntot —
3h
8n3Sß2 Rj\ gu
Q (Trot)
exp
V кв Te:
( hv
exp j— \кв Te:
TmbdV
-1
Jv (Tex) - Jv {Tbg))J f
где сила линии вычисляется как S —
Ju
2Ju + 1
(3)
для
линейных молекул и S —
JU - K2
для молекул
Л (27 + 1)
типа симметричного волчка, ^ — постоянный ди-польный момент, взятый из СЭМБ, Щ — относительные сверхтонкие интенсивности. Вращательная статистическая сумма Q была вычислена для линейных молекул ^ ~ кТех/НБ + 1/3) и интерполирована с использованием данных, представленных в СЭМБ, для молекул типа симметричного и асимметричного волчка, ди — статистический вес, Тех — температура возбуждения, 7 (Т) — эквивалентная интенсивность черного тела при температуре Т:
Jv (T) =
hv
к в exp
/ hv
\кв T
1
Tmb, thin Tmb, thick
1 - e~Tv!r 1 - e~Tv '
Воспользовавшись той же функцией Python и предполагая, что среда однородна, мы получили температуру возбуждения Tex следующим образом:
Tmb, thick — (Jv (Tex) - Jv (Tbg)) (l - e-Tv ) . (5)
Исходя из сопоставимых сечений столкновений, мы предположили, что все изотопологи имеют одну и ту же температуру возбуждения. Используя это предположение, мы определили лучевые концентрации молекул CO (по изотопологам 13CO и С180)и CS (всочетаниис C34S). Для расчета были применены изотопные соотношения: r — 50.1 для 13C/12C и r — 440.5 для 160/180, в соответствии с галактоцентрическим расстоянием RCW 120 (см. Wilson, 1999). Для отношения изотопов 32S/34S мы использовали значение r — 22. Как показали Frerking et al. (1980), это отношение не изменяется с расстоянием от галактического центра. Для всех остальных молекул мы использовали температуру пыли Tdust в качестве температуры возбуждения
Tex.
Наконец, учитывая оптическую толщу линий главных изотопологов, мы можем ввести поправку на оптическую толщу к лучевой концентрации
(Nt
thick tot
Nthick — N Ntot — N
thin tot
1 e-
(6)
В дальнейшем мы предполагаем, что коэффициент заполнения диаграммы направленности / = 1 и ТЪё = 2.7 К.
Проводя наблюдения в широком диапазоне частот, мы смогли обнаружить как оптически толстые линии молекул, так и линии некоторых изотопо-логов. Учитывая малые обилия изотопологов, разумно предположить, что связанные с ними линии можно считать оптически тонкими, что позволяет оценить оптическую толщу основного изотополо-га ти, используя значения максимумов яркостных температур Тть, шп и Тть, шск для оптически тонких и оптически толстых линий соответственно:
(4)
где r — это соотношение изотопов, которое зависит от галактоцентрического расстояния объекта (мы использовали значения, приведенные Wilson (1999)). Уравнение было решено с помощью функции fsolve из модуля Python scipy.optimize6).
Для анализа дейтерированных молекул и соединений, для которых нет доступных наблюдений их изотопологов, мы использовали альтернативный подход. Считая их излучение оптически тонким, мы воспользовались уравнением (2) и (1) для вычисления их лучевых концентраций.
Для расчета лучевых концентраций орто- и пара-состояний молекул Н2СО и с-С3Н2, мы взяли соотношение ядерных спиновых весов 3 : 1 для орто : пара соответственно. Для определения общей лучевой концентрации с-С3Н2 мы учли, что орто-состояние находится на 1.63 см-1 выше основного состояния.
3.3. Не-ЛТР анализ метанола
На основе 22 обнаруженных линий излучения метанола, используя приближение большого градиента скорости (LVG, Large Velocity Gradient), были оценены физические условия в окрестностях массивных МЗО. Мы использовали предварительно рассчитанные значения из базы данных населенности квантовых энергетических уровней метанола, представленную в работе Salii et al.
6)https : //docs. scipy. org/doc/scipy/reference/ generated/scipy.optimize.fsolve.html
1
X
(2018). Здесь мы описываем основные характеристики базы данных. Населенности энергетических уровней метанола были рассчитаны для модели возбуждения метанола в типичных условиях для областей звездообразования. А именно, кинетическая температура газа (Tk), плотность молекулярного водорода (пн2), удельная лучевая концентрация метанола (N/AV) и его обилие (N/NH2) изменялись в пределах диапазонов базы данных: от 10 до 600 K для Tk, от 3.0 до 9.0 для lg(nH2), от 7.5 до 14.0 для lg(NcH3он/AV), от -9.0 до -5.5 для lg(NcH3OH/NH2) и от 1 до 5 км с-1 для FWHM (полная ширина линии на половине высоты). Модель отдельно описывает энергетические уровни метанола типов A и E в основном состоянии и крутильно-возбужденном состоянии с квантовыми числами vt вплоть до 2. Квантовые числа рассматриваемых состояний ограничены J < 22 и |K| < 9 с энергиями верхних уровней Eup = 1015.5 и 1020.2 см-1, типов A и E соответственно (см. Cragg et al., 2005). Для учета излучения пыли внутри области мы применяли дополнительные коэффициенты к оптической толще метанола и функции источника, как описано в работе Sutton et al., (2004). Столкновения с водородом и гелием были рассчитаны с использованием коэффициентов из Rabli and Flower (2010a) и Rabli and Flower (2010b) соответственно. База данных содержит населенности, рассчитанные для трех значений ширины линий метанола: 1, 3 и 5 км с-1. Следовательно, для использования базы данных мы фиксировали ширину всех линий метанола в положении каждого из изучаемых МЗО, а именно FWHM = 5 кмс-1 для RCW120 S1 и S2, FWHM = 3 кмс-1 для всех остальных МЗО (S9, S10 и S39). Как видно из спектров ниже, наш выбор является обоснованным для рассматриваемых МЗО. Коэффициент заполнения диаграммы направленности f варьировался от 10 до 100% с шагом 10%. Для всех источников использовались значения Tmb, полученные из однократного гауссовского приближения линий метанола. Для всех источников мы проверяли, чтобы в рассматриваемом диапазоне не было линий, превышающих значение 1 а.
3.4. Лучевая концентрация водорода и температура пыли
Все данные об излучении пыли в дальнем ИК-диапазоне были сглажены с разрешением карты НегзсЬеЬБРЩЕ при 500 мкм и перестроены на изображение ЛТЬЛБСЛЬ. Затем в каждый пиксель мы вписывали модель абсолютно черного тела для получения плотностей и температур пыли,
предполагая, что наблюдаемая интенсивность задается уравнением
1х = Бл(Т)(1 - в-тл) » Бх(Т)тх = Бл(Т)£кл,
(7)
где Бл(Т) — функция Планка, тл — оптическая толща, £ — поверхностная плотность пыли, Т — температура пыли и к л — непрозрачность пыли. Мы сделали общепринятое предположение, что
Ао
= Ко I у
в
(8)
где к0 = 7 см2г , Л0 = 450 мкм, в = 2.2, в соответствии с оценками, представленными Shirley et al. (2011). Полученная поверхностная плотность была преобразована в лучевую концентрацию ядер водорода, предполагая расстояние до RCW120 равным 1.34 кпк. Наконец, N(HI + H2) = 100£/(1.4тн), где 100 — предполагаемое отношение массы газа к массе пыли (Lilley, 1955; Bohlin et al., 1978). Причем это значение 100 используется в качестве предположительного отношения массы газа к массе пыли, которое может меняться в различных областях HII из-за воздействия излучения (см., например, Draine, 2011; Akimkin et al., 2015, 2017; Kirsanova et al., 2023a). В данном случае, поскольку исследуются молекулярные облака, мы используем значение 100 для оценки лучевой концентрации водорода.
3.5. Кинематика молекулярного газа
Для изучения кинематики газа мы искали высокоскоростные крылья линий излучения SiO (5—4) и CH3OH (5о,5—4о,4). Эти молекулы обычно используются для обнаружения истечений в окрестностях горячих молекулярных ядер (например, Araya et al., 2008; Codella et al., 2013; Sanchez-Monge et al., 2013). Молекулярный сгусток, который мы изучаем, имеет градиент скорости с северо-запада на юго-восток, приблизительно равный —1 кмс-1 (см. Kirsanova et al., 2019, 2023). Поэтому нам необходимо учитывать этот градиент при изучении истечений по крыльям спектральных линий вблизи МЗО. Для выделения крыльев на картах излучения мы провели фитирование линий функцией Гаусса в каждом пикселе. Излучение, выходящее за пределы порога, равного скорости, на которую приходится максимум излучения ± FW HM/2, идентифицировалось как синие и красные интервалы. Интегрированное излучение, попадающее в интервал ширины профиля на половине высоты, считается основным излучением в каждом пикселе и называется средним интервалом.
Таблица 1. Найденные спектральные линии двадцати обнаруженных молекул и характеристики линий: переходы, частоты покоя, энергии верхних уровней Еи. Вся информация была взята из базы данных СЭМБ. Интегральные карты интенсивности для всех обнаруженных молекул вместе с картами яркостной температуры отображаются на рис. 3 и 4
Молекулы Переходы Частота, МГц Еи,К
носо Jкa,кc = 31,2-21,1 201341.362 27.3
СН3ССНа Зк = 12о — Но 205080.732 64.0
СН3СЫа 7К = 11о-Юо 202355.510 58.3
эсо+ 7 = 3-2 216112.582 20.7
НзБ = 22,О — 21Д 216710.437 84.0
БЮ 7 = 5-4 217104.919 31.3
эси 7 = 3-2 217238.538 20.9
с-С3Н2 = 6о,6 — 51,5 217822.148 38.6
Н2СО = Зо,3 — 2о,2 218222.192 21.0
С180 7 = 2-1 219560.354 15.8
шсо = Юо,10 — 9о,9 219798.274 58.0
13со 7 = 2-1 220398.667 15.9
СН3СЫа 7к = 12о — Но 220747.261 68.9
СН3ССНа 7к = 13о — 12о 222166.971 74.6
СН3СЫа 7к = 13о — 12о 239137.917 80.3
СН3ССНа 7к = 140 -130 239252.294 86.1
НзСБ Jкa,кc = 7о,г — 6о,б 240266.872 46.1
С34 Б 7 = 5-4 241016.089 27.8
СНзОН, юг = 0—2а'Ь Зка,кс = 5О,б -4О,4, 241791.352 34.8
СБ 7 = 5-4 244935.557 35.3
БО А^ = 66-55 258255.826 56.5
н13сы 7 = 3-2 259011.798 24.9
н13со+ 7 = 3-2 260255.339 25.0
БЮ 7 = 6-5 260518.009 43.8
ссна Ж/ = Зг/2-25/2 71 = 4-3 262004.260 25.1
аХарактеристики наиболее яркой компоненты обнаруженной серии линий. ьДругие линии метанола показаны в таблице 2.
4. РЕЗУЛЬТАТЫ 4.1. Обнаруженные молекулы
Молекулярный сгусток, изучаемый в этой работе, имеет общую границу с ФДО RCW 120. Следовательно, при движении от границы молекулярного сгустка вглубь будут обнаружены области с разнообразными физическими условиями и химическим составом. Самое богатое разнообразие молекул проявляется в направлении массивных МЗО. В частности, мы рассматривали пять МЗО, среди которых есть как промежуточные, так и массивные
МЗО, найденные Figueira е1 а1. (2017). В выбранном спектральном диапазоне и при пороге в 3 а мы идентифицировали 38 молекул в направлении RCW120 Б2, включая изотопологи. В настоящей статье мы ограничиваемся только 20 молекулами (см. таблицу 1), которые дают самые яркие линии. Линии излучения этих молекул представлены на рис. 2. Обнаруженные молекулы варьируются от двухатомных соединений (например, БО, СО) до сложных органических молекул (СОМ), таких как СН3ОН, СИ3СЫ, СН3ССН, которые обычно наблюдаются в окрестностях горячих молекулярных
ядер. Насколько нам известно, это первое молекулярное исследование области RCW 120 в миллиметровом диапазоне с высоким разрешением.
4.2. Карты! молекулярной эмиссии
Для изучения пространственного распределения молекулярного излучения вокруг МЗО и на границе ФДО RCW 120 мы выбрали самые яркие обнаруженные молекулярные линии и построили карты интегральных интенсивностей, которые показаны на рис. 3. Карты яркостных температур для тех же линий представлены на рис. 4. Мы учитывали пороговое значение S/N = 3 а, а разрешение всех карт было снижено до 33'.'6 с целью улучшения качества изображения и увеличения отношения сигнал—шум. После построения карт производилась визуальная оценка распределения молекулярного излучения, на основе которой карты были классифицированы по трем группам, в зависимости от обнаруженных особенностей молекулярного излучения.
Первая группа молекул включает в себя соединения, которые имеют протяженное излучение вдоль молекулярного сгустка от северо-востока к юго-западу параллельно ФДО RCW120. Группа состоит из четырех молекул: 13CO, C18O, CCH и c-C3H2. Эти молекулы распространены в ФДО, и их излучение можно наблюдать вдоль излучения пыли на длине волны 70 мкм, что показано голубыми контурами на рис. 3. Излучение C18O, например, распространяется от юго-востока к северо-западу, с наибольшей интенсивностью в направлении S2, в то время как яркое излучение 13CO более равномерно распространено и даже простирается в направлении S1. Интегральные карты интенсивности излучения CCH и c-C3H2 представляют промежуточное распределение излучения между первой и второй группами интегральных карт интенсивности (см. ниже). Их излучение также имеет вытянутую форму в направлении с северо-востока на юго-запад, но с максимумом излучения в направлении S2 и заметным распространением в направлении S1. Молекула c-C3H2 имеет другие условия возбуждения из-за своей критической плотности, которая на два порядка выше, чем у 13CO и C18O. Тем не менее видно, что излучение c-C3H2 также параллельно ФДО RCW 120.
Карта яркостной температуры для молекулы C18O (2—1), изображенная на рис. 4, показывает значительное снижение величины яркостной температуры в направлении протозвезд S10 и S39. Это снижение вызвано эффектом самопоглощения. Карты яркостных температур для молекул CCH и c-C3H2 в значительной степени схожи с их картами интегральной интенсивности, за исключением
относительно яркого излучения к северо-западу, которое видно на карте Тть и едва различимо на карте интегральной интенсивности. Это обусловлено тем, что линии ССН и с-С3Н2 становятся яркими и узкими в направлении северо-запада. Мы предполагаем, что плотность газа выше в этом направлении, поскольку у этих двух простых углеводородов критическая плотность псг^ практически на два порядка выше, чем у изотопологов СО. В то время как 13СО и С18О обнаружены вдоль всей ФДО, простые углеводороды наблюдаются только в его наиболее плотной части.
Во второй группе карт наблюдается пространственная корреляция между молекулярным излучением и излучением пыли на длине волны 870 мкм. В частности, в направлении на МЗО Б1 и Б2 наблюдается возрастание интергральной интенсивности, в то время как промежуточная область обладает относительно более слабым уровнем излучения. В эту группу входят следующие молекулы: СБ, СН3ОН, Б1О, ОСО+, Н13СО+, Н2СО, НЫСО, НОСО. Линии молекулярного излучения из этой группы имеют схожее распределение с компактным точечным возрастанием интенсивности в направлении Б1 и Б2, а также с однородным и в 1.5—3 раза менее ярким излучением между ними. Кроме того, можно видеть, что молекулы метанола и оксида кремния проявляют яркие эмиссионные признаки к югу от исследуемого молекулярного сгустка. На карте яркостной температуры молекулы ОСО+ видно несколько отдельных ярких пикселей сравнимой яркости, вблизи каждого из МЗО, тогда как на карте интегральной интенсивности наблюдается более непрерывное излучение вдоль контуров излучения пыли на длине волны 870 мкм. Также отмечается различие между областью с самой яркой интегральной интенсивностью и областью, где проявляется максимум яркостной температуры молекулы ОСО+, последняя смещена дальше от ФДО.
Третья группа карт в основном показывает молекулярное излучение, исходящее от МЗО Б2 и едва заметное в окрестностях Б1. Эта группа включает в себя такие молекулы, как С34Б, БО, ОСЫ, СН3ССН, СН3СЫ, Н2Б, Н2СБ, Н13СЫ. Интегральная интенсивность азотсодержащих соединений (ОСЫ, СН3СЫ, Н13СЫ) симметрична относительно Б2, в то время как асимметричное распределение молекулярного излучения в направлении Б2 наблюдается для серосодержащих видов (С34Б, БО, Н2Б, Н2СБ). Яркое излучение смещено на восток относительно Б2. Распределение излучения СН3ССН имеет наивысшую интегральную интенсивность в направлении Б2, и, в отличие от других карт в этой группе, его излучение в некоторой степени симметрично.
20 0
81
82
89
810
839
0L
-20 -10 0 10 -20 -10 0 10 -20 -10 0 10 -20 -10 0 10 -20 -10 0 10
V, кт э"1
Рис. 2. Выбранные спектральные линии 20 обнаруженных молекул в направлении пяти МЗО: Б1, Б2, Б9, Б10, Б39. Пунктирная серая линия обозначает Уъзд = —7 км с-1.
K, kms1
10 20 30 40 50 5 10 15 2.5 5.0 7.5 10.0 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4
-38031'
32'
10
20 0
2 3 0 20 40 60 0
4 6
-38031'
W^i frvTr I" fl^Y 11
F 10■ ■ F швГ F '!'иЧ IF
39 u ■ 39 P ■ 39 о ЩШ 39 „
32
0 1 2 3 4
0.0 0.1 0.2 0.3
39
0 5 10 15 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 0 1 2 3 0 1 2 3 4
-38°31'
32
-38°31
32
17h12m15s 12s 9s 6s 17h12m15s 12s 9s 6s 17h12m15s 12s 9s 6s 17h12m15s 12s 9s 6s
RA (J2000)
Рис. 3. Карты интегральных интенсивностей (карты нулевых моментов) 20 рассматриваемых молекул. Молодые звездные объекты обозначены желтыми звездочками, размер маркера-звездочки пропорционален массе каждого МЗО. Черные контуры показывают излучение пыли на длине волны 870 мкм, уровни контуров составляют 2.0, 6.0, 10.0 Ян/луч. Синие контуры показывают излучение пыли на длине волны 70 мкм, уровни контуров составляют 0.47, 1.0 Ян/пиксель. Белые стрелки, обозначенные как slice 1 и slice 2 («срез 1» и «срез 2»), указывают выбранные направления для построения диаграмм «положение — скорость» (PV-диаграммы), обсуждаемых в разделе 4.7. Для карт CH3CN и CH3CCH мы рассматривали K = 0,1, 2, 3. Для карты CH3OH были рассмотрены линии эмиссии метанола в диапазоне частот 241680—241910 МГц (см. таблицу 2). Голубым кружком в нижнем правом углу панели 13CO обозначен приведенный размер диаграммы направленности APEX.
0
1
2
5 10 15
ПЛАКИТИНА и др.
Tmb? К
2 4 6 0.0 0.5
-38031'
32'
-38°31'
321
. if ?
40
■ГЭ
Л
№ и
%
b ш н
39 * W ★ J
1 ш
JH J Я
ш л Ш
4
1.5 0.0 0.2 0.4
ЩН&аР HP
■■ n*4J
Г [ ъ
jsd
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 0.0
I ■ sl
0.00 0.05 0.10 0.15 0.20 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8
-38031'
17h12m15s 12s 9s 6s 17h12m15s 12s 9s 6s 17h12m15s 12s 9s 6s 17h12m15s 12s 9s 6s
RA (J2000)
Рис. 4. Карты яркостной температуры линий 20 обнаруженных молекул. Молодые звездные объекты обозначены желтыми звездами, размер маркера-звезды пропорционален массе каждого МЗО. Черные контуры показывают излучение пыли на длине волны 870 мкм, уровни контуров составляют 2.0, 6.0, 10.0 Ян/луч. Синие контуры показывают излучение пыли на длине волны 70 мкм, уровни контуров составляют 0.47, 1.0 Ян/пиксель. Для карт CH3CN и CH3CCH мы рассматривали K = 0,1, 2,3. Для карты CH3OH мы рассматривали линии эмиссии метанола в диапазоне частот 241680—241910 МГц (см. таблицу 2). Голубым кружком в нижнем правом углу панели 13CO обозначен приведенный размер диаграммы направленности APEX.
Таблица 2. Данные линий CHзCCH, CHзCN и CHзOH из спектров в МЗО
Виды Частота, Еир, 54 ¡ТтЬс1У, к КМ с _1
МГц к К Б1 Б2 Б9 Б10 Б 39
СНзССН 205045.500 123 - 1з 129.0 -4.557 100 0.14±0.03 0.63±0.04 - 0.15±0.02 -
205065.070 122 - Ь 92.88 -4.541 50 0.18±0.03 0.75±0.03 - - 0.13±0.02
205076.816 121 - ц 71.20 -4.532 50 0.37±0.03 1.32±0.04 0.25±0.03 0.25±0.03 0.24±0.03
205080.732 120 - 1о 63.98 -4.529 50 0.40±0.03 1.61±0.04 0.22±0.03 0.40±0.03 0.22±0.02
222128.815 133 - 23 139.7 -4.447 108 0.13±0.02 0.58±0.03 - 0.13±0.03 -
222150.010 132 -1 22 103.5 -4.433 54 0.16±0.02 0.72±0.03 - 0.19±0.03 -
222162.730 131 -1 21 81.9 -4.426 54 0.29±0.02 1.27±0.03 0.14±0.03 0.35±0.03 0.23±0.03
222166.971 130 -1 20 74.6 -4.423 54 0.30±0.02 1.43±0.03 0.20±0.03 0.37±0.03 0.29±0.03
239211.215 143 -1 Зз 151.14 -4.346 116 0.13±0.03 0.49±0.03 - - -
239234.034 Н2 -1 з2 115.02 -4.334 58 - 0.58±0.03 - - -
239247.728 141 -1 31 93.35 -4.327 58 0.21±0.03 0.94±0.03 0.12±0.03 0.16±0.03 0.12±0.03
239252.294 140 -1 Зо 86.12 -4.325 58 0.30±0.03 1.13±0.04 0.13±0.03 0.17±0.03 0.19±0.03
СНзСЫ 202320.443 Из 0з 122.57 -3.183 92 - 0.70±0.05 - - -
202339.922 П2 -1 о2 86.85 -3.164 46 0.18±0.03 0.75±0.05 - - -
202351.612 Ш -1 01 65.42 -3.153 46 0.29±0.03 1.06±0.05 - 0.22±0.04 -
202355.510 По -1 0о 58.27 -3.149 46 0.24±0.03 1.13±0.05 - 0.36±0.04 -
220709.017 123 -1 1з 133.16 -3.062 100 0.17±0.02 0.75±0.04 - 0.17±0.03 -
220730.261 122 -1 Ь 97.44 -3.047 50 0.13±0.02 0.70±0.04 - 0.16±0.03 -
220743.011 121 -1 ц 76.01 -3.037 50 0.15±0.03 0.93±0.04 - 0.24±0.03 -
220747.262 120 -1 1о 68.87 -3.034 50 0.17±0.03 1.11±0.04 - 0.20±0.03 -
239096.497 133 -1 2з 144.63 -2.952 108 - 0.78±0.07 - - -
239119.505 132 -1 22 108.92 -2.939 54 - 0.68±0.07 - - -
239133.313 131 -1 21 87.49 -2.931 54 - 0.76±0.07 - - -
239137.917 130 -1 20 80.34 -2.929 54 - 0.89±0.07 - - -
257482.792 143 -1 Зз 156.99 -2.852 116 - 0.58±0.05 - - -
257507.562 Н2 -1 з2 121.28 -2.840 58 - 0.57±0.05 - - -
257522.428 141 -1 31 99.85 -2.833 58 - 0.65±0.04 - - -
257527.384 140 -1 Зо 92.7 -2.831 58 - 0.77±0.04 - - -
СНзОН 205791.270 11- 20А+ 16.84 -4.473 3 0.56±0.02 1.55±0.02 0.29±0.02 0.30±0.02 0.07±0.01
216945.521 5-1- -4 -2 Е 55.87 -4.916 11 0.29±0.02 0.97±0.03 0.12±0.02 0.18±0.02 0.03±0.01
218440.063 4-2" -3 -1Е 45.46 -4.329 9 2.86±0.03 7.11±0.04 1.51±0.04 1.38±0.03 0.36±0.05
220078.561 8о" 7_ 1Е 96.61 -4.599 17 0.25±0.02 1.05±0.03 0.09±0.02 0.15±0.02 0.03±0.01
239746.219 51- 41,4+ 49.06 -4.246 11 1.36±0.03 3.74±0.02 0.67±0.02 0.60±0.03 0.15±0.03
241700.219 5о" -4 0Е 47.93 -4.219 11 2.86±0.04 6.49±0.06 1.44±0.05 1.20±0.04 0.34±0.05
241767.224 5-1- -4 -1Е 40.39 -4.236 11 10.15±0.30 14.03±0.24 5.78±0.30 4.26±0.18 1.39±0.20
ПЛАКИТИНА и др. Таблица 2. (Продолжение)
Частота, Jk EUp, Ig Aui 9up / TmbdV, К км с -1
МГц К SI S2 S9 S10 S39
241791.431 50-40А+ 34.82 -4.218 11 12.37±0.30 16.19±0.18 6.99±0.40 5.17±0.23 1.68±0.25
241806.508 54-44А+А- 115.16 -4.662 11 - 0.23±0.03 - - -
241813.257 5_4-4_4£ 122.72 -4.662 11 - 0.10±0.03 - - -
241829.646 54-44Е 130.82 -4.660 11 - - - - -
241832.910° 53-43А+ 84.61 -4.413 11 0.24±0.04 1.09±0.15 - - -
241833.104° 53-43А- 84.61 -4.413 11 0.24±0.04 1.09±0.15 - - -
241842.3246 52-42А- 72.53 -4.291 11 0.21±0.04 1.21±0.02 - 0.12±0.02 -
241843.6466 53-43Е 82.53 -4.411 11 0.21±0.04 1.21±0.02 - 0.12±0.02 -
241852.352 5-з~4-зЕ 97.53 -4.409 11 - 0.29±0.03 - - -
241879.073 5i-4i Е 55.87 -4.224 11 1.06±0.04 3.52±0.10 0.55±0.03 0.52±0.02 0.13±0.02
241887.704 Ь2-42А+ 72.53 -4.290 11 0.19±0.03 0.88±0.07 - - -
241904.147е 5-2-4-2Е 60.72 -4.293 11 1.53±0.03 4.53±0.12 0.76±0.05 0.73±0.02 0.18±0.03
241904.645е 52-4 2Е 57.07 -4.298 11 1.53±0.03 4.53±0.12 0.76±0.05 0.73±0.02 0.18±0.03
243915.788 5i-4IA+ 49.66 -4.224 11 1.88±0.03 4.62±0.03 0.91±0.05 0.74±0.04 0.20±0.04
261805.675 2-1-1 оЕ 28.01 -4.254 5 1.88±0.03 3.38±0.03 0.92±0.03 0.77±0.04 0.24±0.04
a'b'cСмешанные линии, которые не были разрешены отдельно и вместо этого были аппроксимированы одной гауссианой. Линии CH3OH были аппроксимированы в программе CLASS of GILDAS (http://www.iram.fr/IRAMFR/GILDAS) с помощью одной гауссианы с фиксированным значением FWHM = 5 км с-1 для S1 и 4 км с-1 для остальных МЗО. Кроме того, значения Vlsr, совпадающие с максимумами излучения, были зафиксированы (-6.59, -7.14, -6.94, -6.80, -7.05 км с-1 для S 1, S2, S9, S10 и S39 соответственно).
4.3. Физические условия в молекулярном газе
В наблюдаемом диапазоне частот мы обнаружили серии линий JK = 14k—13k, Jk = 13k—12k, JK = 12k—11k для CH3CCH и JK = 14k—13k,
JK = 13K— 12K, jK = 12K— 11K, JK = 11K — 10K для CH3CN. Для этих переходов мы применили метод вращательных диаграмм, описанный в разделе 3.1, с помощью которого определяются физические условия в плотном молекулярном сгустке. Также мы использовали четыре наиболее яркие линии серии JKa,Kc = 5ка,кс- 4ка,кс метанола для оценки лучевой концентрации этой молекулы по всей полученной карте. Интегральные интенсивности использованных линий излучения в направлении на МЗО приведены в таблице 2. Спектры серий линий CH3CCH и CH3CN в направлении на массивные протозвезды показаны на рис. 5, для увеличения S/N спектр был сглажен до спектрального разрешения 0.6 км с-1.
4.3.1. CH3CCH
Вращательные диаграммы серий линий CH3CCH в МЗО показаны на рис. 6. Учитывая, что на-
ши данные на вращательных диаграммах для S1, S2 демонстрируют общий линейный тренд, можно сделать вывод, что наше предположение о ЛТР разумно. Мы получили вращательные температуры для CH3CCH и его лучевую концентрацию во всех рассматриваемых МЗО (см. результаты в таблице 3). Компоненты K = 2 и K = 3 серии линий для S9 и S39 относительно слабы. В результате мы использовали только K = 0 и K = 1 для этих МЗО (и K = 3 в случае наименьшего наблюдаемого перехода J для S39). Это ограничение привело к увеличению неопределенностей при анализе этих МЗО по сравнению с другими, где было рассмотрено большее количество переходов. Мы видим из таблицы 3, что в МЗО значения Trot лежат в диапазоне 30—40 K. Значения NCH3CCH близки во всех МЗО, кроме S2, где лучевая концентрация примерно в 4—5 раз выше. Для расчета относительной концентрации CH3CCH мы разделили NCH3CCH на лучевую концентрацию атомов водорода NHI+H2 (см. на рис. 7), полученную из анализа дальнего ИК-излучения пыли.
>
П н
О
е
5 ои 5 X т
п ^
Б
^
т н т X сг
со
ю о ю
°'4 сы3ссы(4 = 1^-1^)
°.2
0.4 °.2
°.5° °.25 °.°°
к — 0 1 2 3
СЯ3ССЯ^К = 13*-12*)
к — 0 1 2 3
к — 0 1 2 3
к — 0 1 2 3
25 81
5°
° 25 82
5°
° 25 89
5°
1 0.2 - СН3(Ш (./* = 14*-13*)
0.0 0.2
0.0
0.2 0.0
0.2 0.0
-СН3СМ(./* = 13*-12*)
— 0 1 2 3
— 0 1 2
3
СН3СЩ/*=12*-11*)
¡1 I и I
к — 0 1 2
3
СН3СЩ./* = 11*-ну
— 0 1 2 3
¡1 I Гии I I
к — 0 1 2 3
— 0 1 2 3
к — 0 1 2 ,
I I
к — 0 1
— 0 1 2
к — 0 1 2 3
к — 0 1 2
° 25 5° 81°
° 25 5° 839
к — 0 1 2 3
к — 0 1 2 3
к — 0 1 2 3
к — 0 1 2 3
— 0 1 2
к — 0 1 2 3
к — 0 1 2 3 к — 0 1 2 | -25 0 25 50 -25 0 25 50 -25 0 25 50-25 0 25 50 -25 0 25 50
К, кш э"1
Рис. 5. Спектральные линии, используемые для анализа в условиях локального термодинамического равновесия (ЛТР), спектры в направлении на пять источников. Пунктирная серая линия обозначает скорость локального стандарта покоя = —7 км с-1. Верхняя панель: К-лесенки СН3ССН сверху вниз: JK = 14к-13к, Jк = 13к-12к, Jк = 12к-11к. Нижняя панель: К-лесенки СНзОМ сверху вниз: Jк = 14к- 13к, Jк = 13к-12к, Jк = 12к-11к, Jк = 11к- 10к.
>С
т
п ^
О
т
А
>
X О О
сл >
00 5 т
^
X X
т >
н
>
А >
В
О
сл >
п н
X О
сл >
о
са >
ю
СЛ оо
°
3
2
3
3
3
(эд и
24.0 23.5 23.0 22.5 22.0 21.5
25.0 24.5 24.0 23.5 23.0
24.0 23.5 23.0 22.5 22.0
ПЛАКИТИНА и др.
♦ S1 (a)
Trot =39±2К
$ Л'= (5.8 ±0.8) х 1013 cm 2
1 J = 12* -11*
± J = 13* -12*
± J =14*-13*
60 80 100 120 140 160
S2 (Ь)
Trot =41 ±1 К
* N=(2.3 ±0.2) х 1014 cirf2
60 80 100 120 140 160
S10 (d)
1 i Trot = 41±7K
N=(5.7 ±1.9) x 1013шТ2
60
80
100
120
140
160
S39 (е)
Trot =42 ±14 К N=(4.0 ±2.5) х 1013 стг
60 65 70 75 80 85 90 95 100
Рис. 6. Вращательные диаграммы исследуемых серий линий CH3CCH. Показаны только переходы для S/N > 3.
ХИМИЧЕСКОЕ РАЗНООБРАЗИЕ И КИНЕМАТИКА ГАЗА В ОБЛАСТИ ОБРАЗОВАНИЯ 255 log N(H I+H2), [cm-2] Tdust, K
21.0 21.5 22.0 22.5
20.0 22.5 25.0 27.5
17ь12т158 128 98 б8 17ь12т158 128 98 б8
RA (J2000)
Рис. 7. Лучевая концентрация атомов водорода и температура пыли, полученные из анализа дальнего инфракрасного излучения пыли по данным ИегБеИе! и ЛТЬЛБОЛЬ.
Таблица 3. Вращательные температуры, лучевые концентрации и относительные содержания по отношению к ядрам водорода для СИ3ССИ, СИ3СЫ и БЮ в направлении наблюдаемых горячих молекулярных ядер в ЯСШ 120
СН3ССН CH3CN БЮ ^dust, К TV(HI+H2), 1022 сш"2
МЗО Trot, к NioU 1013 cm-2 X, Ю-9 Тт{, К Niou 1012 cm-2 X, 10-ю Trot, к Niou 1012 cm-2 X, Ю-11
1 39 ± 2 5.8 ±0.8 5.2 61 ±16 1.5 ±0.6 1.4 12.1 ±0.4 8.5 ±0.3 12.2 22.20 1.11
2 41 ±1 23 ±2 6.2 58 ± 4 6.5 ±0.7 1.8 18.5 ± 0.7 9.9 ±0.3 4.10 21.49 3.71
9 27 ±8 4.6 ± 3.5 4.7 14.1 ±0.7 5.2 ±0.3 8.99 21.74 0.98
10 41 ±7 5.7 ± 1.9 4.0 52 ± 11 1.7 ± 0.5 1.2 14.2 ± 0.1 4.4 ± 0.1 4.71 23.04 1.42
39 42 ±14 4.0 ± 2.5 3.2 16.3 =Ь 1.3 4.9 ±0.9 6.19 22.02 1.26
4.3.2. CH3CN
Для CH3CN мы использовали тот же метод анализа, что и для молекулы CH3CCH, выбрав четыре линии из каждой серии переходов для CH3CN, они были представлены на нижней панели рис. 5. Отношение сигнал/шум для наблюдения серий линий CH3CN в направлении S9 и S39 недостаточно для получения надежных результатов. В отличие от этого S2 был единственным МЗО, где нам удалось успешно обнаружить все четыре линии для каждой серии. Вращательные диаграммы показаны на рис. 8, а физические параметры представлены в таблице 3. Мы видим, что Trot линий CH3CN приблизительно на 20 K выше для S1 и S2 и примерно на 10 K выше для S10, чем для линий CH3CCH. Следовательно, излучение CH3CN указывает на
более высокую температуру газа по сравнению с излучением СИ3ССИ, образуя структуру, напоминающую луковицу. Излучение СИ3СЫ в более компактных областях, вероятно, указывает на более высокую плотность и температуру газа вблизи МЗО по сравнению с излучением СИ3ССИ. Лучевая концентрация N(СН3СМ) в направлении Б2 примерно в четыре раза выше, чем в Б1 и Б10. Это такой же контраст между МЗО, какой мы наблюдали для СИ3ССИ. Поэтому мы предполагаем, что аналогичные факторы или процессы контролируют образование этих молекул в направлении МЗО.
4.3.3. БЮ
Вращательная температура БЮ в 2—3 раза меньше по сравнению с СИ3ССИ и находится в интервале
Таблица 4. Предполагаемые физические условия в ядрах, оцененные с помощью не-ЛТР-анализа. Мы представляем доверительные интервалы 95% по параметрам в квадратных скобках. Для получения доверительных интервалов мы использовали байесовский подход (см., например, Ward et al., 2003)
МЗО тк, К n(H2), 105ст"3 N Х2,Ю14 cm-2 X, 10 -8 о
1 20(10-30) 0.3(0.2- -1.0) 25.1 (19.9- -31.6) 116.2 316(100- -316) 20(10- -30)
2 40 (30-50) 10.0(5.6- -17.8) 5.0(4.0- -6.3) 373.5 316(100- -316) 20(10- -30)
9 30 (20-50) 1.8(0.6- -3.2) 3.0(0.2- -3.8) 44.9 316(10- -316) 10(10- -20)
10 30 (20-40) 1.8(0.6- -5.6) 1.9(1.2- -3.8) 45.6 3.16(0.63- 316.23) 10(10- -20)
39 30 (20-40) 1.0 (0.1- -3.2) 2.4(1.2- -3.8) 32.1 3.16(1.00- -19.95) 10(10- -20)
12—19 K. Линии SiO, используемые для анализа, имеют значения энергии возбуждения Eu от 6 до 40 K. Эти значения на несколько порядков меньше, чем для молекул CH3CCH и особенно для молекул CH3CN. Это указывает на то, что молекулы SiO находятся в менее возбужденном состоянии, чем молекулы других рассматриваемых соединений. Лучевые концентрации N (SiO) в направлении на S1 и S2 почти одинаковы и лишь в два раза превышают значения, полученные для других МЗО в рассматриваемой области.
4.3.4. CH3OH
Метанол — единственная молекула, для которой мы применяем не-ЛТР анализ, оценивая физические параметры газа непосредственно вблизи МЗО. В таблице 2 суммируются 22 линии спектра метанола, которые использовались в анализе, и представлены их интегральные интенсивности. Например, на рис. 9 представлены линии метанола, которые наблюдались в диапазоне частот 241 680-241 910 МГц. Все остальные линии распределены по разным частям наблюдаемого диапазона частот. Линии метанола из разных серий делают не-ЛТР анализ чувствительным как к температуре газа, так и его плотности. Оцененные физические условия, а также их доверительные интервалы представлены в таблице 4. Сравнивая оптимальную температуру газа из анализа метанола со значениями Trot для CH3CCH, мы видим, что первое приблизительно на 10 K ниже последнего. Но полученные значения, хотя и отличаются, попадают в одинаковый 95% доверительный интервал, что указывает на согласованность результатов. Лучшая оценка лучевой концентрации метанола составляет около 2.5 х 1015 см-2 в S1, 5.0 х 1014 см-2 в S2 и примерно в два раза ниже в S9, S10 и S39. Чувствительность наших линий метанола выше к численной плотности газа и позволяет заключить, что наивысшая плотность в S2. Относительное содержание метанола, согласно нашим результатам, составляет 3 х 10-6 в
S1, S2 и S9 и только 3 х 10 в направлении других массивных МЗО. Поскольку соотношение значений N(СН3ОН) между МЗО не такое же, как для N(СН3ССН) и N(СН3СМ), а именно контраст N(СН3ОН) не такой высокий над разными МЗО, мы предполагаем, что различные процессы или факторы контролируют N(СН3ОН) в молекулярном сгустке. Видно, что коэффициент заполнения диаграммы составляет как минимум 10% в направлении МЗО.
Также для анализа излучения метанола по всей карте мы применили метод вращательных диаграмм. Мы проверили полученные значения N(СН3ОН) из анализа в приближении ЛТР и не-ЛТР и обнаружили, что значения лучевых концентраций метанолов, полученные этими двумя методами, согласуются между собой, в отличие от температур возбуждения. Поэтому ниже мы используем результаты в приближении ЛТР для изучения крупномасштабного распределения метанола в плотных сгустках.
4.4. Лучевая концентрация водорода и температура пыли
На рис. 7 показаны значения лучевых концентраций ядер водорода N(Н1 + Н2), а также температуры пыли в плотном сгустке. Очевидно, что наибольшее значение лучевой концентрации ядер водорода N(Н1 + Н2) наблюдается в направлении МЗО S2 и составляет до 3 х 1022 см-2. В других направлениях к МЗО значения концентрации водорода на луче зрения примерно N(Н1 + Н2) и 1.0-1.2 х 1022 см-2. Температура пыли Та^ составляет приблизительно 21-24 K по всей области плотного сгустка, и мы считаем, что она примерно постоянна. Температура пыли возрастает только до 27 K в направлении ФДО и самой области H II.
ьо
13
"Ь •S!
♦ Ж S2 (Ь)
21.5 ♦ ГЮ(=58±4К
N=(6.5 ±0.7) х 1012 cm^2
21.0 i
$
$
20.5 $ ^^^ X
$ 11
$ 12
20.0 $
60 80 100 120 140 160
20.5 20.0
19.5 19.0 18.5
S10 (с)
Гю( = 52 ±11 K
N=(1.7 ±0.5) х 1012 cm^2
60
80
100 120 Е... K
140
160
Рис. 8. Вращательные диаграммы исследуемых серий линий CH3CN. Мы показываем только переходы для S/N > 3.
4.5. Молекулярные обилия
На рис. 10 показаны молекулярные обилия относительно ядер водорода. Мы не учитываем обилие CO в области ФДО, так как наш анализ в ЛТР-приближении может быть там неактуальным. Значения обилий молекулы CO достигают 2 х 10-4 в плотном молекулярном сгустке. Такая величина соответствует уровню обилия углерода, наблюдаемому в разреженных облаках (см., например, Sofia et al., 2004), но возможны некоторые вариации (см. обсуждение в работе Kirsanova et al., 2020). Поэтому мы предполагаем, что почти весь углерод связан в молекулах CO в наблюдаемом плотном сгустке. Обилия простых углеводородов достигают своих максимальных значений за пределами плотного молекулярного сгустка, в отличие от всех других наблюдаемых молекул. Мы видим, что
область наивысшего обилия малых углеводородов ССН и С-С3Н2 совпадает с пиком излучения пыли в непрерывном спектре на длине волны 70 мкм, определяющим ФДО RCW120. Обилия ССН и с-С3Н2 возрастают там примерно до 2.5 х 10-8 и 1.5 х 10-10 соответственно.
Обилия таких молекул, как Н2СО, НЭСО, Н13СО+, ЭСО+, СН3ОН, достигают своих максимальных значений в направлении Б1. Карта обилия для Н2СО показывает его максимальное значение — около 7.5 х 10-9 — к югу от Б1. Аналогично карта обилия для НЭСО демонстрирует тенденцию, напоминающую распределение Н2СО, максимальное значение обилия (около 2 х 10-10) также наблюдается к югу от Б1. Карта обилия для Н13СО+ показывает постепенное увеличение
1.5 1.0 0.5 0.0 1.0
0.5
0.0 1.5
1.0
0.5
0.0
100
Velocity, km s-1 0
-100
241700
241750 241800
Rest Frequency, MHz
241850
241900
Рис. 9. Линии метанола в диапазоне 241 680—241 910 МГц в направлении пяти молодых звездных объектов (МЗО). Частоты линий в МГц указаны на нижней панели. Названия МЗО показаны в верхнем правом углу.
от S2 к югу, достигая своего максимального значения (примерно 0.8 х 10-10) в направлении S1. Мы отмечаем, что обилия Н13СО+, умноженные на отношение 12C/13C, могут рассматриваться только как нижняя граница обилия НСО+, потому что мы не смогли учесть эффекты оптической толщи. Любопытно, что обилие Н13СО+ увеличивается вдвое по сравнению с S2 по мере удаления на юг от S1. Обилие DCO+ относительно низкое (примерно 1.2 х 10-11) вблизи S2, а затем увеличивается почти вдвое в направлении к S10 и S9 и достигает максимального значения (около
4.3 х 10 11) к югу от S1. Карта обилия CH3OH схожа с картой обилия DCO+, показывая низкие значения обилия около S2, а затем наблюдается постепенное увеличение концентрации молекул по направлению к югу. Наибольшее значение обилия (примерно 4.1 х 10-7) достигается к югу от S1, и оно более чем в шесть раз превышает значение вблизи S2.
Обилия CH3CCH, а также азотсодержащих молекул Н13С^ DCN и CH3CN показывают два пика, в отличие от всех остальных молекул. Оба пика связаны с 81 и S2. Для HC13N мы на-
0 1 2 3 40 1 2 0246
17ь12т168 128 88 48 17ь12т168 128 88 48 17ь12т168 128 88 48
ЯЛ (12000)
Рис. 10. Обилие молекул. Массивные молодые звездные объекты обозначены желтыми звездочками, размер маркера-звездочки пропорционален массе МЗО. Черные контуры показывают излучение пыли на длине волны 870 мкм, уровни контуров составляют 2.0, 6.0, 10.0 Ян/луч. Синие контуры показывают излучение пыли на длине волны 70 мкм, уровни контуров составляют 0.47, 1.0 Ян/пиксель.
блюдаем максимальное обилие (1.5 х 10 11) к югу от Б1. Второй максимум в направлении Б2 ниже в 1.5 раза. Подчеркнем, что Н13СЫ может дать только нижнюю границу для основного изотопо-лога НСЫ из-за неучтенного эффекта оптической толщи. Изучая карту обилия ОСЫ, мы видим, что эта молекула обладает наивысшим обилием в районе Б2, со значением около 1.8 х 10-11. Кроме того, ОСЫ показывает относительно постоянный уровень обилия к востоку от Б2. Еще один заметный пик в обилии ОСЫ наблюдается вблизи Б1 на том же уровне. Карта обилия СН3СЫ показывает наивысшие значение (1.8 х 10-10) в направлении Б2. В направлении Б1 обилие немного ниже (1.4 х 10-10). По мере движения на юг от Б1 обилие практически не возрастает, поддерживая примерно одинаковые значения. На карте обилия для СН3ССН наибольшие значения проявляются в направлении Б2, где оно достигает максимума (6.5 х 10-9). Обилие примерно в 1.5 раза ниже в направлении Б1. В отличие от Н13СЫ, ОСЫ и СН3СЫ, по мере движения на юг, обилие СН3ССН увеличивается, в конечном итоге достигая значений, сходных с наблюдаемыми в направлении Б2.
Обилие СБ составляет примерно 0.5 х 10-8 к западу от Б2, немного увеличивается (до 1.1 х 10-8) на южной стороне и достигает значений около 1.5 х 10-8 к северо-востоку от Б2. Вблизи Б1 мы наблюдаем обилия СБ около 1.0 х 10-8, которые остаются практически постоянными на юго-западе. Важно отметить, что излучение между Б1 и Б2, по-видимому, оптически тонкое, что не дает нам возможности определить температуру возбуждения в этой области, поэтому мы применили среднюю температуру возбуждения 9 К.
Завершая раздел об обилиях молекул, отметим, что молекулы, содержащие кислород, такие как Н2СО, НОСО, Н13СО+, ОСО+ и СН3ОН, достигают своих наибольших значений обилия на юге от МЗО Б1. Молекулы без кислорода, такие как ОСЫ, СН3СЫ, СН3ССН и СБ, имеют свои основные пиковые значения обилий в районе МЗО Б2 и вторичные максимумы обилия в районе МЗО Б1. Простые углеводороды, такие как ССН и С-С3Н2, в основном обильны у границы ФДО. Мы планируем обсудить этот результат в нашем следующем исследовании. Возможно, наблюдаемая химическая структура связана не только с температурой пыли и термической десорбцией, но и с другими процессами, такими, как ударные волны и нетермическая десорбция.
4.6. Дейтериевая фракция
Среди всех соотношений О/Н, полученных в этом исследовании для различных молекулярных
облаков, содержащих дейтерий, НОСО/Н2СО выделяется наибольшим содержанием дейтерия, которое остается, в основном, равномерным со значением 0.02—0.04. Соотношение ОСО+/НСО+ дает самое низкое значение, не превышающее 0.01. Минимальное соотношение ОСО+/НСО+ в размере 0.005 обнаружено в области Б2, а максимальное в размере 0.01 наблюдается к югу от Б1. Дейтериевая фракция ОСЫ/НСЫ составляет 0.005 на протяжении рассматриваемого молекулярного сгустка.
4.7. Кинематика газа
Для изучения истечений вокруг исследуемых массивных МЗО мы построили карты излучения линий БЮ (5—4) и СН3ОН(50)5-40)4) в красных, центральных и синих интервалах скоростей (см. раздел 3.5). Примеры интервалов для МЗО Б1 и Б2 и карты излучения в этих интервалах показаны на рис. 11. Излучения красного и синего крыла в обеих линиях практически накладываются друг на друга в направлении на МЗО Б2. Поэтому мы предполагаем, что истечение в этом МЗО ориентировано вдоль луча зрения. В то же время видно, что синее крыло менее выражено в излучении метанола по сравнению с БЮ. Это можно увидеть на примере спектров БЮ и метанола слева на графике рис. 11. Вокруг Б1 также наблюдаются красные и синие крылья. Это излучение выглядит как биполярное истечение, ориентированное с северо-запада на юго-восток. Есть еще одна область с излучением синего крыла в направлении к Б39. Профили метанола выглядят как состоящие из нескольких перекрывающихся компонентов, однако разделение этих компонентов в некоторых конкретных областях невозможно. Вероятная причина — размер нашей диаграммы направленности, который сопоставим с угловым расстоянием между МЗО.
Для изучения кинематики на более крупном масштабе мы построили диаграммы «положение — скорость» (РУ-диаграммы) из срезов, ориентированных параллельно ФДО RCW120, используя линии СН3ОН (50,5—40,4), С18О(2—1) и ОСО+(3—2) на рис. 12. Сами срезы показаны белыми стрелками, наложенными на панель 13СО (см. рис. 3), и обозначены как «срез 1» и «срез 2». Эти срезы пересекаются с Б10 и Б2 (обозначенные как «срез 1»), а также с Б1 и Б9 (обозначенные как «срез 2»). Заметный контраст в компонентах скорости выявился при изучении РУ-диаграммы вдоль «среза 1» С18О (рис. 12). Двигаясь вдоль «среза» с юго-востока на северо-запад, мы четко видим, как пик скорости линии сдвигается примерно с —9 км с-1 на —6 км с-1 недалеко от Б10. На рис. 7, слева от Б10 по этому срезу, нет плотного
газа. Этот сдвиг становится менее выраженным на «срезе 2», который находится вдали от ФДО. Мы наблюдаем почти прямую линию вдоль «среза 2» с незначительным признаком самопоглощения.
PV-диаграммы линий таких молекул, как CH3OH и SiO, отличаются от того, что мы наблюдали для C18O. Однако они обладают заметным сходством: широкая линия, связанная с истечением, наблюдается в направлении S2. Сравнивая направления МЗО S1 и S2, мы обнаруживаем, что истечение более заметно на диаграмме SiO, чем на диаграмме CH3OH.
Однако PV-диаграмма линии DCO+(3—2) узкая, даже в направлении МЗО. Мы видим узкую линию между S2 и S10 на «срезе 1» и отсутствие DCO+ в области со сдвинутой линией C18O(2—1). На «срезе 2» есть две разделенные области с одинаковой скоростью: первая — между S1 и S9 и вторая — за перделами МЗО. Положения МЗО совпадают с границами областей на обеих диаграммах. Очевидно, в противоположность всем рассмотренным выше молекулам, истечений на диаграммах DCO+(3—2) нет, а виден только неподвижный молекулярный газ.
5. ОБСУЖДЕНИЕ
Анализ кинематики газа и содержания молекул показывает, что плотный молекулярный сгусток на границе ФДО RCW120 состоит из двух частей: южной, включающей S1, и северной, содержащей МЗО S2. В обеих частях имеются неподвижный молекулярный газ, видимый по узкой линии DCO+(3—2), и истечения, диагностируемые по широким крыльям линий CH3OH и SiO. Узкая линия C18O на PV-диаграмме согласуется со скоростью слоя, подвергшегося воздействию расширяющейся оболочки H II, если сравнить наши результаты с PV-диаграммами, полученными Kirsanova et al. (2023b). Luisi et al. (2021) обнаружили, что ФДО расширяется в сторону наблюдателя. Мы видим, что вблизи МЗО S10 скорости линии C18O(2—1) сдвигаются в синюю область спектра от —6 до —9 км с-1. Отметим, что этот сдвиг может быть связан с различной плотностью молекулярного сгустка, где плотный газ вокруг S2 замедляет ударную волну более эффективно, чем менее плотный газ к востоку от МЗО.
Южная и северная части сгустка имеют различные молекулярные содержания, где молекулы, имеющие в составе азот (H13CN, DCN, CH3CN), более обильны в северной части, а молекулы, содержащие кислород (DCO+, SiO, H2CO, CH3OH), более сконцентрированы в южной части. Малые углеводороды (CCH and c-C3H2) концентрируются в направлении ФДО. Этот феномен
может быть объяснен газофазным образованием c-C3H2, который, как считается, образуется из CH4 посредством химических реакций, происходящих в условиях нагрева протозвездами окружающей среды, и приводящих к образованию молекул с углеродными цепочками (механизм WCCC) (см., например, Hassel et al., 2008; Sakai and Yamamoto, 2013). Наличие УФ-излучения вызывает диссоциацию молекул CO, что приводит к образованию атомов углерода, тем самым способствуя увеличению их содержания.
Несмотря на практически одинаковую температуру пыли — Tdust « 21—23 K, во всех МЗО, — существует отчетливая химическая дифференциация в плотном молекулярном сгустке. Очевидно, эти различия не вызваны испарением пылевых зернистых оболочек. Молекулы CO, наблюдаемые в газовой фазе на уровне около 10-4, испаряются с пыли, так как их температура испарения менее 20 К при имеющихся в МЗО плотностях (см. Harsono et al., 2015).
Возбуждение таких сложных органических молекул (COMs, Complex Oganic Molecules), как CH3CCH и CH3CN, по излучению линий показывает более высокие значения Trot, чем Tdust. Анализ излучения метанола также показывает, что возбуждение линий может происходить при более высоких температурах, чем Tk > Tdust. Следовательно, возбуждение этих COMs происходит не в холодной среде, отслеживаемой дальней ИК-эмиссией по данным Herschel (см. наблюдения Molinari et al., 2016), а в более теплых и компактных областях вокруг МЗО. Figueira et al. (2018), используя интерферометр ALMA, выделили в направлении источника S2 пять фрагментов. Следовательно, там существуют более компактные компоненты. Наши значения для Trot для CH3CN в S2 согласуются с ранее найденными значениями Kirsanova et al. (2021b), в то время как авторы цитируемой работы использовали только серию линий JK = 12к—11к. Kirsanova et al. (2021b) также предполагают, что горячий газ существует по крайней мере вокруг S2. Мы не анализируем здесь излучение линий CH3CCH и CH3CN с K > 3, оставляя этот вопрос для будущих статей, но сосредоточиваемся на распределении молекул на большом масштабе. Наш анализ линий излучения метанола также не противоречит Kirsanova et al. (2021b). Оба этих исследования показывают, что в направлении на МЗО коэффициент заполнения диаграммы направленности f < 1. Сравнивая температуры возбуждения для CH3OH, CH3CCH и CH3CN, мы предполагаем, что метанол появляется в более холодной и обширной области вокруг МЗО, чем та, что занята молекулами CH3CCH и
V кт Б"1 ЯЛ (12000)
Рис. 11. Верхние панели: фоновая серая шкала представляет собой интегральную интенсивность средней компоненты излучения линии СНзОН (5о,5 —4о,4, А+). Синие и красные контуры указывают на излучение линии СНзОН, смещенное в синюю и красную стороны соответственно. Уровни красных контуров составляют 20, 24, 28, 32, 36, 40 а, а уровни синих контуров — 14, 16, 18,20 а (а = 0.15 Ккмс-1). Нижние панели: фоновая серая шкала представляет собой интегральную интенсивность средней компоненты излучения линии Б1О (5—4). Синие и красные контуры указывают на излучение линии Б1О, смещенное в синюю и красную стороны соответственно. Уровни красных контуров составляют 6, 7, 8, 9, 10 а, а уровни синих контуров составляют 5, 5.5, 6, 6.5, 7, 7.5 а (а = 0.14 К км с-1).
CH3CN. Притом, возбуждение CH3CN происходит в более теплых и плотных областях по сравнению с CH3CCH. Молекулы CH3CN и CH3CCH имеют большее обилие в области высокой плотности вокруг S2. Следовательно, мы предполагаем химическую и физическую структуру, напоминающую луковицу, вокруг МЗО S1 и S2. Последовательное появление CH3OH, CH3CCH и CH3CN в газе вокруг МЗО означает переход к более теплому газу ближе к МЗО.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
С использованием телескопа APEX мы про-
вели наблюдения излучения молекулярных линий
в плотном молекулярном сгустке на границе
ФДО RCW120, где МЗО все еще погружены в
родительское облако плотного молекулярного газа.
Были охвачены частоты от 200 до 260 ГГц. В этой
работе были рассмотрены наиболее яркие молекулярные линии, которые были отождествлены с 20 различными молекулами, включая двухатомные
молекулы (CS и SO), а также сложные органические молекулы (CH3CN и CH3CCH). Сделаны
следующие выводы.
• Мы обнаружили, что все карты интегральной
интенсивности можно разделить на три груп-
пы:
1) молекулы, которые присутствуют повсеместно в ФДО (13СО, С18О, малые углеводороды ССН и с-С3Н2);
2) молекулы, чье излучение пространственно коррелирует с излучением пыли на длине волны 870 мкм (СБ, СН3ОН, Б1О, ОСО+, Н13СО+, Н2СО, НЫСО, НОСО);
3) молекулы, излучение которых, в основном, наблюдается в направлении на МЗО Б2 (молекулы, содержащие серу — БО, С34Б, Н2Б, Н2СБ; азотсодержащие соединения — ОСЫ, Н13СЫ, СН3СЫ; СН3ССН).
• Физические условия были изучены в ЛТР-пред-положении с использованием ряда переходов СН3СЫ, СН3ССН, СН3ОН и Б1О. Анализируя данные по СН3ССН, мы обнаружили, что вращательная температура для МЗО Б1, Б2 и Б10 составляет около 40 К. Анализ СН3СЫ показывает более высокие значения вращательных температур в направлении на МЗО Б1, Б2 и Б10 до 61 К. Не-ЛТР анализ излучения метанола показал, что температура газа вокруг МЗО составляет от 20 до 40 К. МЗО Б2 оказывается самой плотной областью. МЗО Б1 является
4
3
10
8
6
4
2
0
-12
-10
'-Л 8
в
6
4
2
slice 1
I slice 1
- 8 - 6 4 - 2
сн,он
10 i 2
. . ■.
=■ СО
10
0.00 0.01 0.02 0.03 0.04
10 8 6 4 2 0
-12 -10 8 6 4 2
8 6 4 2
slice 2
СНЮН
. slice 2 ■ — к с18о 11
—
_ ■ =
_- щ
_
1 — —----
9
0
0.1 0.6
я
0.00 0.01 0.02 0.03 0.04
Offset, deg
Рис. 12. PV-диаграммы излучения линий CH3OH (5о,5—4о,4), SiO (5—4) и C18O (3—2) показаны цветом. Черные пунктирные линии указывают на положение МЗО. PV-диаграмма излучения линии DCO+ (3—2) показана черными контурами. Уровни контуров изменяются от 0.25 до 0.6 K с шагом 0.05 K.
1
2
самым холодным МЗО с наибольшей лучевой концентрацией метанола.
• Анализ спектральных линий молекул-индикаторов ударных волн, таких как СН3ОН и 8Ю, показал широкие и асимметричные профили вблизи МЗО. Это свидетельствует об истечениях в наблюдаемых областях. Мы предполагаем наличие истечения вдоль луча зрения около МЗО 82, и также предполагаем присутствие биполярного истечения вблизи МЗО 81. Дополнительные исследования излучения СН3ОН и 8Ю требуются для выяснения происхождения истечений, поскольку наши данные имеют недостаточное пространственное разрешение.
• Карты молекулярных обилий также можно разделить на три группы:
1) с наибольшими обилиями около ФДО (СО, ССН,с-С3 Н2);
2) с наибольшими обилиями молекул вблизи МЗО 81;
3) с примерно одинаковыми обилиями молекул вблизи МЗО 82 и 81 или большими в МЗО 82.
Обилия простых углеводородов, в частности ССН и с-С3Н2, связаны с первой группой, что указывает на распространенность этих молекул вблизи ФДО.
• Доля дейтерированных молекул с пиковым значением около 3% была обнаружена для пары
молекул НОСО/Н2СО в МЗО Б2, подчеркивая влияние известного кинетического изотопного эффекта. Самая низкая доля дейтерированных молекул, ниже 0.5%, была выявлена для пары ОСО+/НСО+ в МЗО Б2. Эти результаты будут полезны для дальнейшего астрохимического моделирования.
• Повышенное содержание простых углеводородов в северной части плотного сгустка — это единственное проявление воздействия массивной звезды на молекулярное обилие в плотном сгустке. Локальные явления, такие как распространение ударных волн и истечения, изменяют молекулярный состав в двух частях плотного сгустка (Б1 и Б2), связанных с МЗО.
БЛАГОДАРНОСТИ
Мы благодарим A. O. H. Олофсона за проведение наблюдений на телескопе APEX. Мы выражаем благодарность A. В. Лапинову, A. Б. Островскому и A. M. Соболеву за плодотворные обсуждения, а также анонимному рецензенту за ценные замечания. Эта публикация основана на данных, полученных в рамках эксперимента Atacama Pathfinder (APEX) по программе ID 0108.F-9313(A). APEX является совместным проектом Радиоастрономического института им. Макса Планка (https: //www .mps. mpg. de/en), Европейской южной обсерватории (https://www. eso. org/public/) и обсерватории Онсала (https: //www.chalmers.se/en/infrastructure/oso/). Шведские наблюдения на APEX поддерживаются по гранту Шведского исследовательского совета № 2017-00648.
ДОСТУПНОСТЬ ДАННЫХ
Данные, лежащие в основе этой статьи, доступны в архиве ESO (http://archive.eso.org/wdb/ wdb/eso/apex/form) программа ID 0108.F-9313(A).
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Работы К. В. Плакитиной и М. С. Кирсановой были поддержаны Российским научным фондом, грант № 24-22-00097.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1.V. V. Akimkin, M. S. Kirsanova, Y. N. Pavlyuchenkov, and D. S. Wiebe, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 449 ( 1 ), 440 (2015). D01:10.1093/mnras/stv187
2. V. V. Akimkin, M. S. Kirsanova, Y. N. Pavlyuchenkov,
and D. S. Wiebe, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 469 (1), 630(2017). D0I:10.1093/mnras/stx797
3. L. D. Anderson, L. Deharveng, A. Zavagno,
et al., Astrophys. J. 800, article id. 101 (2015). DOI: 10.1088/0004-637X/800/2/101
4. I. Andron, P. Gratier, L. Majumdar, et al., Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 481 (4), 5651 (2018). DOI: 10.1093/ mnras/sty2680
5. E. Araya, P. Hofner, S. Kurtz, et al., Astrophys. J.
675 (1), 420(2008). D0I:10.1086/527284
6. J. Askne, B. Hoglund, A. Hjalmarson, and W. M. Irvine,
Astron. and Astrophys. 130, 311 (1984).
7. D. C. J. Bock, M. I. Large, and E. M. Sadler, Astron. J.
117 (3), 1578(1999). D0I:10.1086/300786
8. R. C. Bohlin, B. D. Savage, and J. F. Drake,
Astrophys. J. 224, 132(1978). D0I:10.1086/156357
9. G. Briceno-Morales and J. Chaname, Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 522 (1), 1288 (2023). D01:10.1093/ mnras/stad608
10. E. Bron, C. Daudon, J. Pety, et al., Astron. and Astrophys. 610, id. A12 (2018). D0I:10.1051/0004-6361/201731833
11. N. Brouillet, D. Despois, J. Molet, et al., Astron. and Astrophys. 665, id. A140 (2022). D0I:10.1051/0004-6361/202243669
12. P. M. Burrell, E. Bjarnov, and R. H. Schwendeman, Journal of Molecular Spectroscopy 82 (1), 193 (1980). D01:10.1016/0022-2852(80)90109-5
13. H. Calcutt, E. R. Willis, J. K. J0rgensen, et al., Astron. and Astrophys.631, id. A137 (2019). D01:10.1051/0004-6361 /201936323
14. C. Codella, M. T. Beltran, R. Cesaroni, et al., Astron. and Astrophys. 550, id. A81 (2013). D0I:10.1051/0004-6361/201219900
15. D. M. Cragg, A. M. Sobolev, and P. D. Godfrey, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 360 (2), 533 (2005). D0I:10.1111/j.1365-2966.2005.09077.x
16. J. E. Dale, T. J. Haworth, and E. Bressert, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 450 (2), 1199 (2015). D01:10.1093/ mnras/stv396
17. L. Deharveng, A. Zavagno, F. Schuller, et al., Astron. and Astrophys. 496 (1), 177 (2009). D01:10.1051/0004-6361/200811337
18. Y. Deng, Z.-Y. Zhang, P. Zhou, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 518 (2), 2320 (2023). D01:10.1093/ mnras/stac3139
19. B. T. Draine, Astrophys. J. 732 (2), article id. 100 (2011 ). D01:10.1088/0004-637X/732/2/100
20. 0. V. Egorov, T. A. Lozinskaya, A. V. Moiseev, and Y. A. Shchekinov, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 464 (2), 1833 (2017). D01:10.1093/ mnras/stw2367
21. O. V. Egorov, T. A. Lozinskaya, A. V. Moiseev, and G. V. Smirnov-Pinchukov, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 444 (1), 376 (2014). D01:10.1093/mnras/stu 1369
22. B. G. Elmegreen and C. J. Lada, Astrophys. J. 214, 725(1977). DOI: 10.1086/155302
23. E. D. Feigelson, The Birth of Star Clusters, Astrophysics and Space Science Library 424, 119 (2018). D0I:10.1007/978-3-319-22801-3_5
24. M. Figueira, L. Bronfman, A. Zavagno, et al., Astron. and Astrophys. 616, id. L10 (2018). D0I:10.1051/0004-6361/201832930
25. M. Figueira, A. Zavagno, L. Bronfman, et al., Astron. and Astrophys. 639, id. A93 (2020). D0I:10.1051/0004-6361/202037713
26. M. Figueira, A. Zavagno, L. Deharveng, et al., Astron. and Astrophys. 600, id. A93 (2017). D0I:10.1051/0004-6361/201629379
27. M. A. Frerking, R. W. Wilson, R. A. Linke, and P. G. Wannier, Astrophys. J. 240, 65 (1980). D0I:10.1086/158207
28. J. Gadhi, A. Lahrouni, J. Legrand, and J. Demaison, Journal de Chimie Physique 92, 1984 (1995). D0I:10.1051/jcp/1995921984
29. A. Giannetti, S. Leurini, F. Wyrowski, et al., Astron. and Astrophys. 603, id. A33 (2017). D0I:10.1051/0004-6361/201630048
30. P. F. Goldsmith and W. D. Langer, Astrophys. J. 517 (1), 209 (1999). D0I:10.1086/307195
31. R. Gusten, L. A. Nyman, P. Schilke, et al., Astron. and Astrophys. 454 (2), L13 (2006). D0I:10.1051/0004-6361:20065420
32. D. Harsono, S. Bruderer, and E. F. van Dishoeck, Astron. and Astrophys. 582, id. A41 (2015). D0I:10.1051/0004-6361/201525966
33. G. E. Hassel, E. Herbst, and R. T. Garrod, Astrophys. J. 681 (2), 1385 (2008). D0I:10.1086/588185
34. J. M. Jackson, J. M. Rathborne, J. B. Foster, et al., Publ. Astron. Soc. Australia 30, id. e057 (2013). D0I:10.1017/pasa.2013.37
35. S. Kabanovic, N. Schneider, V. 0ssenkopf-0kada, et al., Astron. and Astrophys. 659, id. A36 (2022). D0I:10.1051/0004-6361/202142575
36. S. V. Kalenskii and S. Kurtz, Astronomy Reports 60 (8), 702 (2016). D01:10.1134/S1063772916080047
37. S. V. Kalenskii, V. G. Promislov, A. Alakoz, et al., Astron. and Astrophys. 354, 1036 (2000).
38. K. F. Kaplan, H. L. Dinerstein, H. Kim, and D. T. Jaffe, Astrophys. J. 919 (1), id. 27 (2021). D01:10.3847/1538-4357/ac0899
39. M. S. Kirsanova, A. V. Moiseev, and P. A. Boley, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 526 (4), 5187 (2023a). D01:10.1093/mnras/stad3060
40. M. S. Kirsanova, V. 0ssenkopf-0kada, L. D. Anderson, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 497 (3), 2651 (2020). D01:10.1093/ mnras/staa2142
41. M. S. Kirsanova, Y. N. Pavlyuchenkov, A. 0. H. 0lofsson, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 520 (1), 751 (2023b). D01:10.1093/mnras/stac3737
42. M. S. Kirsanova, Y. N. Pavlyuchenkov, D. S. Wiebe, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 488 (4), 5641 (2019). D0I:10.1093/mnras/stz2048
43. M. S. Kirsanova, A. F. Punanova, D. A. Semenov, and A. I. Vasyunin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 507 (3), 3810 (2021a). D0I:10.1093/mnras/stab2361
44. M. S. Kirsanova, S. V. Salii, S. V. Kalenskii, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 503 (1), 633 (2021b). D0I:10.1093/mnras/stab499
45. M. S. Kirsanova, A. M. Tatarnikov, P. A. Boley, et al., Astrophysical Bulletin 78 (3), 372 (2023c). D0I:10.1134/ S199034132360014X
46. A. E. Lilley, Astrophys. J. 121, 559 (1955). D01:10.1086/146022
47. M. Luisi, L. D. Anderson, N. Schneider, et al., Science Advances 7 (15), id. eabe9511 (2021). D0I:10.1126/sciadv.abe9511
48. J. G. Mangum and Y. L. Shirley, Publ. Astron. Soc. Pacific 127 (949), 266(2015). D0I:10.1086/680323
49. N. Miret-Roig, P. A. B. Galli, J. 0livares, et al., Astron. and Astrophys. 667, A163 (2022). D01:10.1051/0004-6361/202244709
50. S. Molinari, E. Schisano, D. Elia, et al., Astron. and Astrophys. 591, id. A149 (2016). D0I:10.1051/0004-6361/201526380
51. H. S. P. Muller, S. Thorwirth, D. A. Roth, and G. Winnewisser, Astron. and Astrophys. 370, L49 (2001 ). D01:10.1051/0004-6361:20010367
52. J. Pety, V. V. Guzman, J. H. 0rkisz, et al., Astron. and Astrophys. 599, id. A98 (2017). D0I:10.1051/0004-6361/201629862
53. T. Preibischand H. Zinnecker, Astron. J. 117 (5), 2381 (1999). D0I:10.1086/300842
54. A. M. Price-Whelan et al. (Astropy Collab.), Astron. J. 156 (3), article id. 123 (2018). D0I:10.3847/1538-3881/aabc4f
55. D. Rabli and D. R. Flower, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 406 (1), 95 (2010a). D01:10.1111/j.1365-2966.2010.16671.x
56. D. Rabli and D. R. Flower, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 403 (4), 2033 (2010b). D0I:10.1111/j.1365-2966.2010.16240.x
57. S. Ratzenbock, J. E. Grofischedl, J. Alves, et al., Astron. and Astrophys. 678, id. A71 (2023). D0I:10.1051/0004-6361/202346901
58. T. P. Robitaille et al. (Astropy Collab.), Astron. and Astrophys. 558, id. A33 (2013). D0I:10.1051/0004-6361/201322068
59. T. Robitaille, APLpy v2.0: The Astronomical Plotting Library in Python (2019). D01:10.5281/zenodo.2567476
60. T. Robitaille and E. Bressert, APLpy: Astronomical Plotting Library in Python, Astrophysics Source Code Library, record ascl:1208.017 (2012).
61. A. Roman-Lopes, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 398 (3), 1368 (2009). DOI: 10.1111/j. 1365-2966.2009.15119.x
62. D. Russeil, Astron. and Astrophys. 397, id. 133 (2003). DOI: 10.1051/0004-6361 /201321589
63. N. Sakai and S. Yamamoto, Chemical Reviews 113 (12), 8981 (2013). D0I:10.1021/cr4001308
64. S. Salii, S. Parfenov, and A. Sobolev, in Proc. Conf. on Modern Star Astronomy, Astronomy-2018 (XIII Congress of the International Public Organization "Astronomical Society"), Moscow, Russia 2018, Ed. by O. Yu. Malkov, V. N. Obridko, A. S. Rastorguev, and N. N. Samus (IZMIRAN, Moscow, 2018), vol. 1, p. 276-279. DOI:10.31361/eaas.2018-1.062
65. A. Sanchez-Monge, A. Lopez-Sepulcre, R. Cesaroni, et al., Astron. and Astrophys. 557, id. A94 (2013). DOI: 10.1051/0004-6361 /201321589
66. F. Schuller, K M. Menten, Y. Contreras, et al., Astron. and Astrophys. 504 (2), 415 (2009). DOI:10.1051/0004-6361/200811568
67. Y. L. Shirley, T. L. Huard, K. M. Pontoppidan, et al., Astrophys. J. 728 (2), article id. 143 (2011). DOI:10.1088/0004- 637X/728/2/143
68. U. J. Sofia, J. T. Lauroesch, D. M. Meyer, and S. I. B. Cartledge, Astrophys. J. 605 (1), 272 (2004). DOI:10.1086/382592
69. E. C. Sutton, A. M. Sobolev, S. V. Salii, et al., Astrophys. J. 609 (1), 231 (2004). DOI:10.1086/420962
70. J. S. Ward, J. Zmuidzinas, A. I. Harris, and K. G. Isaak, Astrophys. J. 587, 171 (2003). DOI: 10.1086/368175
71. T. L. Wilson, Reports on Progress in Physics 62 (2), 143 (1999). DOI:10.1088/0034-4885/62/2/002
72. A. Zavagno, P. Andrée, F. Schuller, et al., Astron. and Astrophys. 638, id. A7 (2020). DOI:10.1051/0004-6361/202037815
73. H. Zinnecker and H. W. Yorke, Annual Rev. Astron. Astrophys. 45 (1), 481 (2007). DOI:10.1146/annurev.astro.44.051905.092549
Chemical Differentiation and Gas Kinematics around Massive Young Stellar Objects
in RCW120
K. V. Plakitina1, M. S. Kirsanova12, S. V. Kalenskii2, S. V. Salii3, and D. S. Wiebe1
1 Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences, Moscow, 119017 Russia 2 Astro Space Center, Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences, Moscow, 117997 Russia 3Institute of Natural Sciences and Mathematics, Ural Federal University named after the first President of Russia B. N. Yeltsin,
Yekaterinburg, 620000 Russia
We present the results of a spectral survey towards a dense molecular condensation and young stellar objects (YSOs) projected on the border of the HII region RCW120 and discuss the emission of the 20 molecules that produce the brightest lines. The survey was performed with the APEX telescope in the 200—260 GHz frequency range. We provide evidences for two outflows in the dense gas. The first one is powered by the RCW 120 S2 YSO and oriented along the line of sight. The second outflow around RCW120 S1 is aligned almost perpendicular to the line of sight. We show that the areas with bright emission of CH3OH, CH3CCH and CH3CN are organised into an onion-like structure where CH3CN traces warmer regions around the YSOs than the other molecules. Methanol seems to be released into the gas phase by shock waves in the vicinity of the outflows while thermal evaporation still does not work towards the YSOs. We find only a single manifestation of the UV radiation in the molecules, namely, enhanced abundances of small hydrocarbons CCH and c-C3H2 in the photo-dissociation region.
Keywords: astrochemistry—stars: formation—ISM: molecules—photodissociation region (PDR)—radio lines: ISM
