CC BY
0
УДК 524.527-36+544.522.14-76
НАБЛЮДЕНИЯ ОБЛАСТЕЙ ФОТОДИССОЦИАЦИИ S255, S257, NGC 7538 И S 140 В БЛИЖНЕМ ИНФРАКРАСНОМ ДИАПАЗОНЕ
© 2023 М. С. Кирсанова1*, А. М. Татарников2, П. Э. Боли1, Д. З. Вибе1, Н. А. Масленникова2, A. A. Татарников2
1Институт астрономии Российской академии наук, Москва, 119017 Россия
2Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия Поступила в редакцию 16 мая 2023 года; после доработки 30 мая 2023 года; принята к публикации 1 июня 2023 года
Мы провели фотометрические наблюдения областей фотодиссоциации S 255, S 257, S 140, NGC 7358 и Барьера Ориона на длине волны 2 мкм с использованием узкополосных фильтров, центрированных на линии BrY, H2 и [Fe II], а также узкополосного фильтра Kcont и широкополосного H-фильтра для вычитания континуума. Наблюдения были выполнены на 2.5-м телескопе Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ, оснащенном камерой-спектрографом ближнего инфракрасного диапазона ASTRONIRCAM. На изображениях ионизованного газа в линиях BrY и [Fe II] в NGC 7538 мы обнаружили несколько дугообразных структур высокой плотности, а также протяженные оболочки и дуги, видимые в линии излучения H2. Фронт ионизации H и фронт диссоциации H2 в NGC 7538 сливаются. В S 255 и S 257 обнаружены только эмиссия BrY из областей HII и яркое излучение H2 от областей фотодиссоциации (ФДО). Расстояние в проекции между фронтом ионизации H и фронтом диссоциации H2 составляет приблизительно 0.3—0.4 пк, что не может быть объяснено с помощью моделей однородной среды. Скорее всего, ионизованный и нейтральный газ в этих ФДО является клочковатым. Переходы от HI к H2 в ФДО NGC 7538, S 255, S 257 и S 140 постепенные, без резких границ. Этот вывод также согласуется с предположением о клочковатой среде.
Ключевые слова: МЗС: обилия химических элементов — области фотодиссоциации
1. ВВЕДЕНИЕ
Нейтральные окрестности областей H II вокруг молодых массивных звезд проявляются на инфракрасном (ИК) небе в виде кольцеобразных оболочек (см., например, Churchwell et al. (2006); Deharveng et al. (2010); Topchieva et al. (2018); Watson et al. (2008) и многие другие статьи). Эти оболочки представляют собой области фотодиссоциации (ФДО), создаваемые фотонами дальнего ультрафиолета с hv < 13.6 эВ, которые вызывают диссоциацию H2, CO, O2 и других молекул, а также нагревают межзвездную пыль (см., например, Tielens and Hollenbach, 1985a; Sternberg and Dalgarno, 1995). ИК-оболочки напоминают проекции сфер на плоскость неба, но многие из них на самом деле являются двумерными структурами, похожими на торы (см., например, Beaumont и Williams, 2010). В некоторых случаях различные индикаторы, такие как излучение пыли, молекулярные или атомарные линии, из-за неоднородного распределения газа и условий возбуждения
E-mail: [email protected]
демонстрируют разную геометрию оболочки (см., например, серию работ об HII-области RCW 120 в статьях Deharveng et al. (2009); Pavlyuchenkov et al. (2013); Anderson et al. (2015); Kirsanova et al. (2019); Marsh and Whitworth (2019); Luisi et al. (2021); Kabanovic et al. (2022)).
В ранних исследованиях (например, Tielens and Hollenbach, 1985b) области фотодиссоциации, разделяющие область HII и молекулярное облако, рассматривались как равновесные структуры. Однако последующее моделирование показало, что динамические эффекты могут быть ответственны за такие явления, как слияние фронта ионизации Н (ФИ) и фронта диссоциации Н2 (ФД), а также слияние фронтов диссоциации Н2 и СО (см., например, Hosokawa and Inutsuka (2005)). Последнее было успешно продемонстрировано для ФДО Барьер Ориона в работах Goicoechea et al. (2016) и Kirsanova and Wiebe (2019). Нестационарные ФДО, часто напоминающие оболочки, создают сплошную сеть пузырей и дуг в дальнем ИК-диапазоне, в то время как об их виде в ближнем ИК-диапазоне известно немногое, за ис-
Таблица 1. Свойства областей HII в направлении исследуемых ФДО
S 255 S 257 NGC 7538 S 140
Ионизующая звезда LS 19, 09.5 V [1] HD 253327, B0.5 V [1] 1RS 6, 05-06 [2] HD211880, B0V
Расстояние, пк 2060±?äfi [3] 2500 [4] 2500 [4] 921 ±16 [3]
Размер, угл. сек. 210 [5] 190 [5] 150 376 [6]
пе, см «100 [5] «100 [5] 100-1000 [7] диффузная
Примечания: [1] — Ojha et al. (2011), [2] — Ojha et al. (2004), [3] — Brown et al. (2021), [4] — см. раздел 1, [5] — Kirsanova et al. (2023), [6] — кратчайшее расстояние между источником ионизации и границей ФДО, [7] — Balser and Bania (2018).
ключением нескольких ярких объектов. Например, Walmsley et al. (2000) изучали геометрию ФДО Барьер Ориона, используя яркие эмиссионные линии H2 и линии различных атомов и ионов в ближнем ИК-диапазоне. При достигнутом пространственном разрешении 0 '.'б, которое соответствует 0.0012 пк (или 240 а.е.) на расстоянии 414 пк (Menten et al., 2007), они нашли, что расстояние между фронтами ионизации H и диссоциации H2 составляет 17''—20'' в зависимости от конкретной позиции в ФДО (см. также van der Werf et al., 1996; O'Dell and Yusef-Zadeh, 2000). Этот результат был недавно подтвержден Habart et al. (2023).
Вдохновленные недавним вводом в эксплуатацию Кавказской горной обсерватории (КГО) ГАИШ МГУ мы провели фотометрические наблюдения в ближнем ИК-диапазоне ФДО S 255, S 257, NGC 7538, S 140 и Барьера Ориона, чтобы изучить их геометрию и физические условия. Мы выбрали фильтры, соответствующие линиям BrY, [Fe II] ионизованного газа и линиям H2, возбуждаемым в ФДО фотонами дальнего ультрафиолета (Marconi et al., 1998; Walmsley et al., 2000). В то время как линии BrY и H2 позволили локализовать сами ФИ и ФД, линию [Fe II] мы использовали для выявления наиболее плотных частей фронта ионизации, так как линии [Fe II] возбуждаются столкновениями. До недавнего времени в ближнем ИК-диапазоне широко изучались только отдельные компактные области этих ФДО, связанные с яркими пиками в ИК-диапазоне или излучением молекул от находящихся в ФДО массивных протозвезд. Структуре выбранных нами ФДО и физическим условиям в них уделялось мало внимания. Все эти ФДО мы включили в обширное исследование трехмерной структуры, которое было начато в статье Kirsanova et al. (2020).
Основные физические свойства областей H II, относящихся к ФДО, приведены в таблице 1. Когда возможно, в качестве расстояний до ФДО мы используем оценки расстояния до ионизующих звезд, основанные на параллаксах по данным GAIA DR3 (LS19 в S 255 и HD 211880 в
S 140). Для S 257 качество фотометрического решения по данным Gaia все еще неудовлетворительно. Поэтому мы используем оценку расстояния 2.5 кпк на основании спектрофотометрического измерения 2.46 ± 0.16 кпк, полученного Russeil et al. (2007) (в этой работе объект обозначен как 192.50—0.10), а также нескольких других измерений, обобщенных Chavarria et al. (2008). Спектро-фотометрическое расстояние до NGC 7538 составляет 2.4 ± 0.14 кпк, согласно Russeil et al. (2007) (в данной работе объект обозначен как 111.50—0.80). Это значение согласуется с оцененным по параллаксу расстоянием 2.65-q Ц кпк до метанольного мазера в направлении на юго-восток от ионизующей звезды (Moscadelli et al., 2009), а также с кинематическим расстоянием 2.44 ± 0.77 кпк из работы Foster и Brunt (2015) (в которой объект обозначен как S 158). Основываясь на этих измерениях, в настоящем исследовании в качестве расстояния до NGC 7538 мы используем величину 2.5 кпк.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Фотометрические наблюдения областей фотодиссоциации S 255, S 257, S 140, NGC7358 и Барьер Ориона выполнялись на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ в течение двух сетов в ноябре 2020 г. и в январе 2021 г. с помощью камеры-спектрографа ближнего инфракрасного диапазона ASTRONIRCAM (Nadjip et al., 2017), обеспечивающей поле зрения 4'.'6 х 4'.'6 в одной экспозиции. Наблюдения проводились в ночи с качеством изображения 0'.'7—1'' (в видимом диапазоне длин волн) и высокой стабильностью пропускания атмосферы. Параметры астроклимата определялись с помощью прибора MASS-DIMM (Kornilov et al., 2007). В наблюдениях использовались узкополосные фильтры для линий BrY (2.1673 мкм, FWHM = 21.2 нм), H2 (2.132 мкм, FWHM = 46 нм) и [Fe II] (1.6442 мкм, FWHM = 26.2 нм), а также узкополосный фильтр Kcont (2.2729 мкм, FWHM = 39.4 нм) и широкополосный H-фильтр (1.4901 — 1.7829 мкм) для
Таблица 2. Журнал наблюдений
Название RA (J2000), hh:mm:ss Dec (J2000), dd:mm:ss Фильтр Дата наблюдений Пространственное разрешение, угл. сек.
общее кадр
NGC7538 23:13:38 +61:29:49 н2 2020/11/27 788 29.170 1.09
-^-cont 2020/11/27 875 29.170 1.11
Br7 2021/01/02 492 9.120 1.19
н2 2021/01/02 1575 29.170 1.35
-^-cont 2021/01/02 1575 29.170 1.22
[Fell] 2021/10/26 1113 9.120 1.09
Н 2021/10/26 153 3.646 1.19
Барьер 05:35:23 -05:25:01 Br7 2020/12/07 875 14.590 1.13
Ориона -^-cont 2020/12/07 452 14.590 1.06
[Fell] 2020/12/27 1488 29.170 1.10
Н 2020/12/27 88 3.646 1.05
Н2 2021/02/21 939 9.120 1.30
-^-cont 2021/02/21 1459 14.590 1.17
S 140 22:19:21 +63:18:56 Br7 2020/11/27 447 9.120 0.96
н2 2020/11/27 1809 29.170 1.00
-^-cont 2020/11/27 1546 29.170 0.94
[Fell] 2020/11/29 1954 29.170 0.96
Н 2020/11/29 131 3.646 0.90
Вг7 2020/12/01 447 9.120 1.01
н2 2020/12/01 1021 29.170 0.89
-^-cont 2020/12/01 700 29.170 0.94
S255-257 06:12:54 + 17:59:23 Н2 2020/12/01 408 29.170 0.97
Вг7 2021/01/02 447 9.120 1.04
[Fell] 2021/01/02 1575 29.170 1.11
Н 2021/01/02 443 5.470 1.16
Н2 2021/01/02 875 29.170 0.98
-^cont 2021/01/02 554 29.170 0.97
вычитания континуума. Для каждого исследуемого поля в каждом фильтре мы делали серию коротких экспозиций (от 3 до 30 с в зависимости от яркости звезд в поле зрения) в режиме дизеринга со смещениями 3'' между последующими кадрами, чтобы свести к минимуму влияние плохих пикселей, используя сглаживание между отдельными экспозициями. Общие сведения о наблюдениях мы представляем в таблице 2, где также приводим данные об итоговом пространственном разрешении для каждого поля и фильтра, полученные по измерениям функции рассеяния точки (ФРТ).
Регистрация изображений отдельных кадров выполнялась с помощью модуля Astroalign Python (Beroiz et al., 2020), а вариации пропускания атмосферы во время наблюдений учитывались перед усреднением всех отдельных экспозиций добавлением к каждому изображению веса — обратного среднего фона неба. Следы космических лучей были удалены в процессе усреднения с помощью алгоритма "сигма-отсечения" (sigma-clipping). Астрометрическая привязка обработанных изображений была выполнена с использованием Astrometry.net (Lang et al., 2010) и индексных
файлов «4200-series» (на основании 2MASS), предоставленных командой Astrometry.net. Каждый кадр исправлялся за нелинейность, переполнение пикселей и плоское поле.
Калибровка изображений по потоку проводилась с помощью звезд поля из обзора 2MASS (Skrutskie et al., 2006), ее неопределенность мы оценивали с помощью процедуры Монте-Карло (bootstrapping). Мы отобрали звeзды с лучшим фотометрическим качеством ("A") во всех трeх фильтрах (JHK) каталога точечных источников 2MASS Point Source Catalog и преобразовали звездные величины 2MASS в поток в полосе F(Л) (в эрг с-1 см-2) с помощью коэффициентов из таблицы 2 в работе Cohen et al. (2003). Для расчeта ожидаемого потока от этих звезд в наших фильтрах мы предположили, что наблюдаемая плотность потока Fa (Л) звезд в ближнем инфракрасном диапазоне может быть описана как комбинация «хвоста» функции чернотельного излучения Рэлея— Джинса (степенной закон), умноженного на закон покраснения (тоже в форме степенного закона). На практике мы ограничились фильтрами H и K, так как более холодные звeзды могут значительно отклоняться от закона Рэлея—Джинса в фильтре J. Таким образом, поток излучения от звезды, измеренный в i-м фильтре, может быть описан выражением
Fi = J ЕЛРТгйЛ,
где Е и p — свободные параметры, определяемые подгонкой 2MASS-наблюдений, а Ti — кривая пропускания (или кривые RSR из работы Cohen et al. (2003) для фильтров 2MASS, или соответствующие кривые для фильтров КГО). С помощью метода итераций (до 100 повторений) при подгонке синтетических наблюдательных данных, нормально распределенных в пределах указанных неопределенностей 2MASS, мы можем вычислить и значение потока для звeзд из каталога 2MASS в наших фильтрах, и ошибку этой оценки.
Затем мы сравнили эти результаты с измеренными для тех же звезд на наших изображениях величинами потока (в аналого-цифровых отсчeтах, ADU), которые получили при помощи апертурной фотометрии с вычитанием фона, применяя модуль Python photutils (Bradley et al., 2022). Мы использовали апертуры с радиусом, равным FWHM средней ФРТ на каждом изображении, тем самым эффективно учитывая 100% звездного потока, а значит, исключая необходимость поправки измеренного потока за апертуру. Неопределенность фотометрических данных оценивалась по дисперсии в каждом пикселе по отдельным экспозициям до
объединения и, следовательно, включает вклад детектора, статистики фотонов и вычитание фона. Окончательное соответствие между ADU и физическими единицами (эрг с-1 см-2) было получено путем линейной подгонки к измеренным и ожидаемым звездным потокам, при этом неопределенность опять оценивалась путем генерации для каждой звезды синтетических значений обеих величин, нормально распределенных в пределах соответствующих погрешностей.
На последнем этапе мы выполнили вычитание континуума из калиброванных изображений, используя соответствующий узкополосный или широкополосный фильтр (Kcont для BrY и H2, H для [FeII]). Вклад континуума в каждом фильтре мы оценивали, принимая, что фотометрические потоки всех (JHK) звезд с качеством "A" из каталога 2MASS в каждой паре фильтров после вычитания фона равны, должным образом масштабируя изображение в континуальном фильтре. Учет вклада от вычитания континуума в суммарную погрешность был сделан с помощью той же процедуры самонастройки, что и на предыдущих этапах. Мы проверили корректность нашего метода калибровки, воспользовавшись изображениями ФДО Барьер Ориона с континуумом и после его вычитания, полученными Habart et al. (2023), и нашли разумное согласие с их результатами. Мы также сравнили изображение с вычитанием континуума области звездообразования между S 255 и S 257 в фильтре H2 с результатами Miralles et al. (1997) и получили, что усредненные измеренные потоки согласуются. Все итоговые откалиброванные изображения имеют размер пикселя 0'.'27.
3. АРХИВНЫЕ ДАННЫЕ
Интенсивность ультрафиолетового поля, нагревающего пыль, для радиуса частицы пыли 0.1 мкм можно оценить с помощью уравнения (5.44) из работы Т1е1еш (2005):
Tai ^ 50
\ 0.06 1 /im \
a J
OA 104
1/6
(1)
где а — эталонный размер типичном межзвездной пылинки, С0 — интенсивность поля излучения в единицах поля Хабинга (Хабинг, 1968). Мы использовали оценки температуры пыли из обзора У1аЬа<^еа (по данным Нег8сИе1 Н1-ОАЬ в полном диапазоне длин волн 70—500 мкм (НаЬ1^, 1968)). Фактор для перехода от единиц Хабинга к единицам Дрейна для поля УФ-излучения составляет X = 1.71С0. Преобразование сделано для удобства сравнения с теоретическими моделями (см. ниже).
НАБЛЮДЕНИЯ ОБЛАСТЕЙ ФОТОДИССОЦИАЦИИ S 255, S 257, NGC 7538 И S 140 4. РЕЗУЛЬТАТЫ
На рис. 1—4 показаны калиброванные по потоку изображения изучаемых ФДО после вычитания континуума. Калиброванные изображения для тех же ФДО с излучением в континууме приведены на рисунках 1—4 Дополнительных материалов. После вычитания континуума мы получили остаточные изображения в линиях [Fe II] для ФДО Барьер Ориона и NGC 7538. В ФДО S 255-257 и S 140 эмиссия [Fell] слишком слаба или отсутствует вовсе. Эмиссионных линий ни [FeII], ни BrY в S 140 не обнаружено. Используя карту поглощения в видимой области Лу, полученную в работе Kirsanova et al. (2023), и закон поглощения из работы Cardelli et al. (1989) для Ry = 3.1, мы обнаружили, что поглощение на луче зрения до S 255 и S 257 т & 0.2—0.4 на 2 мкм и близко к значениям, найденным Habart et al. (2023) в ФДО Барьер Ориона. Следовательно, вещество переднего фона слабо поглощает в ближнем ИК-диапазоне и мы не корректируем наши изображения за этот эффект. Хотя нам неизвестно значение т в направлении S 140 и NGC7538, мы считаем, что излучение оптически тонкое, как и у двух других ФДО.
4.1. Барьер Ориона
Барьер Ориона (Orion Bar) — это хорошо изученная ФДО, которая граничит со знаменитой H II-областью Ориона и освещается массивными звездами из Трапеции Ориона. На полученных нами изображениях ФДО Барьер Ориона в ближнем тЬохИК-диапазоне мы находим все те же особенности, которые описаны Habart et al. (2023), Marconi et al. (1998), Walmsley et al. (2000), и используем наши данные в основном для самоконтроля. На изображениях в фильтрах BrY и [FeII] наблюдается ионизованный газ Туманности Ориона, а в полосе фильтра H2 видны как задняя нейтральная стенка за главным фронтом ионизации, так и сам Барьер (яркая линия с проекцией в2 Ori на ее середину), см. рис. 1. По нашим оценкам, среднее расстояние между фронтами ионизации и диссоциации составляет 19'' для всех суммарных изображений в фильтрах BrY и H2. Это значение согласуется со значениями, полученными в других исследованиях (см. раздел 1 ). Расстояние между самой плотной частью фронта ионизации, видимой на изображении в [FeII], и фронтом диссоциации H2 равно 12''. Главная особенность, заметная на наших снимках, — неравномерность распределения газа, при том что пространственное разрешение наших данных ниже, чем в процитированных работах.
-5°23'00"
24'00"
25'00"
26'00"
27'00"
-5°23'00"
24'00"
25'00"
Û
26'00"
27'00"
-5°23'00"
24'00"
25'00"
26'00"
27'00"
28'00"
Br Y
ÀjMà
4
* в2 Ori
И,
• ♦
и ■ ¿J
5h35m30s 25s 20s RA (J 2000)
>v IF e III
'"•'-I Г : v ' , *Ê
/ > • • à ч
4 ' 1 <4. :. ч
■
15s
-7e-03
5e-03
2e-03
0e+00 7e-04
5e-04
2e-04
—4)e+00 2e-03
le-03
7e-04
—4)e+00
E?
Рис. 1. Изображения ФДО Барьер Ориона в ближнем ИК-диапазоне после вычитания континуума.
4.2. NGC 7538
Яркая область HII в NGC7538 является частью массивной области звездообразования в комплексе Cas OB2. Пространственное распределение излучения ионизованного газа NGC7538 в линиях Bty и [Fe II] показано на рис. 2. На разных
61°32'00" 31'00" 30'00" 2900" 28'00"
о о о
СЧ
61°32'00" 31'00" 30'00" 29'00" 28'00"
NGC 7538
61°32'00"
31'00"
30'00"
29'00"
28'00"
Бгу
1
IRS 2®
IRS 6 arc 2
IRS 5агс 3 щс 1 Ж
Л
IRS 4
2е-03
le-03
' - |Fs III
¿i : 1,
с gdg о ■ arc 3 ^arc4
в. ф-. - -..-.. jr ■ ' ' ' . : ' ' ' ■::',- ' . V ' 'л ' v.. 'fs
щ
7е-04
L-LOe+OO е-04
7е-05г
Зе-05
Е
о
е?
о
H,
^wpi
о ■ 2
•* V * Щ 3, рте i
Ш V- «S
i , ( *
L-LOe+OO 2е-04
le-04
7е-05
23h13m50s 40s
L-LOe+OO
30
RA (J2000)
20
Рис. 2. Изображения ФДО NGC 7538 в ближнем ИК-диапазоне после вычитания континуума. Звездочка указывает на источник ионизации. Основные точечные ИК-источники отмечены кружками. Позиции всех объектов взяты из работы Ojha et al. (2004).
расстояниях от звезды NGC7538IRS6 — источника ионизации — имеется много ярких структур, напоминающих дуги. Дуга 1 (arc 1 на рис. 2), которая видна на изображении в BrY на уровне
(1—2) х 10-3 эрг с-1 см-2 стер-1, находится на расстоянии в проекции 20''—30'' (0.24—0.36 пк) от IRS 6. Непосредственно за дугой на расстоянии 37'' (0.45 пк) от IRS 6 в плоскости неба расположен точечный источник IRS 5. Дуга 2 (arc 2 на рис. 2) находится сразу за IRS 6. Дуга 3 (arc 3 на рис. 2), на которую проекцируется точечный источник IRS4, расположена на расстоянии 60'' (0.73 пк) от IRS 6. Плотность потока BrY-излучения дуги 3 составляет (7—9) х 10-4 эрг с-1 см-2 стер-1.
Пространственное распределение эмиссии [FeII] в NGC 7538 выявляет ионизованные области высокой плотности, что обусловлено особыми условиями возбуждения линии. Хотя распределение эмиссии [FeII] похоже на распределение BrY, очевидны некоторые отличия. Дуга 1, видимая в BrY, неразличима на изображении в эмиссионной линии [Fe II]. Вокруг дуги 2 имеются яркие пятна эмиссии [FeII]. Фронт ионизации совпадает с дугой 3, находящейся на расстоянии 0.75 пк от IRS 6 в плоскости неба. Эта плотная часть фронта ионизации имеет длину 10'' с резкими границами, ширина которых составляет 2''—3'' (0.02-0.04 пк). Дуга 4 (arc 4 на рис. 2) видна параллельно дуге 3 и имеет такую же поверхностную яркость. На расстоянии нескольких угловых секунд позади IRS 5 имеется изогнутая вытянутая структура — дуга 2 с плотностью потока (4-6)х10-5 эрг с-1 см-2 стер-1.
Колебательно-вращательное излучение в линии H2 также распределено вокруг области H II в виде протяженных оболочек и дуг, вид которых отражает неравномерное распределение плотности нейтральной среды. Мы не видим дугу 1 в направлении IRS 5, которая есть на изображении в BrY, но обнаруживаем яркие, (1-2) х 10-4 эргс-1 см-2 стер-1, и компактные пятна в направлении этого источника вблизи положения дуги 2. Мы находим дугу 3, видимую и в линиях BrY, и в линиях [FeII], как наиболее протяженную структуру на изображении в линии H2. Дуга состоит из нескольких соединенных между собой ярких волокон, одно из которых связано с IRS 4. Плотность потока излучения в H2 в сгустках достигает 2 х 10-4 эргс-1 см-2 стер-1. Дуга 4 также видна на изображении в H2 на уровне 7 х 10-5 эргс-1 см-2стер-1. Если усреднить по азимуту изображение H2 вокруг IRS 6, мы получим ширину излучающей ^-оболочки, равную примерно 15'' (0.18 пк ширины в проекции). Расположение самой яркой части дуги 3 совпадает с дугами, обнаруженными на изображениях в линиях BrY и [FeII]. То же верно и для изображений дуги 4 в линиях [Fe II] и H2. Поэтому в плоскости неба ФИ и ФД сливаются в южной части NGC 7538. Мы обнаружили по крайней мере две объединенные
структуры ФИ + ФД в NGC 7538 (дуги 3 и 4), которые могут представлять собой несколько оболочек разного размера. На изображении в линии H2 также видна еще одна дуга, которая не обнаруживается в линиях ионизованных элементов, — дуга 5. К северу от ионизующей звезды мы находим дугообразные структуры на 77''— 96'' (0.93 —1.19 пк). Мы не наблюдаем яркого излучения BrY вблизи этих северных дуг, поэтому не можем сделать каких-либо выводов о расстоянии между фронтами в этом районе.
4.3. S 255 и S 257
S 255 и S 257 — это две соседние области H II, разделенные молекулярным облаком и вместе известные как область S 255-257. Поскольку нашей главной целью были наблюдения наиболее плотной части ФДО S 255-257, полученные изображения охватывают только половину каждой области H II к западу и востоку от ионизующих звезд в S 255 и S 257 соответственно, а также молекулярное облако между двумя областями HII (рис. 3). Изображения обеих ионизованных туманностей в полосе фильтра BrY напоминают круги, типичная плотность потока которых составляет около (4—6) х 10-5 эрг с-1 см-2 стер-1 в S 255 и (2-3) х 10-5 эрг с-1 см-2 стер-1 в S 257. В S 255 плотность потока имеет постоянное пространственное распределение к юго-западу и западу от ионизирующей звезды, но уменьшается почти линейно к северу. В S 257 BrY-эмиссия не имеет резкой границы и выглядит диффузной. Здесь и далее мы определяем положение фронта ионизации в том месте, где яркость излучения BrY становится в два раза меньше ее максимального уровня. Соответствующие радиусы в проекции S 255 равны 82'' и 88'' (или 0.81 пк и 0.87 пк при расстоянии до LS 19, указанном в таблице 1) к западу и юго-западу от S 255 соответственно. Визуальный осмотр изображения S 255 в BrY показывает, что фронт ионизации находится дальше от LS 19, к северу области H II. В S 257 фронт ионизации расположен на 70'' и 80'' (0.84 пк и 0.97 пк на расстоянии до HD 253327, см. таблицу 1) на юге/юго-востоке и севере области соответственно.
На изображении эмиссии H2 выделяются два типа ярких структур. Первый тип соответствует крупномасштабным ФДО вокруг областей H II в S 255 и S 257. Поверхностная яркость этих ФДО равна (4-6) х 10-5 эрг с-1 см-2 стер-1, и выглядят они как изорванные границы ионизованных туманностей. Их протяженность с севера на юг составляет примерно 240''-260'' (2.3-3.03 пк). Следует отметить, что мы видим эмиссию H2 не только в ФДО вокруг ионизованных областей, но также
6h13m00s 12m35s 12m50s 12m45s
18°01'00"
00'00"
17°59'00"
58'00"
o 57'00"
<D
Q
18°01'00"
00'00"
17°59'00"
S 255 + S 257 *
S255 N j '
• -O
1RS 1
Bry
6e-05
4e-05
2e-05
0e+00 §
58'00"
H2
* S 255 PD
•k
6e-05
& o
4e-05
2e-05
0e+00
6h13m00s 12m35s 12m50s 12m45s RA (J2000)
Рис. 3. Изображения ФДО S 255 и S 257 в ближнем ИК-диапазоне после вычитания континуума. Звездочками указаны источники ионизации. Основные точечные ИК-источники показаны кружками. Координаты S 255 IRS 1 и IRS 3 взяты из работы Howard et al. (1997a), положение S255N — из работы Minier et al. (2005), в которой она фигурирует под названием G192.60-MM1.
и в направлении ярких областей на изображениях ВГ7. На изображениях в Н2 эти рассеянные структуры связаны с передними или задними стенками областей Н II. Искривленный и рваный вид излучающих Н2-слоев свидетельствует о неравномерном распределении нейтрального вещества в ФДО. Тем не менее, усредняя распределение потока Н2 по азимуту, мы находим пики на 110'' и 116'' (1.1 пк и 1.2 пк) от ЬБ 19 к югу и юго-востоку Б 255 соответственно. К северу от ЬБ 19 область эмиссии Н2 расположена на расстоянии 120''—150'' (1.2—1.5 пк). Поэтому расстояние между фронтами ионизации и диссоциации составляет для южной и юго-западной частей Б 255 0.3—0.4 пк в проекции. Для Б 257 находим фронт диссоциации на расстоянии 110'' и 96'' (1.3 пк и 1.6 пк) от
ионизующей звезды HD 253327 к югу и востоку соответственно. Таким образом, расстояние в проекции между фронтами ионизации и диссоциации в S 257 составляет 0.4—0.5 пк. Пространство между этими фронтами занято атомарным водородом, а ширина атомарного слоя составляет около трети или половины радиуса областей НII. Принимая во внимание изорванный вид ФДО в Н2-эмиссии, мы предполагаем, что газ распределен в атомарной оболочке неоднородно и, возможно, содержит несколько слоев или волокон.
Самая яркая область эмиссии Н2, вплоть до (1—2) х 10-4 эргс-1 см-2 стер-1, выявляется между крупномасштабными ФДО и ассоциируется с молодыми звездными объектами (МЗО) в S 255 — IRS 1 и IRS 3, — где идет активное звездообразование (Howard et al., 1997a). Две дуги к северу и югу от МЗО напоминают прерывающуюся круглую оболочку с радиусом, примерно равным 11'', с IRS 1 и IRS3 внутри нее. Эти яркие структуры частично сливаются с ФДО S 255. Эмиссии H2 в направлении S 255 N от погруженной сверхкомпактной области H II (см. Minier et al., 2005) не наблюдается, как и эмиссии в линиях BrY и [Fe II]. Этот объект находится слишком глубоко, чтобы его можно было обнаружить в полосах этих фильтров.
4.4. Б 140
Б 140 представляет собой область Н II, которая расположена на юго-западном крае темной туманности Ы204, и источником энергии которой является В0.5У-звезда НЭ211880. Изображение Б 140 и ее ФДО с калибровкой по потоку и вычитанием континуума было получено только в фильтре Н2. Излучение в фильтрах Вг7 и [РеII] для анализа слишком слабое. Пытаясь выделить излучение от ФДО, обусловленное НЭ 211880, мы исключили все излучение, связанное с другой ФДО — Б140ЩБ, ионизующая звезда которой также находится в этом родительском облаке (см. рис. 4 и соответствующий рис. 4 Дополнительных материалов к данной статье). Поверхностная яркость излучения Н2 в направлении основной ФДО достигает (0.8—1)х10-4 эргс-1 см-2 стер-1. Излучение Н2 на изображении выглядит как яркая линия в направлении с юга на запад. Ширина ФДО колеблется от 14'' в самой яркой западной до 30'' в более диффузной южной части ФДО, что соответствует 0.06—0.13 пк в плоскости неба. На самом деле эти значения могут быть меньше, если ФДО представляет собой структуру в виде стенки, расположенной под углом к плоскости неба.
63°21'00"
20'00"
о о
§ 19'00"
о
18'00"
17'00"
Т И-бс-05
S 140
22h19m30s 20s 10s
RA (J 2000)
00s
0e+00
Рис. 4. Изображение в ближнем ИК-диапазоне с вычтенным континуумом. Точечный ИК-источник S 140 IRS выделен кружком. Координаты источника взяты из работы Minchin et. al (1993).
5. АНАЛИЗ
Сравнивая взаимное расположение фронтов ионизации и диссоциации в областях NGC7538 и S 255-257, отметим, что их слияние и разделение могут быть следствием разных плотностей и скоростей расширения (см., например, Hosokawa и Inutsuka, 2005; Kirsanova et al., 2009; Bron et al., 2018; Kirsanova и Wiebe, 2019). В NGC7538, где основным источником ионизации является звезда класса О5/О6, скорость расширения газа должна быть выше, чем у S 255-257, поскольку последние ионизуются только звeздами класса В (см. таблицу 2). Действительно, в обеих областях H II есть признаки выдуваемых звeздным ветром пузырей и считается, что эти пузыри расширяются (например, Buslaeva et al., 2021; Beuther et al., 2022; Kirsanova et al., 2023), при этом скорость их расширения в NGC 7538 в несколько раз выше, чем в S 255.
Сравнение наблюдаемой поверхностной яркости излучения в фильтре H2 с расчетными значениями в стационарных моделях ФДО (Sternberg and Dalgarno, 1989) дает нам оценки плотности молекулярного газа в ФДО. Рисунок 9 из указанной работы позволяет получить плотность, если известно УФ-поле в единицах поля Дрейна. Карты распределения УФ-поля в NGC 7538 и S255-257 показаны на рис. 5. Для района дуг 1 и 2 в NGC 7538 получаем х = 170—350 и, следовательно, плотность газа 104'5 < пн2 < 106 см-3. Для дуг 3 и 4, где X = 50—80, имеем nH2 < 104 см-3. Для крупномасштабных ФДО в S 255-257 х = 30-70, а значит, их плотность меньше, чем у ФДО NGC 7538, и составляет 103 < nH2 < 104 см-3.
58'ОСГ
57'ОСГ Ц
6h13m05s 00s 12m55s 50s 45s RA (J2000)
Рис. 5. Ультрафиолетовое поле х в ФДО в единицах Дрейна.
Оценить плотность атомарного газа nH в S 255 можно, используя лучевые концентрации газа между ФИ и ФД по данным ViaLactea: NH = (4-7) х 1021 см-1 (Marsh and Whitworth, 2019) или NH = (2-5) х 1021 см-1 (Ladeyschikov et al., 2021). Учитывая, что ширина атомарного слоя L составляет 0.3-0.4 пк, получаем nH = NH/L ^ 104 см-3. Мы не применяем такой же анализ к атомарному газу в NGC 7538, так как в этой области ФИ и ФД сливаются. Несмотря на это, слившиеся и разделенные фронты в NGC 7538 и S 255-257 можно объяснить различной плотностью и/или скоростью расширения, где обе эти величины в первой области выше, чем во второй. Небольшая яркая дуга в области между S 255 и S 257 имеет х ~ 35, тогда как во внутренней части дуги х ~ 180. Сравнивая с моделями для стационарного состояния, мы не находим подходящих значений nH2, которые соответствовали бы этим значениям х и H2-потока одновременно. Таким
образом, высокий поток в ближнем ИК-диапазоне в центральной яркой дуге может быть связан с нестационарными процессами (см. обсуждение ниже).
При сравнении электронной плотности ne в областях HII и плотности молекулярного водорода пн2 в окружающих ФДО видим, что в S 255-257 и в NGC 7538 первое всегда меньше второго, вплоть до 1—2 порядков величины. Следовательно, все три области H II ограничены по плотности и могут увеличиваться в размерах только за счет ударных волн, предшествующих фронтам ионизации. Оценки УФ-поля в S 140 оказываются в диапазоне от х = 200 (Timmermann et al., 1996) до х = 400 (Poelman и Spaans, 2005). Учитывая эти значения, находим два диапазона плотностей: 103 < пн2 < 10
|3'5 см 3
и 106 5 < nH2 < 107 см-3, которые могут отвечать как потоку H2, так и значениям х- Первый диапазон ближе к оценкам плотности порядка 104 см-3 из вышеупомянутых исследований, а также к величине 2.5 х 104 см-3 из работы Ossenkopf et al. (2015), поэтому ниже мы используем 104 см-3. Три упомянутые выше работы основаны на анализе спектральных линий, поэтому описание физических условий, которое в них дано, мы считаем более обоснованным.
Оценивая параметр диссоциации х/n, определяющий большинство свойств ФДО, находим 10-4 < х/n < 6 х 10-3 см3 и х/n > 5 х 10-3 см3 в области дуг 1 + 2 и 3 + 4 NGC 7538 соответственно. Для крупномасштабной ФДО S 255-257 мы имеем 0.002 < х/n <0.04 см3 и 0.006<х/n<0.04 см3 для S 140. Относительно невысокие значения х/n — существенно ниже, чем у ФДО Барьер Ориона (примерно 0.5 см3, согласно оценкам плотности в работе Marconi et al. (1998)) — для намного более массивной звезды O-типа в NGC7538 (см. таблицу 1) могут быть связаны с неопределенностью значения n, которое мы получили, используя только фотометрические данные для одного изображения эмиссии H2. Спектры H2-излучения в ближнем ИК-диапазоне позволят более точно оценить параметры газа. Кроме того, значение х = 100—200 в единицах Дрейна, найденное по температуре пыли, вероятно, представляет собой нижний предел х, поскольку оно было получено на основе данных космической обсерватории Herschel, чувствительных только к умеренно теплой пыли.
Наши оценки значений УФ-поля и плотности газа позволяют анализировать ФДО с использованием теории переходов от HI к H2, разработанной Sternberg et al. (2014). Переход определяется параметром aG/2, который описывает либо распределение плотности газа, либо непрозрачность пыли. В NGC7538 aG/2 < 1, за исключением,
вероятно, внешних дуг, где параметр может быть больше единицы, если пн = 103 см-3. То же верно и для области S 255-257, где aG/2 < 1, но может быть и больше единицы в областях с низкой плотностью. Случай aG/2 < 1 означает, что переходы из H I в H2 в исследованных ФДО постепенны и резкие переходы, характерные для плотных ФДО в однородной среде, отсутствуют.
Применяя нестационарную модель области H II, окруженной ФДО (Kirsanova et al., 2009, 2019), к ионизующим звездам областей S 255 и S 257 (см. таблицу 1) с тремя различными значениями начальной плотности молекулярного газа пн2: 103 см-3, 104 см-3 и 105 см-3, мы построили модель физической структуры областей H II и их ФДО. Полученные оценки интенсивности УФ-поля X согласуются с модельными 10 < х < 170. Для всех рассмотренных начальных значений пн2 получаем ширину области HI, которая вплоть до 10-20 раз меньше наблюдаемой. Это несоответствие можно объяснить неоднородной (клочковатой) структурой ФДО, так как УФ-фотоны могут проникать через области с низкой плотностью и диссоциировать молекулы H2 дальше от источников возбуждения.
Помимо неоднородной и клочковатой плотности газа в ФДО, проявление ФДО в NGC 7538 и S 255-257 в виде частично разорванных дуг или фрагментов может быть связано с динамичными явлениями. Beuther et al. (2022) предложили несколько пересекающихся расширяющихся пузыревидных структур, выдуваемых ветром, для объяснения дуг, проявившихся в эмиссии [C II] на 158 мкм, подобных внутренней и внешней дугам на 2 мкм, о которых сообщается в настоящем исследовании. Основной движущий механизм образования дуг крупномасштабных ФДО в S 255-257 (либо тепловое расширение областей Н II, либо звeздный ветер) до сих пор неизвестен. Buslaeva et al. (2021) обнаружили двухпиковую эмиссию в линии CCH(1-0) в направлении S255 и широкие профили линий в S 257, вероятно связанные с расширением соответствующих ФДО. Разность скоростей между пиками линии CCH (1 -0) составляет 1-1.5 км с-1 и соответствует медленному тепловому расширению области H II. Однако, поскольку источниками ионизации S 255 и S 257 служат звeзды типа O—B, ожидается, что у этих звeзд будет звeздный ветер (Vink и Sander, 2021). Косвенным свидетельством воздействия звездного ветра может служить также подобное оболочечно-му распределение ne в S 255 и S 257, найденное в работе Kirsanova et al. (2023). Однако этого недостаточно, чтобы утверждать, что именно ветер создает какие-либо расширяющиеся структуры в этих областях.
О яркой центральной дуге между S 255 и S 257 ранее сообщали Miralles et al. (1997) и Wang et al. (2011). Эти авторы также обнаружили джеты от молодых звездных объектов, которые мы наблюдаем в виде неоднородных структур в центральной части изображения. В первом исследовании выявлено, что за наблюдаемую яркость линий ответственен скорее ударный нагрев, а не высвечивание возбуждаемого ультрафиолетовым излучением Н2, и такой вывод согласуется с нашей интерпретацией (см. выше). Wang et al. (2011) оценили физические свойства газа Н2, получив Trot ~ 2400 K для дуги, и отметили, что наблюдаемая лучевая концентрация NH2 = 2.6 х 1017 см-2 не может объясняться однотемпературным газом, так как на вращательной диаграмме, по-видимому, имеются как минимум две компоненты. Приведeнное выше значение Trot, действительно, намного превышает температуру пыли 20—30 K и NH2 < 1022 см-2, по данным обсерватории Herschel (Marsh et al., 2017; Ladeyschikov et al., 2021), поэтому у нас, предположительно, есть несколько структур с разными физическими параметрами на луче зрения. В некоторых из них пыль могла бы нагреваться ударными волнами, в отличие от крупномасштабных ФДО в области S 255-257, где пыль нагревается преиму-ществнно УФ-фотонами ионизующих звезд.
Убедительного объяснения происхождения центральной яркой дуги в литературных источниках мы не нашли, кроме гипотезы Miralles et al. (1997), что дуга может быть обусловлена выбросом (джетом). Howard et al. (1997b) связали яркую BrY-эмиссию в области между S 255 и S 257 с возникшим из-за ветра джетом от молодого звездного объекта, а яркое диффузное H2-излучение (разрешить дугу этим авторам не удалось) — с выдуваемой ветром полостью. Необходимы дополнительные исследования, чтобы прояснить происхождение этой яркой особенности.
6. ВЫВОДЫ
Проведены фотометрические наблюдения областей фотодиссоциации S 255, S 257, S 140, NGC 7358 и Барьер Ориона на длине волны 2 мкм с использованием узкополосных фильтров для линий BrY, H2 и [FeII], а также узкополосного фильтра Kcont и широкополосного H-фильтра для вычитания континуума. Наблюдения проводились с помощью 2.5-м телескопа Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ, оснащенного камерой-спектрографом ASTRONIRCAM для ближнего ИК-диапазона. Главная цель наблюдений заключалась в изучении структуры ФДО, окружающих области H II, и оценке физических условий в них. Были получены следующие основные результаты:
• Обнаруженная нами эмиссия в линиях BrY и [FeII] показывает различное пространственное распределение в NGC 7538, что связано с неоднородной структурой области H II с похожими на дуги участками высокой плотности. Несколько заметных дуг расположено на проекционном расстоянии около 0.3 пк и 0.7 пк (положение фронта ионизации) от ионизующей звезды NGC7538 — IRS6. Неоднородный молекулярный газ, возбуждаемый фотонами дальнего ультрафиолета, проявляется в излучении H2 в виде протяженных оболочек и дуг со средней шириной 0.18 пк. Фронты ионизации и диссоциации в NGC 7538 сливаются из-за высоких плотности газа и скорости расширения выдуваемого звeздным ветром пузыря. Плотность молекулярного водорода составляет 104'5- 106 см-3 в направлении фронта диссоциации H2 и меньше 104 см-3 при удалении от молекулярного облака.
• В областях S 255 и S 257 мы обнаружили только эмиссию BrY, но из-за низкой плотности ионизованного газа не нашли излучения [FeII]. Излучение ионизированного газа слабо поглощается пылью, оптическая толща переднего фона составляет т = 0.2-0.4. Фронты ионизации двух областей Н II расположены на расстояниях 0.8-0.9 и 0.8-1.0 пк от ионизующих звезд LS19 в S 255 и HD 253327 в S 257 соответственно. На изображении H2 выделяются два типа структур: крупномасштабные (около 1 пк) диффузные ФДО вокруг протяженных областей H II и локальные области звездообразования, расположенные в молекулярном облаке между S 255 и S 257 и наблюдаемые в виде ярких пятен и выраженной дуги. Проекционное расстояние между фронтами ионизации и диссоциации в S 255 и S 257 составляет около 0.3-0.4 пк. Эти значения выше в 10-20 раз по сравнению с предсказываемыми по данным численного моделирования для однородной плотности газа, но могут быть объяснены неоднородной клочковатой структурой ФДО, в которой фотоны дальнего УФ-излучения проникают в нейтральный газ глубже. Плотность газа в крупномасштабных ФДО составляет порядка 103-104 см-3, что было установлено при сравнении с численными моделями этих ФДО. Мы обнаружили, что возбуждение фотонами дальнего ультрафиолета не может объяснить яркое H2-излучение дуги.
• Сравнение с теоретическими моделями областей фотодиссоциации показывает, что переходы H I в H2 в ФДО NGC 7538, S 255, S257 и S 140 являются плавными и не имеют резких границ. Этот вывод согласуется с высказанным выше предположением о клочковатой среде.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарны А. П. Топчиевой, О. Л. Ря-бухиной, А. И. Буслаевой и А. В. Моисееву за обсуждения при подготовке статьи. Работа М. С. Кирсановой, П. Э. Боли и Д. З. Вибе поддержана Российским научным фондом, грант №21-12-00373. Работа А. М. Татарникова поддержана Научно-образовательной школой МГУ имени М. В. Ломоносова «Фундаментальные и прикладные космические исследования».
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы объявляют об отсутствии конфликтов интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. L. D. Anderson, L. Deharveng, A. Zavagno, et al.,
Astrophys. J. 800, article id. 101 (2015).
2. D. S. Balserand T. M. Bania, Astron. J. 156 (6), article
id. 280 (2018).
3. C. N. Beaumont and J. P. Williams, Astrophys. J. 709,
791 (2010).
4. M. Beroiz, J. Cabral, and B. Sanchez, Astronomy and
Computing 32, article id. 1100384 (2020).
5. H. Beuther, N. Schneider, R. Simon, et al., Astron. and
Astrophys. 659, id. A77 (2022).
6. L. Bradley, B. Sipocz, T. Robitaille, et al.,
astropy/photutils: 1.5.0(2022).
7. E. Bron, M. AgUndez, J. R. Goicoechea, and
J. Cernicharo, arXiv e-prints astro/ph:1801.01547 (2018).
8. A. G. A. Brown et al. (Gaia Collab.), Astron. and
Astrophys. 649, id. A1, 20 (2021).
9. A. I. Buslaeva, M. S. Kirsanova, and A. F. Punanova,
Astronomy Reports 65 (6), 488 (2021 ).
10. J. A. Cardelli, G. C. Clayton, and J. S. Mathis, Astrophys. J. 345,245(1989).
11. L. A. Chavarria, L. E. Allen, J. L. Hora, et al., Astrophys. J. 682 ( 1 ), 445 (2008).
12. E. Churchwell, M. S. Povich, D. Allen, et al., Astrophys. J. 649, 759 (2006).
13. M. Cohen, W. A. Wheaton, and S. T. Megeath, Astron. J. 126 (2), 1090(2003).
14. L. Deharveng, F. Schuller, L. D. Anderson, et al., Astron. and Astrophys. 523, id. A6(2010).
15. L. Deharveng, A. Zavagno, F. Schuller, et al., Astron. and Astrophys. 496, 177 (2009).
16. T. Foster and C. M. Brunt, Astron. J. 150 (5), article id. 147 (2015).
17. J. R. Goicoechea, J. Pety, S. Cuadrado, et al., Nature 537 (7619), 207 (2016).
18. E. Habart, R. Le Gal, C. Alvarez, et al., Astron. and Astrophys. 673, id. A149 (2023).
19. H. J. Habing, Bull. Astron. Inst. Netherlands 19, 421 (1968).
20. T. Hosokawa and S.-i. Inutsuka, Astrophys. J. 623 (2), 917(2005).
21. E. M. Howard, J. L. Pipher, and W. J. Forrest, Astrophys. J. 481 (1), 327 (1997a).
22. E. M. Howard, J. L. Pipher, and W. J. Forrest, Astrophys. J. 481 (1), 327 (1997b).
23. S. Kabanovic, N. Schneider, V. Ossenkopf-Okada, et al., Astron. and Astrophys. 659, id. A36 (2022).
24. M. S. Kirsanova, P. A. Boley, A. V. Moiseev, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 497 (1), 1050 (2020).
25. M. S. Kirsanova, A. V. Moiseev, and P. A. Boley, Monthly Notices Royal Astron. Soc. (2023) [in press].
26. M. S. Kirsanova, Y. N. Pavlyuchenkov, D. S. Wiebe, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 488 (4), 5641 (2019).
27. M. S. Kirsanova and D. S. Wiebe, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 486 (2), 2525 (2019).
28. M. S. Kirsanova, D. S. Wiebe, and A. M. Sobolev, Astronomy Reports 53, 611 (2009).
29. V. Kornilov, A. Tokovinin, N. Shatsky, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 382, 1268 (2007).
30. D. A. Ladeyschikov, M. S. Kirsanova, A. M. Sobolev, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 506 (3), 4447(2021).
31. D. Lang, D. W. Hogg, K. Mierle, et al., Astron. J. 137, 1782(2010).
32. M. Luisi, L. D. Anderson, N. Schneider, et al., Science Advances 7 (15), eabe9511 (2021).
33. A. Marconi, L. Testi, A. Natta, and C. M. Walmsley, Astron. and Astrophys. 330, 696(1998).
34. K. A. Marsh and A. P. Whitworth, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 483, 352 (2019).
35. K. A. Marsh, A. P. Whitworth, O. Lomax, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 471 (3), 2730 (2017).
36. K. M. Menten, M. J. Reid, J. Forbrich, and A. Brunthaler, Astron. and Astrophys. 474 (2), 515 (2007).
37. N. R. Minchin, G. J. White, and R. Padman, Astron. and Astrophys. 277, 595 (1993).
38. V. Minier, M. G. Burton, T. Hill, et al., Astron. and Astrophys. 429, 945 (2005).
39. M. P. Miralles, L. Salas, I. Cruz-Gonzalez, and S. Kurtz, Astrophys. J. 488 (2), 749 (1997).
40. L. Moscadelli, M. J. Reid, K. M. Menten, et al., Astrophys. J. 693 ( 1 ), 406 (2009).
41. A. E. Nadjip, A. M. Tatarnikov, D. W. Toomey, et al., Astrophysical Bulletin 72 (3), 349 (2017).
42. C. R. O'Dell and F. Yusef-Zadeh, Astron. J. 120 (1), 382 (2000).
43. D. K. Ojha, M. R. Samal, A. K. Pandey, et al., Astrophys. J. 738 (2), article id. 1156(2011 ).
44. D. K. Ojha, M. Tamura, Y. Nakajima, et al., Astrophys. J. 616 (2), 1042 (2004).
45. V. Ossenkopf, E. Koumpia, Y. Okada, et al., Astron. and Astrophys. 580, id. A83 (2015).
46. Y. N. Pavlyuchenkov, M. S. Kirsanova, and D. S. Wiebe, Astronomy Reports 57, 573 (2013).
47. D. R. Poelman and M. Spaans, Astron. and Astrophys. 440 (2), 559 (2005).
48. D. Russeil, C. Adami, and Y. M. Georgelin, Astron. and Astrophys. 470 (1), 161 (2007).
49. M. F. Skrutskie, R. M. Cutri, R. Stiening, et al., Astron. J. 131 (2), 1163(2006).
50. A. Sternberg and A. Dalgarno, Astrophys. J. 338, 197 (1989).
51. A. Sternberg and A. Dalgarno, Astrophys. J. Suppl. 99,565(1995).
52. A. Sternberg, F. Le Petit, E. Roueff, and J. Le Bourlot, Astrophys. J. 790 (1), article id. 10 (2014).
53. A. G. G. M. Tielens, The Physics and Chemistry of the Interstellar Medium (Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2005).
54. A. G. G. M. Tielens and D. Hollenbach, Astrophys. J. 291, 722 (1985a).
55. A. G. G. M. Tielens and D. Hollenbach, Astrophys. J. 291, 747 (1985b).
56. R. Timmermann, F. Bertoldi, C. M. Wright, et al., Astron. and Astrophys. 315, L281 (1996).
57. A. P. Topchieva, M. S. Kirsanova, and A. M. Sobolev, Astronomy Reports 62 (11), 764 (2018).
58. P. P. van der Werf, J. Stutzki, A. Sternberg, and A. Krabbe, Astron. and Astrophys. 313, 633 (1996).
59. J. S. Vink and A. A. C. Sander, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 504 (2), 2051 (2021).
60. C. M. Walmsley, A. Natta, E. Oliva, and L. Testi, Astron. and Astrophys. 364, 301 (2000).
61. Y. Wang, H. Beuther, A. Bik, et al., Astron. and Astrophys. 527, id. A32 (2011 ).
62. C. Watson, M. S. Povich, E. B. Churchwell, et al., Astrophys. J. 681 (2), 1341 (2008).
Near infrared view on the photo-dissociation regions S 255, S 257, NGC 7538 and S 140
M. S. Kirsanova1, A. M. Tatarnikov2, P. A. Boley1, D. S. Wiebe1, N. M. Maslennikova2, and A. A. Tatarnikov2
1 Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences, Moscow, 119017 Russia 2 Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University, Moscow, 119234 Russia
We performed photometric observations of the S 255, S 257, S 140, NGC 7358 and the Orion Bar photodissociation regions at 2 ^m using narrow-band filters centered on BrY, H2 and [Fe II] lines as well as the narrow-band Kcont and the broad-band H filters for continuum subtraction. The observations were done with the 2.5-m telescope of the SAI Caucasian Mountain Observatory and the near-infrared camera and spectrograph ASTRONIRCAM. We find several high-density arc-like structures on the BrY and [FeII] images of the ionised gas in NGC 7538 and extended shells and arcs visible through the H2 emission. The H ionisation front and H2 dissociation front are merged in NGC 7538. In S 255 and S 257 we detected only BrY emission from the HII regions and bright H2 emission from the PDRs. The projected distance between the H ionisation and H2 dissociation fronts are about 0.3—0.4 pc, which cannot be explained using models of uniform medium. Most probably the ionised and neutral gas in these PDRs is clumpy. The H I-to-H2 transitions in the NGC 7538, S 255, S 257 and S 140 PDRs are gradual with no sharp borders. This conclusion also agrees with the suggestion about clumpy medium.
Keywords: ISM: abundances—photodissociation regions
