Наблюдательные характеристики областей образования массивных звезд
<< 5. Свойства областей звездообразования | Оглавление | Литература >>
6. Высокоскоростные молекулярные истечения в областях образования массивных звезд
Высокоскоростные, как правило, биполярные истечения молекулярного газа отмечают собой важную стадию образования звезд малой массы (см., например, обзор [2]). Согласно современным представлениям они уносят избыточный угловой момент из сжимающегося облака, обеспечивая тем самым возможность аккумуляции массы центральным ядром за счет аккреции (например, [20]).
Что касается массивных звезд (
), то было показано, что
протозвездные ядра с массой
создают радиационное
давление, достаточное для остановки сферического сжатия.
На основании этого делается предположение, что
такие звезды могут образовываться за счет коалесценции звезд малой
и промежуточной масс ([4]). Однако, поскольку сжатие,
вероятно, анизотропно, массивные звезды, видимо, могут все же
формироваться за счет аккреции. Наблюдательные данные пока не
позволяют сделать окончательный выбор между этими моделями.
Наблюдения молекулярных истечений, которые тесно связаны с
процессом аккреции, могут помочь в решении этого вопроса.
К настоящему времени проведено несколько обзоров молекулярных истечений в направлении мощных ИК источников и ультракомпактных зон H II, которые являются индикаторами образования массивных звезд. Все они проводились в линиях основного изотопа CO и в большинстве случаев объекты не картировались. Широкие "крылья" линий CO были зарегистрированы в большой доле (от 40% до 90%) исследовавшихся объектов. Однако, поскольку излучение CO наблюдается повсеместно и оптическая толща в линиях очень велика, то негауссовы профили линий, напоминающие широкие крылья, могут возникнуть из-за наложения излучения разных источников в диаграмме направленности антенны, особенно во внутренней Галактике. Эта проблема может быть преодолена за счет картирования объектов или использования других трассеров высокоскоростного газа вместо CO.
Другая проблема в исследованиях биполярных потоков связана с оценкой их физических параметров. Она, как правило, также выполняется по линиям основного изотопа CO. Однако, вследствие очень высокой и, более того, неопределенной оптической толщи в этих линиях, надежность этих оценок вызывает сомнения.
Недавно нами выполнен обзор мазеров 2O (которые также являются
индикаторами образования массивных звезд) в линиях HNCO, C
O, SO
и др. (частично результаты опубликованы в [24]).
При этом отбирались объекты с достаточно сильным излучением CS,
что свидетельствует о присутствии значительного количества плотного
газа.
Сравнение профилей линий CO и SO для 54-х источников, наблюдавшихся
на SEST, показало,
что в 23-х из них линии SO имеют широкие крылья [26],
что может служить
убедительным признаком наличия высокоскоростных потоков.
Таким образом, нижний предел встречаемости высокоскоростных истечений
в данных объектах 
%. Примеры спектров этих источников приведены на
рис. 2.
Профили линий CO для них
аппроксимировались двухкомпонентными гауссовыми кривыми.
Во всех случаях ширина компонент сильно различалась. Далее из исходных
спектров CO вычиталась узкая гауссова компонента. Оставшаяся
широкая компонента может быть идентифицирована с высокоскоростным газом.
В большинстве
случаев она вполне удовлетворительно аппроксимируется гауссовой функцией.
 |
Рис. 2.
Сверху - измеренные спектры излучения C |
В дальнейшем по этим спектрам рассчитывались основные параметры
высокоскоростного газа: масса (
), импульс (
), кинетическая
энергия (
). Расстояния до источников брались,
по-возможности, из спектрофотометрических данных, а там, где
они отсутствуют, использовались оценки кинематических расстояний
по измеренным лучевым скоростям CO. Каких-либо поправок на
эффекты проекции здесь не делалось. Практически все наблюдавшиеся
мазеры находятся вблизи ИК источников IRAS.
При исследовании высокоскоростных истечений чаще всего обсуждаются такие
их параметры, как скорость потери массы (
), "сила"
(
) и "механическая светимость" (
), где 
-
так называемый "динамический возраст" истечения.
Этот возраст определяется из карт источников. Поскольку нами источники не
картировались, определить этот параметр мы не можем. Поэтому рассмотрим те
величины, которые были определены.
Во-первых, надо отметить, что наши оценки дают нижние пределы
соответствующих величин, прежде всего потому, что объекты не картировались.
Кроме того, не учитывался и вероятный наклон оси потока к лучу зрения, что
влияет на оценки импульса и кинетической энергии.
С другой стороны принятая нами методика определения параметров включает
В дальнейшем по этим спектрам рассчитывались основные параметры
высокоскоростного газа: масса (), импульс (),
кинетическая энергия (
).
Расстояния до источников брались, по-возможности,
из спектрофотометрических данных, а там, где они отсутствуют, использовались
оценки кинематических расстояний по измеренным лучевым скоростям CO.
Каких-либо поправок на эффекты проекции здесь не делалось.
Практически все наблюдавшиеся мазеры находятся вблизи ИК источников IRAS.
При исследовании высокоскоростных истечений чаще всего обсуждаются такие
их параметры, как скорость потери массы (
), "сила"
() и "механическая светимость" (
), где -
так называемый "динамический возраст" истечения.
Этот возраст определяется из карт источников. Поскольку нами источники не
картировались, определить этот параметр мы не можем. Поэтому рассмотрим те
величины, которые были определены.
Во-первых, надо отметить, что наши оценки дают нижние пределы
соответствующих величин, прежде всего потому, что объекты не картировались.
Кроме того, не учитывался и вероятный наклон оси потока к лучу зрения, что
влияет на оценки импульса и кинетической энергии.
С другой стороны принятая нами методика определения параметров включает
В дальнейшем по этим спектрам рассчитывались основные параметры
высокоскоростного газа: масса (), импульс (),
кинетическая энергия (
).
Расстояния до источников брались, по-возможности,
из спектрофотометрических данных, а там, где они отсутствуют, использовались
оценки кинематических расстояний по измеренным лучевым скоростям CO.
Каких-либо поправок на эффекты проекции здесь не делалось.
Практически все наблюдавшиеся мазеры находятся вблизи ИК источников IRAS.
При исследовании высокоскоростных истечений чаще всего обсуждаются такие
их параметры, как скорость потери массы (
), "сила"
() и "механическая светимость" (
), где -
так называемый "динамический возраст" истечения.
Этот возраст определяется из карт источников. Поскольку нами источники не
картировались, определить этот параметр мы не можем. Поэтому рассмотрим те
величины, которые были определены.
Во-первых, надо отметить, что наши оценки дают нижние пределы соответствующих величин, прежде всего потому, что объекты не картировались. Кроме того, не учитывался и вероятный наклон оси потока к лучу зрения, что влияет на оценки импульса и кинетической энергии. С другой стороны принятая нами методика определения параметров включает в себя ту часть излучения истечений, которая по лучевой скорости перекрывается с излучением облака (т.е. "низкоскоростную" часть излучения потока). В большинстве работ это излучение отбрасывается, что дает, конечно, меньшие оценки параметров, прежде всего, массы. Однако, принимая во внимание все прочие неопределенности, присущие такого рода оценкам, эта разница не так существенна. Важнее, по-видимому, единый подход к оценке параметров.
Наши оценки масс потоков лежат в интервале от 
до 
M
. Это вполне соответствует известным из литературы оценкам масс
истечений от массивных звезд [8].
Другие параметры также соответствуют известным данным.
Один из вопросов, обсуждаемых в литературе, - это корреляции между
параметрами истечений и светимостями центральных источников (светимостью
звезды 
или болометрической светимостью ИК источника
).
В работе [6] выявлены тесные корреляции между "силой"
и "механической светимостью" с одной стороны и болометрической
светимостью с другой стороны. Однако, отмечалось, что эти корреляции
могут быть в принципе обусловлены эффектом селекции, вследствие смещения
Малмквиста, т.е. пропуска слабых источников на больших расстояниях
[18].
На рис. 3 оценки массы, импульса
и кинетической энергии отложены в зависимости от светимости ассоциируемых
ИК источников, причем данные по объектам с 
кпк и 
кпк
представлены разными маркерами. Видно, что во всех случаях имеется явная
корреляция, независимо от учета результатов по далеким источникам.
Анализ показывает, что наклон всех трех корреляционных зависимостей
близок к единице (
,
,
).
 |
 |
 |
Рис. 3. Зависимость оценок массы, импульса и кинетической энергии истечений от светимости ассоциируемых ИК источников IRAS. Заполненные квадраты отвечают объектам с d<4 кпк, а незаполненные - с d>4 кпк. |
Аналогичные зависимости скорости потери массы, "силы" и "механической
светимости" от ИК светимости имеют примерно тот же наклон и сравнимую
дисперсию. Отсюда, в частности, следует, что разброс "динамического
возраста" истечений невелик и этот возраст не имеет систематической
зависимости от ИК светимости. Сравнивая нашу зависимость
с зависимостью "механической светимости" от
ИК светимости по данным [6] и учитывая эффекты проекции,
мы получим, что средний
"динамический возраст" истечений оказывается
лет, что
близко к типичным значениям (например, [18]).
Малый разброс "динамического возраста" истечений виден, например, и в работе [18]. Этот факт заставляет предположить, что более молодые и более старые истечения либо не попали в исследуемые выборки, либо по какой-то причине не регистрируются. С учетом того, что истечения наблюдаются в направлении большей части мощных ИК источников и мазеров 2O, можно заключить, что, вероятно, именно этой стадии эволюции соответствует пик ИК излучения и мазерной активности.
Работа поддерживалась грантами РФФИ 99-02-16556, ИНТАС 99-1667 и NASA (по программе JURRISS - через CRDF RP0-841).
<< 5. Свойства областей звездообразования | Оглавление | Литература >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - звездообразование - Радиоастрономия - Межзвездная среда - химический состав
Публикации со словами: звезды - звездообразование - Радиоастрономия - Межзвездная среда - химический состав | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
