Структура молекулярных облаков, начальные условия звездообразования

Структура молекулярных облаков, начальные условия звездообразования

Для изучения структуры и кинематики вещества в диффузных облаках и менее плотных областях ближайших молекулярных облаков полезно использовать наблюдения высоковозбужденных линий молекулы CO (рис. 1) и ее изотопомеров, дополненные наблюдениями линий сверхтонкого расщепления С и С⁺. Сейчас такие наблюдения с успехом применяются для исследований эмиссионных областей в нашей и других галактиках. Высокая чувствительность «Миллиметрона» позволит наблюдать их в значительно более широком диапазоне условий, в том числе, в более холодных областях молекулярных облаков, и на больших расстояниях от Солнца. Совместные наблюдения СО, С и С⁺ в облаках без звездообразования (например, в облаке Maddalena), а также в облаках с пониженным содержанием молекулярного водорода, позволят проследить процесс молекуляризации СО, измерить отношения ¹²C/¹³C и ¹²CO/¹³CO в большом диапазоне галактоцентрических расстояний, определить характер проникновения УФ-излучения в молекулярные облака, из наблюдений оценить зависимость X-фактора от внешних условий. Исследования СО в субмиллиметровом диапазоне могут быть дополнены наблюдениями переходов СО в ультрафиолетовом диапазоне при помощи космической обсерватории «ВКО-Спектр-УФ» (см. напр. [4]).

Высокая чувствительность «Миллиметрона» позволит также проводить картирование теплового излучения пыли в этих областях и изучать структуру магнитного поля в них, наблюдая при помощи широкополосного поляриметра поляризацию излучения пылинок. До сих пор при помощи наземных инструментов удается определить поляризацию излучения пыли лишь в плотных облаках. При этом структура магнитного поля, восстановленная по поляриметрическим наблюдения теплового излучения пыли, не согласуется со структурой магнитного поля в окружающем менее плотном веществе, восстановленной по наблюдениям поляризации тепловых молекулярных линий и проходящего света звезд, который также поляризуется в результате взаимодействия с ансамблем пылинок, ориентированных магнитным полем. Поляриметрические наблюдения излучения пыли в разреженных областях молекулярных облаков позволят разрешить это противоречие.

До сих пор остается нерешенным вопрос о связи между функцией масс дозвездных сгустков и начальной функцией масс звезд. Имеющиеся субмиллиметровые и миллиметровые инструменты уже сейчас предоставляют возможность получать карты областей образования массивных и маломассивных звезд [5,6]. При условии достаточно большого поля зрения матрицы болометров (не менее 10, желательно до 30) «Миллиметрон» позволит проводить углубленное картирование областей звездообразования и исследовать функцию масс плотных сгустков, охватывая массы не только маломассивных звезд, но и субзвездных объектов (прото-коричневых карликов, планетаров, то есть, изолированных объектов планетных масс). Причем, высокая чувствительность инструмента позволит изучать области образования на больших галактоцентрических расстояниях, выявив возможную связь параметров функции масс дозвездных объектов (т.н. начальная функция масс, НФМ) с градиентом химического состава в Галактике и с ее структурой. Например, наблюдая объекты на различных галактических долготах, можно будет выявить возможные изменения параметров НФМ (в частности, относительное распределение областей образования массивных и маломассивных звезд) в зависимости от положения молекулярных облаков относительно спиральной волны.

Дозвездные ядра

Один из основных источников информации о физических условиях в протозвездных объектах — их спектры в широком диапазоне длин волн (spectral energy distribution, SED). По сути, именно SED стали основой принятой в настоящее время системы классификации этих объектов. При этом у объектов классов –1 (дозвездные ядра) и 0 (самые ранние стадии эволюции при наличии центрального источника энергии) максимум спектра приходится именно на субмиллиметровый и миллиметровый диапазон. «Миллиметрон» впервые позволит строить SED дозвездных ядер без разрывов, обусловленных атмосферными окнами пропускания. Детальная форма спектра позволит ответить, как минимум, на два важных вопроса. Первый из них касается эволюционного статуса конкретного ядра. До сих пор разделение ядер на дозвездные и протозвездные производится на основании отсутствия или наличия в ядре компактного источника излучения. Относительное числе дозвездных и протозвездных объектов является основой для оценки относительной продолжительности соответствующих эволюционных стадий. Однако наблюдения беззвездного ядра L1014 при помощи космического инфракрасного телескопа «Спитцер» выявили наличие слабого компактного внутреннего источника по избыточному излучению на длинах волн короче 70 мкм [7]. Теоретический спектр этой системы имеет довольно сложную форму (см. рис. 3 в [7]), однако ее достоверность базируется лишь на нескольких наблюдательных точках, полученных на разных инструментах. «Миллиметрон» позволит выявлять компактные внутренние источники (будущие звезды или субзвездные объекты) с еще меньшей светимостью и на более ранних эволюционных стадиях, обеспечивая существенно более детальные и однородные спектры от дальнего ИК до миллиметрового диапазонов для проверки теоретических моделей.

Важной нерешенной проблемой остаются свойства пылевых частиц в дозвездных и протозвездных объектах. Поскольку при изменении размера пылинок меняется форма зависимости коэффициента поглощения от частоты излучения, рост частиц отражается на наклоне длинноволновой части спектра. Построение детальных спектров позволит ответить на вопрос, на какой стадии эволюции протозвездного объекта начинается рост коагуляция) пылинок, заканчивающийся в итоге образованием планет.

Не менее информативным, чем в диффузной среде, будет и наблюдение высоковозбужденных линий в дозвездных ядрах. Сильные линии молекул, традиционно используемых для изучения плотных сгустков молекулярных облаков, являются плохими индикаторами физических условий в их наиболее плотных областях, где, собственно, и происходит или уже произошло образование протозвезды. Как и в случае диффузной среды, это связано с эффектами переноса излучения и химической эволюцией. Из-за высокого обилия молекул СО в оболочке дозвездного ядра в переходах (1-0) и (2-1) оптически толстыми являются даже линии изотопомера С¹⁸О. С этой точки зрения более удобными представляются высоковозбужденные линии этого изотопомера (Павлюченков и др. [8]), а также линии изотопомера С¹⁷О. Особенно это актуально для исследования «химически молодых» ядер, поиск которых активно ведется в настоящее время. Ко времени запуска «Миллиметрона» будет обнаружено большое количество таких ядер, однако их масштабное исследование без инструмента высокой чувствительности будет невозможно.

В химически более проэволюционировавших ядрах сильны эффекты вымораживания, в результате действия которых традиционно наблюдаемые молекулы в центральных областях дозвездных ядер оказываются связанными в ледяных мантиях пылевых частиц. Поскольку с точки зрения теории звездообразования наиболее интересна кинематика именно этих областей, для их исследовании придется использовать малообильные и (или) новые молекулы (или переходы). Здесь особенно перспективны азотосодержащие молекулы, причем не только традиционные NH₃, N₂H⁺, HCN (Пирогов и др. [9]), но и менее известные, например, NO (Akyilmaz et al. [10]) и HNO. На рис. 2

Рис. 2. Концентрации некоторых молекул в модели дозвездного ядра L1544 для возраста 2 млн. лет. Параметры модели — коэффициент прилипания 0.3, интенсивность УФ-засветки в единицах межзвездного фона 0.2, скорость ионизации космическими лучами z = 10^–17 с^–1.

показано распределение по радиусу абсолютных концентраций молекул СО, CS и HNO, полученное в результате химического моделирования дозвездного ядра L1544. Видно, что концентрация СО по профилю ядра почти не меняется, а концентрация CS в среднем даже слегка убывает к центру. Излучение этих молекул рождается, главным образом, в оболочке ядра и потому является плохим индикатором условий в его центральной части. С другой стороны, концентрация HNO в оболочке незначительна, но существенно возрастает к центру. Также в последнее время выяснилось, что для исследований кинематики центров дозвездных ядер удобно применять линии H₂D⁺ и других дейтерированных молекул [11].

Важно отметить, что ширины спектральных линий в дозвездных ядрах обычно составляют не более нескольких сотен метров в секунду. Поэтому для их наблюдений необходимо очень высокое спектральное разрешение, желательно, обеспечивающее точность определения лучевых скоростей порядка 10 м/с (не хуже 50 м/с). Для наблюдения линий азотосодержащих молекул длинноволновая граница диапазона спектрометра высокого разрешения должна быть не менее 2 см.

жүктеу/скачать 7.6 Mb.

Достарыңызбен бөлісу: