紅外暗云中分子氣體團塊的性質研究?

得力達別爾得汗 加爾肯葉生別克 徐 燁 劉德劍 周建軍何玉新 朱春花 李光輝

(1新疆大學物理科學與技術學院 烏魯木齊 830046)

(2中國科學院大學 北京 100049)

(3中國科學院新疆天文臺 烏魯木齊 830011)

(4中國科學院射電天文重點實驗室 烏魯木齊 830011)

(5新疆射電天體物理重點實驗室 烏魯木齊 830011)

(6中國科學院紫金山天文臺 南京 210023)

1 引言

質量M大于8倍太陽質量(M⊙)的大質量恒星在宇宙演化中起著關鍵作用,然而大質量恒星相對罕見、距離遙遠、演化時標短且深埋于分子團塊中等特點,使得對其觀測研究尤為困難.眾所周知,恒星形成于分子云之中,恒星形成的每一個過程都在其母體分子云中留下痕跡,因此我們可以通過對這些痕跡的診斷分析最終描繪出恒星形成的完整圖像.如今大多數大質量恒星形成研究也都是針對當前正在形成恒星的致密分子云區(qū)域,細致地開展恒星形成的早期性質研究[1],使我們對大質量恒星形成區(qū)恒星形成活動的早期性質有了更完整的認識.然而,至今對更為早期的“星前”或“無星”階段的致密分子團塊研究較少,致使我們對這一階段的認識仍然不足.

近些年的觀測研究認為大質量恒星或星團往往形成于紅外暗云(Infrared Dark Cloud,IRDC)中.紅外暗云指的是在紅外空間天文臺(Infrared Space Observatory,ISO)[2]和太空中途紅外實驗室(Midcourse Space Experiment,MSX)[3–4]紅外巡天數據中,在明亮中紅外輻射的映襯下呈現暗弱輪廓的一類天體.近些年,通過分子譜線與塵埃連續(xù)譜的觀測研究,得出紅外暗云的典型尺度在1–10 pc,同時它們具有較低的溫度(T<25 K)、較高 的 密 度(～105cm?3)與 氫 分 子 柱 密 度(≥1023cm?2)[2,4–9].這些特征同時也進一步表明紅外暗云極有可能是與最早期大質量恒星成協(xié)的天體.因此,我們可以通過射電、毫米/亞毫米、紅外等波段探測紅外暗云中有可能誕生大質量恒星的致密團塊,研究它們的物理學性質與運動學特征,進而對大質量恒星形成的早期階段有更全面的認識.

許多對紅外暗云團塊的研究表明它們的典型質量為120M⊙、尺寸約為0.5 pc[5].團塊的光譜能量分布(Spectral Energy Distribution,SED)研究表明其塵埃溫度范圍在16–52 K之間[10].紅外暗團塊中的恒星形成活動會使團塊呈現出特定的演化序列,從冷的、中紅外暗狀態(tài),到產生可觀測到24μm[11]點源的熱核[12],最后到核中出現(超)致密電離氫區(qū)[13].同時致密紅外暗團塊中經常伴隨分子外流[14–15]和脈澤發(fā)射等活動[11,16].紅外暗云團塊的高質量、高密度和高柱密度等特征是形成大質量恒星的關鍵因素.通過上述特征,我們發(fā)現紅外暗云為大質量恒星形成最難以捉摸的早期階段–“星前”或“無星”階段提供了大量候選體[11,16–20],這些候選體是大質量恒星和星團誕生的理想位置[5,10].

阿塔卡馬探路者實驗望遠鏡(Atacama Pathfinder Experiment,APEX)在870μm波段的銀盤巡天工作ATLASGAL(The APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy)中獲得了大量的大質量致密團塊.Urquhart等[21]在2018年的研究工作中整理計算了這些團塊的基本物理參數,如光度、尺度、距離、質量等,這為深入討論紅外暗云團塊的性質提供了基礎.并且他們根據文獻[22]中的演化階段分類方法將團塊劃分為4個階段:(1)星前階段(Prestellar/Quiescent clump,指無70μm輻射特征);(2)原恒星階段(Protostellar clump,指遠紅外亮但24μm暗弱的團塊);(3)包含年輕星的階段(YSO(Young Stellar Object)-forming clump,指具有24μm點源輻射的團塊);(4)大質量恒星形成階段(MSF clump,指24μm輻射明亮且存在大質量恒星形成活動特征,如:電離氫區(qū)、II型甲醇脈澤、水脈澤等).因此,我們現在有機會可以系統(tǒng)地討論處于不同演化階段紅外暗云中的團塊性質,并研究大質量恒星形成以及其對周圍環(huán)境的反饋.

為了更好地研究紅外暗云與致密團塊的性質,我們選擇了銀河系第1象限的9個紅外暗云,利用連續(xù)譜數據(紅外/亞毫米)、CO及其同位素分子的譜線,對其進行了分析研究.在第2節(jié)中,我們描述了紅外暗云樣本的篩選與分析所使用的數據;第3節(jié)給出了紅外暗云的輻射特征與形態(tài)并使用CO譜線輻射對團塊參數進行了計算;第4節(jié)分析討論了團塊的CO譜線輪廓、引力穩(wěn)定性及是否滿足恒星形成條件等;第5節(jié)對工作進行了總結.

2 數據與研究樣本選擇

2.1 紅外暗云樣本選擇

FUGIN(FOREST unbiased Galactic plane imaging survey with the Nobeyama 45-m telescope)巡天是對12CO、13CO和C18O分子的(1-0)躍遷開展的譜線成圖觀測(如文中無特殊說明,全文CO分子及同位素均為(1-0)躍遷).巡天觀測范圍(銀經l=10?–50?,銀緯|b|≤1?)[23–25]在100 GHz附近的角分辨率約為20′′,速度分辨率約為0.16 km·s?1.從FUGIN CO譜線巡天項目觀測區(qū)域,我們結合Parsons等[26]源表中的紅外暗云位置,共選出了13個位于北天區(qū)的紅外暗云.為了接下來能開展相對可靠的數據分析和研究,我們僅保留了FUGIN數據中9個12CO、13CO、C18O譜線信噪比較高的紅外暗云作為本研究工作的樣本(具體見附錄圖5).Spitzer-GLIMPSE(Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire)[27]是一個中紅外巡天項目,望遠鏡上搭載的IRAC(Infrared Array Camera)探測器工作在3.6、4.5、5.8和8μm波段.GLIMPSE的巡天范圍為10?

2.2 分子譜線數據

本研究中,我們所采用的分子譜線數據來自Nobeyama 45 m的CO及其同位素分子譜線巡天觀測和紫金山天文臺青海觀測站13.7 m射電望遠鏡的CO譜線觀測.由于FUGIN觀測深度不夠,譜線的信噪比不適用于團塊的運動學特征分析,因此,選取了51個致密團塊中FUGIN12CO速度成份比較簡單的6個團塊(見附錄圖6),于2021年5月,使用紫金山天文臺青海觀測站13.7 m射電望遠鏡進行了觀測.此次主要觀測了CO分子及其同位素發(fā)射線.觀測模式為OTF(On The Fly)模式,典型的步長為10′′–15′′.每個具有1 GHz帶寬的快速傅里葉變換(FFT)光譜儀提供16384個通道,對應輸出61 kHz的光譜分辨率1http://www.radioast.nsdc.cn/english/zhuangtaibaogao.php.數據處理使用GILDAS(Grenoble Image and Line Data Analysis Software)2http://www.iram.fr/IRAMFR/GILDAS軟件將OTF觀測的原始數據制作成像素為30′′×30′′的FITS(Flexible Image Transport System)格式數據.表1列舉了PMO 13.7 m射電望遠鏡的性能與CO分子躍遷的基本參數表,其中,Lines為分子譜線種類,Frequency是譜線的靜止頻率,Tsys是系統(tǒng)溫度,ηmb是主波束效率,HPBW是半功率波束寬度,dV是速度分辨率.

表1 PMO 13.7 m射電望遠鏡的性能與CO分子躍遷的基本參數表Table 1 List of performance of PMO 13.7 m radio telescope and CO molecular transitions parameters

3 研究結果

3.1 紅外暗云的分子譜線輻射特征與形態(tài)

從附錄圖5展示的紅外暗云FUGIN巡天項目的CO譜線輪廓中,可見CO譜線在同一視線方向上展現出了多個速度成分,這些成分所對應的輻射可能來自我們所研究的目標源的前景輻射、背景輻射和其本身的輻射.為了區(qū)分出目標源所對應的速度成分,我們基于最基本的原理,即CO分子輻射空間分布在形態(tài)上應該與塵埃輻射背景上的紅外暗云輪廓基本吻合,此時所對應的CO分子輻射速度成分應該來自紅外暗云自身的輻射.我們通過CO分子的譜線輪廓和速度通道圖來確定紅外暗云所對應譜線成分的線心速度與速度分布范圍.圖中展示了9個紅外暗云所對應的Spitzer 8μm連續(xù)譜背景上疊加了與紅外暗云輪廓基本吻合的13CO和C18O譜線積分強度等值線,圖片下方為紅外暗云的13CO和C18O平均譜線,圖中的黑色垂直虛線指示出了所對應的速度范圍,紅色垂直虛線指示通過高斯擬合獲得的紅外暗云所對應的系統(tǒng)速度.各個紅外暗云的速度區(qū)間都列在附錄表4中的第2列.我們發(fā)現這9個紅外暗云中有8個呈纖維狀結構并且表現出多致密分子云核的結構,只有一個紅外暗云MSXDCG30.97-0.14中展示出一個致密分子云核.另外這些纖維狀結構的脊交會在一起形成多個樞紐(纖維狀結構脊連接的節(jié)點我們稱之為樞紐).研究表明纖維狀分子云結構以脊為通道不斷為處于引力中心的致密核輸送燃料,最終位于樞紐位置的云核處將形成大質量恒星[1].因此位于樞紐位置的團塊往往具有更大的質量.

3.2 紅外暗云團塊的性質

我們提取了ATLASGAL團塊中心位置所對應波束面積8.5′′×8.5′′內的FUGIN巡天項目的CO分子3個同位素的(1-0)躍遷譜線.每個團塊的譜線展示在附錄圖6中.其中一些團塊的13CO的峰值強度較弱,沒有達到3σ閾值.因此,在此后的討論中我們只考慮13CO的峰值強度大于3σ(譜線峰值強度大于3倍譜線噪聲)的團塊.基于此,最終一共有49個團塊符合這一標準.

激發(fā)溫度Tex可由12CO的峰值亮溫度估算,假設12CO分子譜線光學厚,并且波束的填充因子為1,即可通過以下函數根據12CO的峰值亮溫度估算激發(fā)溫度Tex[29–31]:

其中Tmb,12CO即12CO的峰值亮溫度.在12CO輻射受自吸收影響的位置,激發(fā)溫度的值可能會被低估.

我們假設13CO和C18O譜線的激發(fā)溫度與光學厚12CO譜線的激發(fā)溫度相同.在分子團塊處于局部熱力學平衡的假設下,利用下列方程估算了13CO和C18O的光深:

其中

Tmb,13CO、Tmb,C18O分別為13CO與C18O的峰值亮溫度.

附錄表4中總結列出了所有上述計算所得到的物理參數.為了研究紅外暗云中團塊的性質,我們統(tǒng)計了團塊物理參數的分布,圖1為團塊CO譜線的激發(fā)溫度、質量、尺度和光深的柱狀圖.從圖1中,我們發(fā)現紅外暗云中團塊的典型激發(fā)溫度在10–15 K之間,平均值為14 K,最大值26.5 K,最小值6 K.這與Du等[32]得到的結果基本一致.我們計算的CO激發(fā)溫度高于由N2D+分子推得的溫度[33–34],低于NH3、HCO+、HCN[35–36]等分子推得的溫度.這可能是由于不同的分子示蹤分子云不同的區(qū)域,CO分子更傾向于示蹤溫度比較低的部分,亦或是因為觀測的稀釋效應.附錄表3中紅外暗云團塊所對應的質量平均值為2.3×103M⊙,其典型尺度在0.2–0.8 pc之間,平均尺度為0.7 pc[21].圖1中質量統(tǒng)計直方圖中表現出明顯的雙峰結構,通過對雙峰所對應團塊與紅外暗云位置對比,我們發(fā)現質量偏大的致密團塊(對應統(tǒng)計直方圖質量偏大的峰)大部分位于紅外暗云的樞紐位置,這進一步證實3.1節(jié)描述的關于纖維狀分子云物質輸送的圖景.除此之外,τ13CO與τC18O的柱形分布圖展示了13CO與C18O的典型光深范圍分別為0.19–2.22與0.09–1.05,平均值分別為0.92與0.39.

圖1 紅外暗云團塊的各個物理參數柱形圖:(a)激發(fā)溫度T ex,(b)團塊質量M clump,(c)團塊大小R,(d)和(e)分別是13CO和C18O分子譜線的光深τ13CO、τC18O.光深源自GILDAS內置的“高斯”擬合方法.團塊的質量和半徑來自Urquhart等[21].Fig.1 The histograms of the physical parameters towards the IRDC clumps:(a)excitation temperature T ex,(b)clumps mass M clump,(c)radius R,(d)optical depths of the 13CO linesτ13CO,(e)optical depths of the C18O lineτC18O.These peak optical depths are derived from the GILDAS built-in“Gaussion”fitting method.The clump mass and radius are from Urquhart et al[21].

4 討論

4.1 團塊的CO譜線輪廓及其運動學特征

譜線輪廓的不對稱性可以用來研究氣體的運動狀態(tài).通常來說,藍輪廓(譜線輪廓表現出不對稱且藍端的峰值大于紅端)被認為是氣體的下落或坍縮所導致;而紅輪廓(與藍輪廓同理,峰值出現在紅端)可被認為是氣體的膨脹或外流導致的.對大多數團塊,13CO是光薄的.而對一些13CO光厚的團塊(光深比較大)或可能出現13CO自吸收的團塊,我們采用C18O進行分析.在這里,我們用Mardones等[37]所提出的歸一化判據來證認藍/紅輪廓:

δv為Mardones等[37]定義的無量綱參數,Vthick是光厚線12CO的峰值對應的速度,Vthin、?Vthin分別是13CO或C18O的系統(tǒng)速度和線寬.對一些可能存在多個速度成分的團塊,我們擬合了譜線主波束溫度最高的區(qū)間所對應速度成分的線寬?Vthin.團塊的δv值如果小于0.25,那么這個團塊被認為是藍輪廓,反之如果δv值大于0.25,那么這個團塊被認為是紅輪廓.51個團塊中我們找到了21個有藍輪廓的團塊和14個有紅輪廓的團塊.我們經過人工視覺檢查后,發(fā)現18個藍輪廓的團塊和9個紅輪廓的團塊可能是多速度成分導致的誤判,最終有3個被判定為藍輪廓團塊,5個被判定為紅輪廓團塊,我們將其標示在附錄表4第8列中.

分子外流普遍存在于恒星形成區(qū)中,幾乎與恒星形成早期所有階段成協(xié)[38].為了探究團塊的動力學性質,我們挑選了部分團塊,對它們的外流進行研究.由于大部分團塊的速度成份都相對復雜,因此我們主要選取12CO速度成份較為簡單的團塊進行研究,即僅有單個或兩個速度成份的團塊.最終有6個團塊符合條件,分別是AGAL031.946+00.076、AGAL031.971+00.061、AGAL031.982+00.064、AGAL032.007+00.062、AGAL033.744-00.007和AGAL033.756-00.002.我們僅在4個源中探測到了外流現象,我們將其源名與外流速度范圍列在表2中,其中,VLSR是團塊的線心速度,Vb是藍瓣外流的速度區(qū)間,Vr是紅瓣外流的速度區(qū)間.Lada[39]曾指出譜線的線翼部分可以通過對兩種示蹤不同密度的分子進行輪廓對比來確定.12CO的分子譜線中結構較為復雜,受其他因素影響較大,因此我們使用13CO和C18O分子譜線進行外流搜尋證認工作.由于C18O一般示蹤年輕恒星周圍的致密氣體區(qū)域,因此C18O被用作判斷和獲取外流活動在13CO譜線輻射所造成的高速線翼速度范圍的參考譜線[40].

表2 外流團塊基本參數Table 2 Properties of outflow clumps

圖2(a)展示了AGAL031.946+00.076的外流剖析圖,可以從右圖中發(fā)現兩組雙極外流,其中一組位于圖像中心,一組位于圖像邊緣.位于中心的外流,我們可以清晰地觀察到雙極外流的特征,由于其位于中心,故認為該外流與團塊AGAL031.946+00.076成協(xié).而位于圖像邊緣的外流,則無法獲得其完整結構.圖2(b)為AGAL031.971+00.061的外流剖析圖,從這個團塊中我們僅探測到了紅瓣外流,藍瓣由于受到來自左側輻射的干擾太強,無法得到清晰的外流分布情況.圖2(c)展示的是AGAL 031.982+00.064的外流剖析圖,從外流的分布圖中可以觀察到清晰的雙極特征.圖2(d)為AGAL032.007+00.062的外流剖析圖,從外流分布圖中同樣可以發(fā)現兩組外流均呈現清晰的雙極特征,其中一組位于圖像中心,另一組則位于邊緣位置,我們認為位于中心的外流與團塊成協(xié).另外兩個團塊AGAL 033.744-00.007和AGAL033.756-00.002,由于受周圍信號過多的干擾,難以對其外流進行清晰的成圖.我們在其中4個團塊中探測到了外流跡象,而未探測到外流跡象的兩個團塊是由于受周圍信號干擾無法做出準確的判斷,其次,我們繪制的13CO速度分布圖,這兩個團塊也并未發(fā)現明顯的速度梯度.

Yang等[41]也曾利用13CO與C18O分子來搜尋ATLASGAL團塊中的外流候選體.他們的工作中一共包含919個團塊,其中325個團塊被證認為外流候選體.將這325個團塊與本文紅外暗云中的團塊進行交叉匹配后,發(fā)現我們的團塊樣本中,有13個團塊與其證認的外流候選體重疊,其中5個(39%)是MSF團塊、5個(39%)是YSO團塊、2個(15%)是Protostellar團塊、1個(7%)為未確定演化階段的團塊,Quiescent團塊無對應的外流候選體.而我們選取的在青海觀測站觀測的6個分子云團塊中,有3個為YSO團塊,3個為Quiescent團塊,且YSO與Quiescent中均有兩個探測到了外流.Quiescent是K¨onig等[22]定義的,表示大質量恒星形成早期階段,該階段表現出較弱的輻射,但可能已經在坍縮,只是還沒有形成原恒星.而我們選取的3個Quiescent團塊中,有2個探測到了外流,表明在一部分Quiescent團塊中可能已經有原恒星正在形成,我們認為Quiescent團塊很可能也與外流成協(xié).

在我們所選擇的51個團塊中,原本有13個與外流候選體成協(xié)[41],在本文使用青海站望遠鏡對6個12CO的速度成份比較簡單的團塊觀測之后,在其中4個團塊中探測到了外流,因此結合Yang等[41]的研究與本文的觀測,我們發(fā)現一共有17個團塊與外流候選體成協(xié),其中YSO團塊與Quiescent團塊均增加了兩個.所以,可以得出外流活動在各個階段的團塊中都是普遍存在的,無論是YSO團塊,還是Quiescent團塊.同時,在MSF團塊和YSO團塊中較高的外流探測率可能表明吸積隨著團塊中恒星形成的演化階段而增加[42–45].我們的團塊樣本中只有1個被證認為是外流的候選體同時表現出藍輪廓.這一結果表明下落或塌縮團塊中的外流活動探測率較低.

圖2 4個探測到外流現象的源的外流剖析圖.每個子圖的左圖為:外流中心發(fā)射點位置的譜線,黑色、藍色、紅色分別表示13.7 m射電望遠鏡的12CO、13CO以及C18O的分子譜線,縱坐標T mb為主波束溫度,橫坐標V是速度,藍色陰影部分表示藍瓣外流的速度區(qū)間,紅色陰影部分表示紅瓣外流的速度區(qū)間,其中譜線經過了5個通道的平滑.每個子圖的右圖為:外流的分布情況,其中底圖為C18 O的積分強度圖.Fig.2 Analysis diagram of outflow for four sources with detected outflow.The left panels of each subgraph are:the molecular spectral lines of 12CO,13CO and C18O of 13.7 m radio telescope in the center of outflow with black,blue and red lines.The ordinate T mb is the beam temperature and the abscissa V is the velocity.The blue shaded part is the velocity range of blue lobe outflow,and the red shaded part is the velocity range of red lobe outflow,in which the spectral lines are smoothed by five channels.The right panels of each subgraph are:distribution of outflow,the base map is the integral map of C18O.

圖2 續(xù)Fig.2 Continued

4.2 團塊的穩(wěn)定性

評估團塊是否處于引力平衡的重要參量是維里質量Mvir:

其中σv是一維的速度彌散,它跟譜線半高全寬的關系為,其中?V為譜線線寬,G是萬有引力常數.對于13CO光學厚和13CO譜線可能存在自吸收現象的團塊,如C18O譜線強度達到3σ閾值,我們將采用C18O譜線的半高全寬.

維里系數由αvir=Mvir/Mclump表示.在不考慮磁場的情況下,若αvir<2,則團塊是引力束縛的,并有可能進一步塌縮,反之,團塊的引力無法抗衡湍流或者熱壓力,可能會膨脹或彌散到星際空間中.我們展示了39個團塊的Mclump和Mvir的關系圖,見圖3.圖中的黑色虛線表示Mclump=Mvir.我們的樣本中所有的團塊都是引力束縛的,可能正處于引力塌縮階段.我們發(fā)現絕大部分的Quiescent團塊維里參數都較小,這可能表明團塊的維里參數與它們的演化階段有關.MSF團塊、YSO團塊、Protostellar團塊、Quiescent團塊平均維里參數分別為0.2、0.18、0.24、0.13.

圖3 M clump和M vir的關系圖.黑色虛線表示關系式:M clump=M vir.左上角標示了團塊的不同演化階段.Fig.3 The relation graph between M clump and M vir.The black dotted line represents the relation of M clump=M vir.The name of the evolutionary stage is given on the top left corner of each panel.

4.3 大質量恒星形成區(qū)

Carey等[3]提出紅外暗云是大質量恒星形成的理想場所.近些年,這一猜測被大量的相關研究工作證實[46–48].目前被廣泛使用的判斷紅外暗云中團塊是否滿足形成大質量恒星的經驗方法是研究致密團塊的質量與其半徑的關系.

Lada等[49]分析了分布在500 pc內的分子云的恒星形成速率與質量之間的關系.指出恒星形成率并不取決于云的總質量,而是取決于體密度.Lada等[49]、Lombardi等[50]提出了能有效形成恒星的團塊臨界面密度為116M⊙·pc?2(0.024 g·cm?2).Heiderman等[51]將恒星形成速率與20個分子云的面密度進行了擬合,這些分子云主要與中小質量恒星形成以及大質量致密團有關,擬合結果為129M⊙·pc?2(0.027 g·cm?2).Kauffmann等[52]對難以形成高質量恒星的分子云團塊進行了分析,假設m(r)為分子云團塊的質量,r為大小,給出了更為嚴苛的大質量恒星形成條件:m(r)≥870M⊙·(r·pc?1)1.33,這一點得到了Urquhart等[53]的證實.

圖4展示了團塊質量與大小的關系圖,MSF團塊、YSO團塊、Protostellar團塊、Quiescent團塊分別用不同符號標注在圖上.虛線指示出質量為100M⊙的位置,圖中我們可以看出幾乎所有的團塊質量都滿足形成大質量恒星的基本條件,即團塊質量大于100M⊙.圖中灰色陰影部分表示小質量恒星形成區(qū)的范圍.下方的兩條實線分別對應116M⊙·pc?2及129M⊙·pc?2,落在這兩條實線之上和左上方區(qū)域的源滿足恒星形成的基本條件.我們的源全都分布在這兩條實線之上.黑色實線表示圖中所有源最小二乘法擬合得到的經驗關系lg(Mclump)=3.48±0.05+(1.17±0.12)×lg(R/pc),相關系數為0.83.Csengeri等[54]提出了團塊形成大質量恒星的質量限制條件,研究認為質量大于650M⊙的致密團塊中可能存在大質量致密核和大質量原恒星,圖中點劃線為指示出質量為650M⊙的位置.我們研究樣本中有76%(39/51)的ATLASGAL團塊的質量大于這一閾值.灰色虛線為m(r)≥870M⊙·(r·pc?1)1.33,我們發(fā)現此研究工作中幾乎所有的團塊都滿足了形成大質量恒星的條件,只有一個團塊沒有達到形成大質量恒星的標準.再次映證了這些團塊是研究大質量恒星形成早期階段的良好候選體.

圖4 團塊質量與大小的關系圖.MSF團塊、YSO團塊、Protostellar團塊、Quiescent團塊分別用不同符號標注在圖上.灰色陰影部分表示小質量恒星形成區(qū)的范圍.Kauffmann等[52]提出的大質量恒星形成的下限為m(r)≥870 M⊙·(r·pc?1)1.33.右下方的兩條實線分別為116 M⊙·pc?2(0.024 g·cm?2)及129 M⊙·pc?2(0.027 g·cm?2),分別為Lada等[49]、Lombardi等[50]和Heiderman等[51]所提出的能有效形成恒星的團塊質量下限.黑色實線表示圖中所有源最小二乘法擬合得到的經驗關系lg(M clump)=3.48±0.05+(1.17±0.12)×lg(R).點劃線指示出質量為650 M⊙的位置,虛線則指示出質量為100 M⊙的位置.Fig.4 Clump mass as a function of radius for MSF clumps,YSO clumps,Protostellar clumps and Quiescent clumps presented in different symbols.The shaded gray area indicates the extent of the low-mass star forming region.The threshold is m(r)≥870 M⊙·(r·pc?1)1.33 adopted from Kauffmann et al.[52].Two solid lines at the bottom right represented surface density thresholds for“efficient”star formation of 116 M⊙·pc?2(0.024 g·cm?2)(Lada et al.[49],Lombardi et al.[50])and 129 M⊙·pc?2(0.027 g·cm?2)(Heiderman et al.[51]).The black solid line represents the empirical relationship lg(M clump)=3.48±0.05+(1.17±0.12)×lg(R)fitted by all source using least square methods.The dot-dashed line indicates the position with a mass of 650 solar mass,and the dashed line indicates the position with a mass of 100 solar mass.

5 總結

我們利用12CO、13CO和C18O的分子譜線以及Spitzer 8μm巡天數據對9個紅外暗云進行了研究.分析了紅外暗云的形態(tài)結構以及紅外暗云中團塊的氣體性質,并對團塊的恒星形成條件進行了討論.主要的研究結果總結如下:

(1)在9個紅外暗云中,有8個紅外暗云呈纖維狀結構,并且其中包含至少兩個致密團塊.僅一個紅外暗云MSXDCG30.97-0.14中只包含一個致密團塊.基于ATLASGAL數據,我們在這些紅外暗云中共找出51個致密團塊,這些團塊中的大質量團塊大都聚集在紅外暗云的樞紐位置.質量統(tǒng)計直方圖中表現出明顯的雙峰結構,進一步證實關纖維狀分子云物質輸送的圖景;

(2)由12CO(1-0)計算所得的典型激發(fā)溫度Tex分布在10–15 K之間,平均值為14 K,低于通過致密分子推得的溫度.這不同的分子可能示蹤分子云不同的區(qū)域.團塊的平均質量為2.3×103M⊙,典型尺度在0.2到0.8 pc之間,平均尺度為0.7 pc;

(3)在51個團塊中,最終證認了3個藍輪廓的團塊和5個紅輪廓的團塊.在我們的研究樣本中,我們發(fā)現17個團塊與外流的候選體重疊.在MSF團塊和YSO團塊中較高的外流探測率表明,在不同演化階段吸積率可能不同.同時我們還在Quiescent團塊中探測到了外流活動,這表明外流活動可能在不同演化階段的致密團塊中都普遍存在;

(4)我們還通過計算團塊的維里參數來判斷它們的穩(wěn)定性.所有樣本都是引力束縛團塊,可能正在發(fā)生引力塌縮;

(5)幾乎所有團塊都滿足形成大質量恒星的基本物理條件.這些團塊的演化階段都處在比較早的時期,是研究大質量恒星形成早期階段較理想的樣本.

致謝本工作利用了FUGIN的巡天數據及Spitzer-GLIMPSE巡天中的8μm圖像數據用于紅外暗云的檢查工作.感謝紫金山天文臺青海觀測站對本課題提供數據支持.同時也非常感謝審稿人對本文提出的寶貴意見.

附錄

1 紅外暗云積分強度分布圖與紅外暗云的分子譜線

圖5 9個紅外暗云FUGIN巡天項目的CO積分強度分布圖(a)–(i).積分強度分布圖上的紅色“+”標出了團塊的中心位置,左下角的圓表示CO數據的分辨率.Fig.5 The CO integral intensity maps of FUGIN project of 9 IRDCs(a)–(i).The“+”marks the centres of the clumps.The beam size is showed in the bottom-left corner of each diagram.

圖5續(xù)Fig.5 Continued

圖5續(xù)Fig.5 Continued

2 紅外暗云中團塊的分子譜線

圖6 每個團塊的12CO、13CO和C18O分子譜線(來自FUGIN巡天項目).分別用黑、藍、紅3種顏色畫在圖上.綠色平行虛線標注了譜線數據的3σ閾值.藍色實線表示對13CO分子譜線高斯擬合后得到的中心速度位置,綠色豎直虛線標示對C18O分子譜線高斯擬合后得到的中心速度位置.左上角還標明了每個團塊的名稱與團塊的不同演化階段的類型.Fig.6 12CO,13CO,and C18 O spectra of each clump(using the data from FUGIN sky survey).For each plot,the lines of 12CO,13 CO,and C18O are coloured black,blue,and red,respectively.Green parallel dashed lines show the 3σthreshold of main-beam efficiency corrected data.Blue lines show the fitted centre velocities of 13CO,and green vertical dashed lines show the fittedcentre velocities of C18O for each clump.The source name and evolutionary stages are labelled at the top right.

圖6續(xù)Fig.6 Continued

圖6續(xù)Fig.6 Continued

3 紅外暗云中團塊的物理參數

表3 ATLASGAL團塊的物理參數Table 3 Physical properties of ATLASGAL clumps

表3續(xù)Table 3 Continued

表4 團塊的譜線輪廓及參數Table 4 Line profiles and parameters of clumps

表4續(xù)Table4 Continued

表4續(xù)Table4 Continued