【毕业学位论文】（Word原稿）恒星形成区与超新星遗迹的分子谱线观测-空间物理学

of 2007 of h. D. in 要 星际 分子广泛存在于恒星形成区，电离星云，恒星包层，星系前物质 ， 晚型星，年轻超新星遗迹等天体之中。 它是研究所在区域各种物理条件，甚至演化状态的极好探针。 特别是在恒星的形成和死亡阶段，大量的星际气体和尘埃阻挡了可见光， 而星际分子谱线较少受到影响，成为研究恒星形成与晚型星演化的有利工具。 这篇论文就是利用分子谱线的观测研究恒星形成区的分子云环境 ，超新星遗迹的磁场以及 它 与周围分子云的相互作用。 主要包括以下四个方面的内容 1大质量恒星形成区内分子云核的演化证据 大质量恒星的形成和早期演化过程必然 对母分子云环境产生影响， 不断改变恒星形成区的物理化学条件。 因此恒星形成区分子云的物理条件应该和它所处的演化阶段有关。水脉泽可以作为稠密分子云的指示器。我们选择了一些与大质量恒星形成区成协的水脉泽源，其中一些有 射，另一些没有。 我们对这些源作了 13 观测。 结合文献中的 据（ et 1992, 1997） , 我们分析了这些云的物理条件。那些探测到 射的恒星形成区可能处于相对早的演化阶段，它们的分子云还没有受到新生年轻星的严重影响。 2对 观测研究 近红外观测已经在 现了三条氢分子外流以及他们的可能激发源，以及氢分子外流和稠 密云相互作用的证据。可以通过 究氢分子外流和 流的关系，分子外流与周围稠密气体的相互作用， 以及激波触发的恒星形成。 观测表明成图区域的 子云由几个具有不同速度的气体 团构成。我们没有观测到 对应的 子外流 以及驱动源对应的稠密分子云核。 一个可能原因是， 其同位素只能示踪中等密度的气体，而这些年 轻星附近却很少有这样的气体， 已经被驱散了。另外一种可能是观测的主 波束太大不能分辨出这些年轻星的包层和外流。我们观测的 子云可能是 分子云的一部分，位于 流的前方。这个 子云可能已经解体，并被驱离新 形成的年轻星。 3对超新星遗迹 图观测 超新星遗迹 与周围的分子云相互作用 是比较普遍的 。 但由于复杂分子云环境的干扰，一般不很容易探测到相互作用区的激发气体。 近年来的观测研究证明，与超新星遗迹相关的 新星遗迹与分子云作用 的有效探 针。 我们对两个有 泽的超新星遗迹 行12其同位素的成图观测。 希望找到被激发的气体并研究 超新星遗迹与分子云作用区的物理 状况 。 我们基于超新星遗迹和 H 脉泽的位置速度重合情况，尝试性地确定了与两个超新星遗迹相互作用的分子云。我们讨论了没有探测到明显的宽辐射线的可能原因。 恒星形成区与超新星遗迹的分子谱线观测 4对超新星遗迹 泽的 测研究 一个有名的超新星遗迹，其直径约为 26年龄约为 2 104 年，距离为 3.1 它有有互作用的分子云几乎位于观测者和超新星遗迹之间。它包含着 25 个 以上的 泽。 对 H 脉泽的观测研究能够提供一个关于超新星遗迹 泽偏振特点的统计。 我们 用 测 泽以便确定脉泽点的尺度。 从而研究它们的角径大小是 内秉的（反应 激波的物理条件），还是散射致宽（由视线方向的电离气体的湍动造成的视大小）的结果。 另外，我们还可以研究 泽的自行。 我们已经使用 成了观测，数据正在分析处理之中。 关键字：星际分子，脉泽， 恒星形成，超新星遗迹 , 分子 云 in as of of as It a in of is to 1 in in in be by of of It is us to of in as of We 3 of S(7 We 18O(13to An in be in S(7to be in a by us on 2 O of ok 2 of a of A CO it to O 2 O of We is O(1is of is to O be of in of O to be in of 2 3 O 720 is a We O(1of of H 1720 on O H O we 星形成区与超新星遗迹的分子谱线观测 4 of 44 is a of 6pc in of it an 2 104 a .1 5 720 is to of is in or is of by of We to of of 44. if be on 44, it be to of we H We H 44 we 第一章 引言 . 1 与分子谱线观测 . 1 质量恒星形成 . 1 . 1 C 的形态分类和模型 . 2 C 分子云环境 . 3 星演化末期的分子谱线观测 . 5 型星与分子谱线观测 . 5 . 5 星状星云和原行星状星云 . 7 新星遗迹与分子谱线 . 8 I 型超新星与超新星遗迹 . 8 新星遗迹的磁场 . 9 新星遗迹与周围环境的作用 . 10 超新星遗相关的 泽 . 11 论文的研究内容 . 12 第二章 大质量恒星形成区内分子云核的演化 . 17 言 . 17 测 . 18 果 . 18 析和讨论 . 21 论 . 22 第三章 测 . 25 观测研究的背景介绍 . 25 与恒星 形成 . 25 年来 的观测研究 . 25 图观测研究 . 27 言 . 27 测 . 27 测结果 . 28 析和讨论 . 30 论 . 33 第四章超新星遗迹 围的 子云 . 37 言 . 37 测 . 38 测 结果 . 40 论和分析 . 43 论 . 45 第五章 25 米射电望远镜的单天线脉泽观测计划 . 49 鲁木齐天文站的分子谱线观测系统 . 49 收机 . 50 字自相关频谱仪 . 50 算机和数据处理系统 . 51 醛分子谱线和氢复合线的观测 . 52 星形成区的 泽的单天线观测 . 53 星形成区的 泽理论的理论和观测 . 53 星形成区的 泽理论 . 53 星形成区的 泽观测 . 54 天线观测多频率观测研究星际 泽 . 55 型星的 泽的单天线观测研究 . 59 型星与脉泽 . 59 型星中 泽的观测研究 . 60 天线观测研究晚型星的 泽及试观测结果 . 62 第六章 总结以及后续工作 . 69 结 . 69 续工作 . 69 新星遗迹 磁场与动力学 . 69 新星遗迹的磁场与 720泽 . 69 泽进行 测研究 . 70 续 25 米天线的单天线脉泽观测研究 . 72 0 米天线开展甲醇脉泽观测的可行性调研 . 73 研究状况 . 73 泽的巡天情况 . 75 0 米天线开展 泽巡天的可行性与意义 . 75 发表文章目录 . 79 简历 . 80 致谢 . 81 1 第一章 引言 与 分子谱线观测 质量恒星形成 大质量恒星的形成开始于大质量星施加给周围尘埃和气体核的辐射压 。 原则上，这个辐射压足够大可以阻止进一步的吸积。克服这个困难有两种方法，一种是修改标准的恒星形成理论，包括引入种种尘埃特性 （ 987） ，增加湍动分子云核的吸积率，从小质量星的 10 10 003） , 通过盘吸积（ 996; 002） , 通过演化中的超致密 吸积（ 006），辐射经过风吹成的空腔逃逸（ et 2005a）或者辐射驱动的 稳定性(et 2005b)。 这些研究表明小质量恒星形 成的标准理论也可能适用于大质量星的形成。 另一种方式是并合模式。原恒星和正在形成的大质量星团的恒星密度非常高（ 108至于原恒星发生碰撞而合并成大质力量星，因此避免了辐射压的效应 (et 1998； 005)。 并合模型在低恒星密度下的变量已经由 et (2000) 和 2005)提出。如果不考虑并合， 也可以通过星团环境中竞争性的吸积增大恒星的质量（ et 2004）。但是大质量 星团成员的质量吸积率直接依赖于其恒星同伴的数目， 暗示了星团形成过程和其中大质量恒星形成的关系。 目前小质量 恒星形成的理论已经比较完善，分子谱线观测 以 其特有的优势在相关研究中 发挥了重大作用 。相比之下，大质量恒星的形成还有很多未解之谜，还没有统一的理论。但是观测已经发现了大质量恒星形成的主要阶段，对这些阶段的研究表明分子谱线观测依然是最重要的工具。 致密 （ 新形成的， 但仍然嵌埋在母分子云中的大质量恒星的电离区域 , 分子云核中的尘埃使得 II 以在射电，亚毫米和红外波段观测 。 在 2002）的分类中， 是一个过渡类型，其中一些仍然含有处于吸积态的原恒星（ 大质量原恒星 的最后阶段）。但是多数情况下， 的中心星已经停止吸积物质，进入主序阶段 。在中心星的主序阶段，它的 从深埋的 态演化到大得多的除去包层的经典星云。 很小 (直径 1017 很 致密 ( 104 很 亮 (107 pc 因为这些中心星的热尘埃包层把它们整个的光度转变成远红外波段的辐射，在 100 m 波长， 这些 是银河系最亮的恒星形成区与超新星遗迹的分子谱线观测 2 天体之一。典型的红外辐射峰值在 100 m ， 要比同样波长的自由 3 - 4 个量级。 在中红外波段，热的拱星尘埃，恒星光球，星云精细 结构谱线是明亮的，使用 灵敏的先进设备可以探测到更冷，更暗的，不太亮的深埋 年轻星 。对波长 短于 2 m 的光 ，尘埃包层变成光学厚的，在多数 不可能探测到电离星。 将 逐渐消散形成一个 更大，更弥散，更透明的 或者摧毁母分子云，或者走出 母分子云 核心。 C 的形态分类和模型 大致分为四种类型：慧状，核 形， 不规则和多峰 结构（根据 人的研究， 28%的 是球形的 ， 26%是慧状的， 26%是不规则的， 17%是核 还有 3%是壳形的 ( 989a; et 1994)。双极（ 是一个比较特殊的类型 ， 数量很少，比如 984), et 1988) 和et 1997)。 这样的分类可能是不准确的。因为射电干涉观测只对一定的尺度敏感，较大的天体很容易因为过高 的分辨率而分解为一个不规则的源。相比之下， 红外成像对所有的空间尺度都是敏感的，原则上它可以克服射电观测的一些局限。在近红外波段， 的连续辐射主要是来自星云气体的束缚 自由辐射。也有散射星光，热粒子的辐射和小粒子的非热平衡辐射。这样，除了干涉消光的效应，近红外成像应该有和射电观测同样的形态。 很多作者开始根据红外观测研究 的形态和分类（ et 2004；et 2005)。 图 里 的射电图像展示了 的 四种形状，都 有一定程度的对称性。左上的 是壳形结构 ， 右上的 是一个慧状星云； 左下的 是核 晕形态 ( 1989a)， 右下的 一个双极星云 (984)。 此图取自 2002)。 第一章 引言 3 的形态种类很少，共同的规则形态意味着大质量恒星形成时发生的物理过程是有规律的，而不是随意的。 的几何形状是其年龄 ，电离气体和分子气体动力 学 ，周围星际介质的密度结构， 相对于周围介质的运动等因素的复杂函数。现在已经有很多的模型来解释 形成与演化(999), 包括： or 这些模型还不完善，还在发 展之中。 C 分子云环境 分子云物理条件 : 谱线观测研究 发现 ， 分子云有很大的柱密度 ( 23 25 10 ), 较高的温度 ( 100K ), 稠密 ( 5310 ), 分布在距离 电离星几十分之一秒差距 的范围 内。 et (1991) 得到 的 柱密度范围 ，N(1023相应的数密度 为 n(105运动温度 100200 K, 直径约为 0.4 维里质量 1 0 0 2 0 0 0 M 。 对 测证明 母分子云中包含着热的致密 块，距离 很近。 这些氨分子团尺度 小 ( 0.1 密度高 (107 质量 大 (100M ), 亮度 高 (104)。它们就是新 的年轻大质量星 出现的地方 (et 1994)。很多慧状 示出早期恒星形成的迹象比如脉泽，大质量年轻星，或者慧状 部几个角秒之前的热分子云核（ et 1994; 996）。 一个例子。 13 干涉观测揭示其气体密度为 5 105et 1999; et 2003），密度峰值刚好在慧状 部的前面热分子云核的位置。 et (2000) 发现蓝移的 1射处在尾部区域，而 1收线相对于头部的主分子云红移，可能意味着向热核的下落运动。相对强的连续背景上处于吸收态的分子谱线也是探测 的有效工具。 由于产生谱线需要特殊的几何形态，这就增加了另外的约束。已经观测到 H)和 2 6 收谱线（ 987; et 001)。 这两个天体都有慧状结构，他们的深图显示峰值和位于慧状区头部的最稠密气体一致。通过吸收线强度推出总的气体密度为 6 104 来自光致电离区的谱线可以探测中性物质的物理条件和动力学。 C 射电复合线因可以与 H 和 合线示踪的电离气体比较显得特别有用。 et (1998b) 和 et (1998) 对慧状天体观测了这些谱线，发现 C 线的空间分布和速度与那些来自天体 (有 周围的光致电离区的谱线一致。C 线因受激辐射显著增强， 主要来自靠近 的稠密分子云，也就能给出具体的速度结构。 et (2005a) 根据 这一事实，通过比较周围分子云的速度，推断出慧状天体 光致电离区正以几千米每秒的速度进入分子云。et (2001) 用 H 21线，分子谱线以及与电离相关的吸收成分深入恒星形成区与超新星遗迹的分子谱线观测 4 研究了慧状天体 证明原子气体展示了类似于电离气体的 但是速度很慢，与拖曳情形一致。 分子云化学 : 大质量恒星形成区的化学很复杂 （ 000； 000)， 已经证明 尘埃表面的化 学反应可能在形成分子的相对丰度方面起到主要作用， 光化学和激波化学 很 可能在不同的演化阶段以及 热分子云核 中不同的位置是重要的。 当前的化学演化过程涉及到，冰颗粒在原恒星 之前的 阶段 通过吸收气态原子和分子把自己包 裹起来，接着在原恒星加热周围的分子云时开始冰粒表面的化学反应以及冰粒的蒸