猎户座B的射电观测

1、猎户座B的射电观测摘要利用德令哈观测基地13.7m毫米波射电望远镜对Orion B做13CO(J=10)和C18O（J=10）成图观测。二者均有双极外向流结构。13CO的2个方向的外流很不对称，中心位置与CO（J=10）外向流大致相同，与CO（J=10）外向流相比，C18O的外向流中心向北偏移约1.5.关键词恒星形成；分子云；分子外向流分类号P155.2；P161猎户座B(NGC2024)很可能与Orion A一样，是一个恒星形成的活动区，距离范围415440pc1。Sanders等利用CO谱线对Orion B做成图观测，发现有双极外向流结构2，CO（J10）2.6mm和CO（J=21）1.3

2、mm谱线高速线翼的积分轮廓极为相似，是一个准直性很好的外向流，宽度近乎不变，为0.11pc，伸展的最大范围为0.99pc。他们还利用13CO（J=10）谱线做了观测，发现柱密度的主峰值约位于=05h39m14s，=-01°5733(1950)，线翼的强度积分图未见发表。Sanders等还利用夏威夷大学的红外望远镜搜寻分子外向流的中心驱动源，认为在位置05h39 m 12s，=-01°587.4(1950)处可能有一个候选者。Russell等3利用HCO（J=32）1.12mm谱线对同一天体做了观测，发现红移瓣除了向南伸展外，还略为偏西，高速的蓝移瓣气体则分布在北部，也有一部

3、分位于偏东方向。因此，他们认为Orion B中，HCO的双极分子外向流，除了南北方向的外流外，东西方向还有一个外流分支，起因于Orion B的电离前沿。我们利用国家天文观测中心德令哈观测基地的13.7M毫米波射电望远镜对Orion B有分子外向流的区域，分别用13CO（J=10）和C18O（J=10）谱线做成图观测，以进一步研究恒星形成区中的分子外向流的结构。1.观测1999年1月至2月期间，德令哈观测基地可用的谱线频率为13CO（J=10）110.2014GHz，C18O(J=10)109.7822GHz，相应波长为2.73mm，二者频率很接近。天线主波束宽度55，指向精度优于10，跟踪精度

4、5。使用1.3mm制冷超导接受机（含准光系统），噪声温度60K，单边带系统噪声温度（天顶）为250K。谱线接受终端为1024通道声光频谱仪（AOS），总带宽168.6MHZ，单通道带宽164.64Hz（在110GHz上相当于0.45km·s1），谱分辨率为250kHz（在110GHz上相当于0.68km·s1）。天线口面效率约0.28，主波束效率0.45，后向散射系数对于110GHz频率约0.83。观测采用位置调制模式。望远镜观测直接得到的温度是TA，已经过大气衰减改正的天线温度是TA，定义改正的辐射温度是TRTA/（LrFss），其中L为后向散射系数，r为天线罩效率，Fs

5、s是向前满溢和散射效率4。根据德令哈基地提供的参数，上式可写成TRTA/0.28。2.结果用13CO（J=10）谱线观测的区域为7×10，以1间隔采样，结果示于图1。观测时设定的偏置位置（无13CO（J=10）发射线的位置）坐标=05h37M00s，=-02°0600（1950）。图1 Orion B13 CO（J=10）谱线高速分子外向流等积分强度分布图虚线为蓝移部分，实线是红移瓣，等强度线的最低值为1000km·s,间隔100km·s；波束宽度示于图中左下角，采样间隔1由图1可见，2个方向的外向流明显不对称。假如认为外向流的中心是红移和蓝移发射区重叠

6、部分的中心，则外向流的中心大致位于05h39M09s，01°5800（1950）。与Sanders等人观测到的CO(J=21)双极分子外向流的中心位置大致相同，向南偏移约0.5，向西偏移了1.25。可以看到红移瓣（实线所示）基本上由2个结构成，南北方向相距约1，如果等强度线间隔取为35km·s1，则会显示出3个结。Sanders等所做的CO（J=21）外向流图中，有3个结，其成因目前还不清楚。13CO（J=10）的蓝移瓣（虚线所示）也有2个相距约1.5的结，这与Sanders等人的观察一致2。图1中，高速线翼的获得是对谱线通过高斯谱线拟合，以高斯谱线和实测谱线在线翼部分的2

7、个交点作为高速线翼的起点，然后作积分和，式中的b和r相应于温度为0.1K的速度值，Gb和Gr为高速线翼起点的速度值。图1的等强度最小值为1000km·s1，间隔100km·s1。图2是C18O（J=10）谱线高速分子外向流的积分强度（）图。观测区域为5×6，采样间隔1，偏置位置坐标=05h39M09s，=01°5800（1950），外向流中心位置坐标05h37M11.3s，01°5527（1950），高速线翼等强度线的最小值为100km·s1，间隔为50km·s1。红移谱线明显有2个结，其成因可能与13CO（J=10）外流的

8、结相同。图2 Orion B18 CO（J=10）谱线高速分子外向流等积分强度分布图虚线为蓝移部分，实线是红移瓣，等强度线的最低值为100km·s,间隔50km·s；波束宽度示于图中左上角，采样间隔1Sanders等观测到的13CO（J=10）外向流的中心位置与Russell等观测到的HCO外向流中心基本相符，而我们观测到的C18O外向流中心相对于他们的观测值，向北偏移约1.5。3.讨论1）Russell等3还利用HCO（J=32）谱线做出Orion B分子云的云核图。Sanders等观测的CO（J=10），CO（J=21）以及我们的13CO（J=10）的外向流驱动中心均在

9、云核范围内。我们观测到的C18O外向流的中心虽然向北偏移，但仍坐落于HCO云核图中。Snell等1利用CS4个转动能级谱线，观测NGC2024（Orion B）的稠密云核，以CS谱线的峰值强度（TR）成图。C18O分子外向流的中心均位于CS的J=21，J=32，J=54所显示的稠密云核范围内而略偏出CS（J=65）的云核，与此云核（CS（J=65）成协的2个红外源也在该区域之外。在发射CS（J=65）谱线的区域内，H2的密度是比较高的。根据Tucker等5利用CO谱线成图，发现2个红外源位于CO图中的峰值之间的关系比较复杂。2）13CO（J=10）高速分子的外向流在2个方向上的不对称程度很大，

10、有待进一步的观测确认。3）如果C18O（J=10）外向流的中心向北偏移可以确信的话，对照CO，13CO，HCO外向流图，就会对中心驱动源的位置、驱动源的数目提出新的问题。4）几乎所有13CO（J=10）的谱线在5000km·s1处有一个小峰（数据处理时无法消除），Sanders等2对CO(J=10)和13CO(J=10)的观测中也有同样的结果，位置则在4000km·s1附近。统计地观测C18O（J=10）谱线，并无这种现象。13CO（J=10）谱线的这个小峰可能与高速外向流现象有关系。在观测过程中德令哈观测站的全体工作人员给予了大力支持，在此表示衷心感谢。参考文献1Snel

11、l R L，Mundy LG，Goldsmith P F，etalModels of Molecular clouds（）：Multitrastion study of CSAPJ，1984，276：6252Sanders D B，Willner S PThe Orion B Molecular jetAPJ，1985，293：L393Russell A P G，Hills R E，Padman RA deuse molecular outflow in Orion BMNRAS，1987，226：2374毛瑞青，曾琴，韩溥，等若干恒星形成区的12CO（J=10）与13CO（J=10）观测紫金

12、山天文台台刊，1997，16：695Tucker K D，Kutner M L，Thaddeus PA Large carbon monoxide cloud in orionA P J，1973，186：L13RADID OBSERVATION OF ORION BMao Xin Jie1，3）Sun Jin Jiang2）MiLanyu1）SuJianGtao1）（1）Department of Astronomy，Beijing Normal University，100875，Beijing，China；2）Observation Base at Delingha，National C

13、enter of Astronomical OBservation，817000，Delingha，inghai，China；3）Beijing Astrophysics Center，100871，Beijing，China）ABSTRAC13CO（J=10）and C18O（J=10）Mapsmade with 13.7m telescope，operating in Millimeter waves and Placed in DeLingha，Qinghai province were revealed the structre of high velocity molecular bipolar outflows. In the 13CO map the two flows quite ne