大质量恒星形成区和恒星SiO脉泽的谱线观测研究

发布时间：2020-05-16 07:34

【摘要】： 本篇论文利用中国紫金山天文台青海观测站的13.7米口径毫米波望远镜和美国国立射电天文台的甚长基线干涉阵(VLBA)对大质量恒星形成区的CO分子和恒星SiO脉泽进行了谱线的观测与研究。 大质量恒星形成的研究目前是一个十分活跃的领域。人们对大质量恒星形成的了解相对于小质量星是十分贫乏的。对于大质量星形成过程目前主要有两个观点：类似于小质量星形成的吸积方式和由中、小质量原恒星并和形成方式。如果大质量星是通过吸积方式形成，那么大质量恒星形成过程可分为几个演化阶段：巨分子云→星前核→热核→UC HⅡ区。因此通过比较不同演化阶段的分子云核与外流的物理性质，会帮助我们更好地理解大质量恒星的形成过程。我们利用紫金山天文台青海站的13.7 m毫米波望远镜，，对处在不同环境下的九个大质量恒星形成区进行了~(12)CO(J=1-0)，~(13)CO (J=1-0)和C~(18)O (J=1-0)的成图观测。样本中7个源探测到了~(13)CO云核，5个源探测到C~(18)O云核。只探测到2个源有明显的外流结构，且伴有C~(18)O云核及水脉泽。首次在HⅡ区S152／S153内探测到可能与红外源IRAS 22566+5828成协的~(12)CO分子外流。并采用典型的LTE方法给出了这些云核与外流的物理参量。观测结果表明只有当恒星形成演化到一定的阶段，使得气体密度足够高时，才会形成C~(18)O云核，而同时出现C~(18)O云核和H_2O脉泽时形成外流的可能性极高。 天体脉泽作为一种极端的非热平衡现象，为我们提供了研究一些特殊的天文环境，特别是小尺度环境的物理和动力学条件的最好工具。谱线甚长基线干涉(VLBI)技术在脉泽的观测中得到了广泛的应用，它为研究脉泽源的空间分布、视尺度以及运动学提供了有力的手段。我们在文中介绍了目前关于脉泽的最新研究进展和应用领域，同时也总结了谱线VLBI基本原理及其数据处理流程。 我们利用VLBA在1999年4-5月份期间对M-型半规则变星VX Sgr拱星包层中的43 GHzυ=1，J=1-0 SiO脉泽进行了三个历元的观测。这些高分辩的VLBA观测揭示了在时间间隔为1个月的观测时间里，VX Sgr的SiO脉泽的分布几乎没有发生明显的变化，都呈相似的环型结构，其半径为3个恒星半径(R_*)，这个结果与晚型星SiO脉泽分布于恒星表面2-4 R_*的典型值相一致。另外，与前期VLBI观测结果相比，SiO脉泽分布的整体形态发生了明显的变化，SiO脉泽的主要辐射区域从1992和1994年的西南方向变化到我们观测时(1999)的东北方向，这暗示着在从1992／1994年到1999年的～5-7年的时间里，VX Sgr的主要质量损失流的方向也从西南方向变化到了东北方向。通过对脉泽“spot”的两点相关函数分析，我们得到在两个尺度范围0.03-0.25 mas和0.5-20 mas上，SiO脉泽“spot”有很强的成团性。幂率谱的中断处0.25 mas表明由脉泽“spot”形成脉泽“feature”的角直径为0.5 mas。通过比较成图流量密度比(即VLBI的互相关流量密度与单天线的流量密度的比值)，发现在我们观测时的SiO脉泽大小明显要小于1992年的观测结果。这可能与由恒星活动性引起的SiO脉泽的突然爆发现象有关。通过对42个在三个历元上都存在的脉泽“feature”的“脉泽对运动尺度”(即每对脉泽间在不同历元上距离的差值)分析，我们得到在假定VX Sgr距离为1.7 kpc时，SiO脉泽壳层在以4 km s~(-1)的速度内落收缩。这个内落运动速度值基本与声速同一量级，很容易通过引力加速拱星尘埃壳层的物质来获得。利用SiO脉泽自行的统计视差分析，我们估算VX Sgr的距离为1.58±0.15 kpc。这个距离值与利用水脉泽自行测定的距离值是一致的。在此距离上VX Sgr可以被证认为是红超巨星。
【图文】：

(l)分子云核形成阶段在低密度的分子云中，当磁场或湍动对分子云的支撑由于双极扩散而消失时，首先形成多个缓慢运动的弱磁化的分子云核(见图1.1(a))(2)自相似收缩及原恒星，盘形成阶段在因引力不稳定引起的由里向外塌缩的云核中形成一个被星云盘包围的原恒星(见图1.1(b)).(3)磁离心力驱动的低电离风和分子外向流阶段恒星风从原恒星一盘系统的转轴方向喷发出来，产生一个光学喷流和双极分子外流，在盘方向继续吸积物质(见图1.1(c)).(4)尘埃盘围绕的主序前星形成阶段产生星的母分子云逐渐消失，物质下落全部终止，形成具有一个拱星盘的主序前星(见图1.1(d)).相对于低质量星而然，目前对大质量星的诞生和最早期的了解是贫乏的.由于大质量星的演化时标短，以致它几乎没有一个明确的主序前星阶段，使得可供观测研究的数目较少.其形成也没有像低质量星经历那么容易区分和利于观测的阶段.另外，较强的紫外辐射对周围环境的破坏，以及大质量星成团形成模式

龄(<100年).同时也预示这些喷流的起点非常靠近恒星表面.因为通常水脉泽距离中央星较远，很难用它来探测喷流的起始处的运动学情况.为此，Imai等人对 W43A的510脉泽也进行了观测.图1.5是在 W43A中的H20，510脉泽的分布及510脉泽的膨胀锥体模型.其510脉泽的分布能很好的用双极膨胀流加以解释，而且极轴方向与水脉泽探测到的喷流方向(虚线)一致，这表明510脉泽和水脉泽的喷流是同一个驱动源.另外，磁场在喷流的形成的过程中也将起到重要的作用， Vlemmingsetal.(2006)对 W43A进行了HZO脉泽的偏振观测，进一步证实了 W43A存在着有磁的准直喷流.当脉泽的空间分布不具有上面描述的准直性时，我们不得不考虑另外的情况
【学位授予单位】：中国科学院研究生院（上海天文台）
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2006
【分类号】：P141

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本文编号：2666396