红外暗云中分子气体团块的性质研究∗

得力达别尔得汗 加尔肯叶生别克 徐 烨 刘德剑 周建军何玉新 朱春花 李光辉

(1新疆大学物理科学与技术学院 乌鲁木齐 830046)

(2中国科学院大学 北京 100049)

(3中国科学院新疆天文台 乌鲁木齐 830011)

(4中国科学院射电天文重点实验室 乌鲁木齐 830011)

(5新疆射电天体物理重点实验室 乌鲁木齐 830011)

(6中国科学院紫金山天文台 南京 210023)

1 引言

质量M大于8倍太阳质量(M⊙)的大质量恒星在宇宙演化中起着关键作用,然而大质量恒星相对罕见、距离遥远、演化时标短且深埋于分子团块中等特点,使得对其观测研究尤为困难.众所周知,恒星形成于分子云之中,恒星形成的每一个过程都在其母体分子云中留下痕迹,因此我们可以通过对这些痕迹的诊断分析最终描绘出恒星形成的完整图像.如今大多数大质量恒星形成研究也都是针对当前正在形成恒星的致密分子云区域,细致地开展恒星形成的早期性质研究[1],使我们对大质量恒星形成区恒星形成活动的早期性质有了更完整的认识.然而,至今对更为早期的“星前”或“无星”阶段的致密分子团块研究较少,致使我们对这一阶段的认识仍然不足.

近些年的观测研究认为大质量恒星或星团往往形成于红外暗云(Infrared Dark Cloud,IRDC)中.红外暗云指的是在红外空间天文台(Infrared Space Observatory,ISO)[2]和太空中途红外实验室(Midcourse Space Experiment,MSX)[3–4]红外巡天数据中,在明亮中红外辐射的映衬下呈现暗弱轮廓的一类天体.近些年,通过分子谱线与尘埃连续谱的观测研究,得出红外暗云的典型尺度在1–10 pc,同时它们具有较低的温度(T<25 K)、较高 的 密 度(∼105cm−3)与 氢 分 子 柱 密 度(≥1023cm−2)[2,4–9].这些特征同时也进一步表明红外暗云极有可能是与最早期大质量恒星成协的天体.因此,我们可以通过射电、毫米/亚毫米、红外等波段探测红外暗云中有可能诞生大质量恒星的致密团块,研究它们的物理学性质与运动学特征,进而对大质量恒星形成的早期阶段有更全面的认识.

许多对红外暗云团块的研究表明它们的典型质量为120M⊙、尺寸约为0.5 pc[5].团块的光谱能量分布(Spectral Energy Distribution,SED)研究表明其尘埃温度范围在16–52 K之间[10].红外暗团块中的恒星形成活动会使团块呈现出特定的演化序列,从冷的、中红外暗状态,到产生可观测到24µm[11]点源的热核[12],最后到核中出现(超)致密电离氢区[13].同时致密红外暗团块中经常伴随分子外流[14–15]和脉泽发射等活动[11,16].红外暗云团块的高质量、高密度和高柱密度等特征是形成大质量恒星的关键因素.通过上述特征,我们发现红外暗云为大质量恒星形成最难以捉摸的早期阶段–“星前”或“无星”阶段提供了大量候选体[11,16–20],这些候选体是大质量恒星和星团诞生的理想位置[5,10].

阿塔卡马探路者实验望远镜(Atacama Pathfinder Experiment,APEX)在870µm波段的银盘巡天工作ATLASGAL(The APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy)中获得了大量的大质量致密团块.Urquhart等[21]在2018年的研究工作中整理计算了这些团块的基本物理参数,如光度、尺度、距离、质量等,这为深入讨论红外暗云团块的性质提供了基础.并且他们根据文献[22]中的演化阶段分类方法将团块划分为4个阶段:(1)星前阶段(Prestellar/Quiescent clump,指无70µm辐射特征);(2)原恒星阶段(Protostellar clump,指远红外亮但24µm暗弱的团块);(3)包含年轻星的阶段(YSO(Young Stellar Object)-forming clump,指具有24µm点源辐射的团块);(4)大质量恒星形成阶段(MSF clump,指24µm辐射明亮且存在大质量恒星形成活动特征,如:电离氢区、II型甲醇脉泽、水脉泽等).因此,我们现在有机会可以系统地讨论处于不同演化阶段红外暗云中的团块性质,并研究大质量恒星形成以及其对周围环境的反馈.

为了更好地研究红外暗云与致密团块的性质,我们选择了银河系第1象限的9个红外暗云,利用连续谱数据(红外/亚毫米)、CO及其同位素分子的谱线,对其进行了分析研究.在第2节中,我们描述了红外暗云样本的筛选与分析所使用的数据;第3节给出了红外暗云的辐射特征与形态并使用CO谱线辐射对团块参数进行了计算;第4节分析讨论了团块的CO谱线轮廓、引力稳定性及是否满足恒星形成条件等;第5节对工作进行了总结.

2 数据与研究样本选择

2.1 红外暗云样本选择

FUGIN(FOREST unbiased Galactic plane imaging survey with the Nobeyama 45-m telescope)巡天是对12CO、13CO和C18O分子的(1-0)跃迁开展的谱线成图观测(如文中无特殊说明,全文CO分子及同位素均为(1-0)跃迁).巡天观测范围(银经l=10◦–50◦,银纬|b|≤1◦)[23–25]在100 GHz附近的角分辨率约为20′′,速度分辨率约为0.16 km·s−1.从FUGIN CO谱线巡天项目观测区域,我们结合Parsons等[26]源表中的红外暗云位置,共选出了13个位于北天区的红外暗云.为了接下来能开展相对可靠的数据分析和研究,我们仅保留了FUGIN数据中9个12CO、13CO、C18O谱线信噪比较高的红外暗云作为本研究工作的样本(具体见附录图5).Spitzer-GLIMPSE(Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire)[27]是一个中红外巡天项目,望远镜上搭载的IRAC(Infrared Array Camera)探测器工作在3.6、4.5、5.8和8µm波段.GLIMPSE的巡天范围为10◦

2.2 分子谱线数据

本研究中,我们所采用的分子谱线数据来自Nobeyama 45 m的CO及其同位素分子谱线巡天观测和紫金山天文台青海观测站13.7 m射电望远镜的CO谱线观测.由于FUGIN观测深度不够,谱线的信噪比不适用于团块的运动学特征分析,因此,选取了51个致密团块中FUGIN12CO速度成份比较简单的6个团块(见附录图6),于2021年5月,使用紫金山天文台青海观测站13.7 m射电望远镜进行了观测.此次主要观测了CO分子及其同位素发射线.观测模式为OTF(On The Fly)模式,典型的步长为10′′–15′′.每个具有1 GHz带宽的快速傅里叶变换(FFT)光谱仪提供16384个通道,对应输出61 kHz的光谱分辨率1http://www.radioast.nsdc.cn/english/zhuangtaibaogao.php.数据处理使用GILDAS(Grenoble Image and Line Data Analysis Software)2http://www.iram.fr/IRAMFR/GILDAS软件将OTF观测的原始数据制作成像素为30′′×30′′的FITS(Flexible Image Transport System)格式数据.表1列举了PMO 13.7 m射电望远镜的性能与CO分子跃迁的基本参数表,其中,Lines为分子谱线种类,Frequency是谱线的静止频率,Tsys是系统温度,ηmb是主波束效率,HPBW是半功率波束宽度,dV是速度分辨率.

表1 PMO 13.7 m射电望远镜的性能与CO分子跃迁的基本参数表Table 1 List of performance of PMO 13.7 m radio telescope and CO molecular transitions parameters

3 研究结果

3.1 红外暗云的分子谱线辐射特征与形态

从附录图5展示的红外暗云FUGIN巡天项目的CO谱线轮廓中,可见CO谱线在同一视线方向上展现出了多个速度成分,这些成分所对应的辐射可能来自我们所研究的目标源的前景辐射、背景辐射和其本身的辐射.为了区分出目标源所对应的速度成分,我们基于最基本的原理,即CO分子辐射空间分布在形态上应该与尘埃辐射背景上的红外暗云轮廓基本吻合,此时所对应的CO分子辐射速度成分应该来自红外暗云自身的辐射.我们通过CO分子的谱线轮廓和速度通道图来确定红外暗云所对应谱线成分的线心速度与速度分布范围.图中展示了9个红外暗云所对应的Spitzer 8µm连续谱背景上叠加了与红外暗云轮廓基本吻合的13CO和C18O谱线积分强度等值线,图片下方为红外暗云的13CO和C18O平均谱线,图中的黑色垂直虚线指示出了所对应的速度范围,红色垂直虚线指示通过高斯拟合获得的红外暗云所对应的系统速度.各个红外暗云的速度区间都列在附录表4中的第2列.我们发现这9个红外暗云中有8个呈纤维状结构并且表现出多致密分子云核的结构,只有一个红外暗云MSXDCG30.97-0.14中展示出一个致密分子云核.另外这些纤维状结构的脊交会在一起形成多个枢纽(纤维状结构脊连接的节点我们称之为枢纽).研究表明纤维状分子云结构以脊为通道不断为处于引力中心的致密核输送燃料,最终位于枢纽位置的云核处将形成大质量恒星[1].因此位于枢纽位置的团块往往具有更大的质量.

3.2 红外暗云团块的性质

我们提取了ATLASGAL团块中心位置所对应波束面积8.5′′×8.5′′内的FUGIN巡天项目的CO分子3个同位素的(1-0)跃迁谱线.每个团块的谱线展示在附录图6中.其中一些团块的13CO的峰值强度较弱,没有达到3σ阈值.因此,在此后的讨论中我们只考虑13CO的峰值强度大于3σ(谱线峰值强度大于3倍谱线噪声)的团块.基于此,最终一共有49个团块符合这一标准.

激发温度Tex可由12CO的峰值亮温度估算,假设12CO分子谱线光学厚,并且波束的填充因子为1,即可通过以下函数根据12CO的峰值亮温度估算激发温度Tex[29–31]:

其中Tmb,12CO即12CO的峰值亮温度.在12CO辐射受自吸收影响的位置,激发温度的值可能会被低估.

我们假设13CO和C18O谱线的激发温度与光学厚12CO谱线的激发温度相同.在分子团块处于局部热力学平衡的假设下,利用下列方程估算了13CO和C18O的光深:

其中

Tmb,13CO、Tmb,C18O分别为13CO与C18O的峰值亮温度.

附录表4中总结列出了所有上述计算所得到的物理参数.为了研究红外暗云中团块的性质,我们统计了团块物理参数的分布,图1为团块CO谱线的激发温度、质量、尺度和光深的柱状图.从图1中,我们发现红外暗云中团块的典型激发温度在10–15 K之间,平均值为14 K,最大值26.5 K,最小值6 K.这与Du等[32]得到的结果基本一致.我们计算的CO激发温度高于由N2D+分子推得的温度[33–34],低于NH3、HCO+、HCN[35–36]等分子推得的温度.这可能是由于不同的分子示踪分子云不同的区域,CO分子更倾向于示踪温度比较低的部分,亦或是因为观测的稀释效应.附录表3中红外暗云团块所对应的质量平均值为2.3×103M⊙,其典型尺度在0.2–0.8 pc之间,平均尺度为0.7 pc[21].图1中质量统计直方图中表现出明显的双峰结构,通过对双峰所对应团块与红外暗云位置对比,我们发现质量偏大的致密团块(对应统计直方图质量偏大的峰)大部分位于红外暗云的枢纽位置,这进一步证实3.1节描述的关于纤维状分子云物质输送的图景.除此之外,τ13CO与τC18O的柱形分布图展示了13CO与C18O的典型光深范围分别为0.19–2.22与0.09–1.05,平均值分别为0.92与0.39.

图1 红外暗云团块的各个物理参数柱形图:(a)激发温度T ex,(b)团块质量M clump,(c)团块大小R,(d)和(e)分别是13CO和C18O分子谱线的光深τ13CO、τC18O.光深源自GILDAS内置的“高斯”拟合方法.团块的质量和半径来自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 讨论

4.1 团块的CO谱线轮廓及其运动学特征

谱线轮廓的不对称性可以用来研究气体的运动状态.通常来说,蓝轮廓(谱线轮廓表现出不对称且蓝端的峰值大于红端)被认为是气体的下落或坍缩所导致;而红轮廓(与蓝轮廓同理,峰值出现在红端)可被认为是气体的膨胀或外流导致的.对大多数团块,13CO是光薄的.而对一些13CO光厚的团块(光深比较大)或可能出现13CO自吸收的团块,我们采用C18O进行分析.在这里,我们用Mardones等[37]所提出的归一化判据来证认蓝/红轮廓:

δv为Mardones等[37]定义的无量纲参数,Vthick是光厚线12CO的峰值对应的速度,Vthin、∆Vthin分别是13CO或C18O的系统速度和线宽.对一些可能存在多个速度成分的团块,我们拟合了谱线主波束温度最高的区间所对应速度成分的线宽∆Vthin.团块的δv值如果小于0.25,那么这个团块被认为是蓝轮廓,反之如果δv值大于0.25,那么这个团块被认为是红轮廓.51个团块中我们找到了21个有蓝轮廓的团块和14个有红轮廓的团块.我们经过人工视觉检查后,发现18个蓝轮廓的团块和9个红轮廓的团块可能是多速度成分导致的误判,最终有3个被判定为蓝轮廓团块,5个被判定为红轮廓团块,我们将其标示在附录表4第8列中.

分子外流普遍存在于恒星形成区中,几乎与恒星形成早期所有阶段成协[38].为了探究团块的动力学性质,我们挑选了部分团块,对它们的外流进行研究.由于大部分团块的速度成份都相对复杂,因此我们主要选取12CO速度成份较为简单的团块进行研究,即仅有单个或两个速度成份的团块.最终有6个团块符合条件,分别是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.我们仅在4个源中探测到了外流现象,我们将其源名与外流速度范围列在表2中,其中,VLSR是团块的线心速度,Vb是蓝瓣外流的速度区间,Vr是红瓣外流的速度区间.Lada[39]曾指出谱线的线翼部分可以通过对两种示踪不同密度的分子进行轮廓对比来确定.12CO的分子谱线中结构较为复杂,受其他因素影响较大,因此我们使用13CO和C18O分子谱线进行外流搜寻证认工作.由于C18O一般示踪年轻恒星周围的致密气体区域,因此C18O被用作判断和获取外流活动在13CO谱线辐射所造成的高速线翼速度范围的参考谱线[40].

表2 外流团块基本参数Table 2 Properties of outflow clumps

图2(a)展示了AGAL031.946+00.076的外流剖析图,可以从右图中发现两组双极外流,其中一组位于图像中心,一组位于图像边缘.位于中心的外流,我们可以清晰地观察到双极外流的特征,由于其位于中心,故认为该外流与团块AGAL031.946+00.076成协.而位于图像边缘的外流,则无法获得其完整结构.图2(b)为AGAL031.971+00.061的外流剖析图,从这个团块中我们仅探测到了红瓣外流,蓝瓣由于受到来自左侧辐射的干扰太强,无法得到清晰的外流分布情况.图2(c)展示的是AGAL 031.982+00.064的外流剖析图,从外流的分布图中可以观察到清晰的双极特征.图2(d)为AGAL032.007+00.062的外流剖析图,从外流分布图中同样可以发现两组外流均呈现清晰的双极特征,其中一组位于图像中心,另一组则位于边缘位置,我们认为位于中心的外流与团块成协.另外两个团块AGAL 033.744-00.007和AGAL033.756-00.002,由于受周围信号过多的干扰,难以对其外流进行清晰的成图.我们在其中4个团块中探测到了外流迹象,而未探测到外流迹象的两个团块是由于受周围信号干扰无法做出准确的判断,其次,我们绘制的13CO速度分布图,这两个团块也并未发现明显的速度梯度.

Yang等[41]也曾利用13CO与C18O分子来搜寻ATLASGAL团块中的外流候选体.他们的工作中一共包含919个团块,其中325个团块被证认为外流候选体.将这325个团块与本文红外暗云中的团块进行交叉匹配后,发现我们的团块样本中,有13个团块与其证认的外流候选体重叠,其中5个(39%)是MSF团块、5个(39%)是YSO团块、2个(15%)是Protostellar团块、1个(7%)为未确定演化阶段的团块,Quiescent团块无对应的外流候选体.而我们选取的在青海观测站观测的6个分子云团块中,有3个为YSO团块,3个为Quiescent团块,且YSO与Quiescent中均有两个探测到了外流.Quiescent是K¨onig等[22]定义的,表示大质量恒星形成早期阶段,该阶段表现出较弱的辐射,但可能已经在坍缩,只是还没有形成原恒星.而我们选取的3个Quiescent团块中,有2个探测到了外流,表明在一部分Quiescent团块中可能已经有原恒星正在形成,我们认为Quiescent团块很可能也与外流成协.

在我们所选择的51个团块中,原本有13个与外流候选体成协[41],在本文使用青海站望远镜对6个12CO的速度成份比较简单的团块观测之后,在其中4个团块中探测到了外流,因此结合Yang等[41]的研究与本文的观测,我们发现一共有17个团块与外流候选体成协,其中YSO团块与Quiescent团块均增加了两个.所以,可以得出外流活动在各个阶段的团块中都是普遍存在的,无论是YSO团块,还是Quiescent团块.同时,在MSF团块和YSO团块中较高的外流探测率可能表明吸积随着团块中恒星形成的演化阶段而增加[42–45].我们的团块样本中只有1个被证认为是外流的候选体同时表现出蓝轮廓.这一结果表明下落或塌缩团块中的外流活动探测率较低.

图2 4个探测到外流现象的源的外流剖析图.每个子图的左图为:外流中心发射点位置的谱线,黑色、蓝色、红色分别表示13.7 m射电望远镜的12CO、13CO以及C18O的分子谱线,纵坐标T mb为主波束温度,横坐标V是速度,蓝色阴影部分表示蓝瓣外流的速度区间,红色阴影部分表示红瓣外流的速度区间,其中谱线经过了5个通道的平滑.每个子图的右图为:外流的分布情况,其中底图为C18 O的积分强度图.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.

图2 续Fig.2 Continued

4.2 团块的稳定性

评估团块是否处于引力平衡的重要参量是维里质量Mvir:

其中σv是一维的速度弥散,它跟谱线半高全宽的关系为,其中∆V为谱线线宽,G是万有引力常数.对于13CO光学厚和13CO谱线可能存在自吸收现象的团块,如C18O谱线强度达到3σ阈值,我们将采用C18O谱线的半高全宽.

维里系数由αvir=Mvir/Mclump表示.在不考虑磁场的情况下,若αvir<2,则团块是引力束缚的,并有可能进一步塌缩,反之,团块的引力无法抗衡湍流或者热压力,可能会膨胀或弥散到星际空间中.我们展示了39个团块的Mclump和Mvir的关系图,见图3.图中的黑色虚线表示Mclump=Mvir.我们的样本中所有的团块都是引力束缚的,可能正处于引力塌缩阶段.我们发现绝大部分的Quiescent团块维里参数都较小,这可能表明团块的维里参数与它们的演化阶段有关.MSF团块、YSO团块、Protostellar团块、Quiescent团块平均维里参数分别为0.2、0.18、0.24、0.13.

图3 M clump和M vir的关系图.黑色虚线表示关系式:M clump=M vir.左上角标示了团块的不同演化阶段.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 大质量恒星形成区

Carey等[3]提出红外暗云是大质量恒星形成的理想场所.近些年,这一猜测被大量的相关研究工作证实[46–48].目前被广泛使用的判断红外暗云中团块是否满足形成大质量恒星的经验方法是研究致密团块的质量与其半径的关系.

Lada等[49]分析了分布在500 pc内的分子云的恒星形成速率与质量之间的关系.指出恒星形成率并不取决于云的总质量,而是取决于体密度.Lada等[49]、Lombardi等[50]提出了能有效形成恒星的团块临界面密度为116M⊙·pc−2(0.024 g·cm−2).Heiderman等[51]将恒星形成速率与20个分子云的面密度进行了拟合,这些分子云主要与中小质量恒星形成以及大质量致密团有关,拟合结果为129M⊙·pc−2(0.027 g·cm−2).Kauffmann等[52]对难以形成高质量恒星的分子云团块进行了分析,假设m(r)为分子云团块的质量,r为大小,给出了更为严苛的大质量恒星形成条件:m(r)≥870M⊙·(r·pc−1)1.33,这一点得到了Urquhart等[53]的证实.

图4展示了团块质量与大小的关系图,MSF团块、YSO团块、Protostellar团块、Quiescent团块分别用不同符号标注在图上.虚线指示出质量为100M⊙的位置,图中我们可以看出几乎所有的团块质量都满足形成大质量恒星的基本条件,即团块质量大于100M⊙.图中灰色阴影部分表示小质量恒星形成区的范围.下方的两条实线分别对应116M⊙·pc−2及129M⊙·pc−2,落在这两条实线之上和左上方区域的源满足恒星形成的基本条件.我们的源全都分布在这两条实线之上.黑色实线表示图中所有源最小二乘法拟合得到的经验关系lg(Mclump)=3.48±0.05+(1.17±0.12)×lg(R/pc),相关系数为0.83.Csengeri等[54]提出了团块形成大质量恒星的质量限制条件,研究认为质量大于650M⊙的致密团块中可能存在大质量致密核和大质量原恒星,图中点划线为指示出质量为650M⊙的位置.我们研究样本中有76%(39/51)的ATLASGAL团块的质量大于这一阈值.灰色虚线为m(r)≥870M⊙·(r·pc−1)1.33,我们发现此研究工作中几乎所有的团块都满足了形成大质量恒星的条件,只有一个团块没有达到形成大质量恒星的标准.再次映证了这些团块是研究大质量恒星形成早期阶段的良好候选体.

图4 团块质量与大小的关系图.MSF团块、YSO团块、Protostellar团块、Quiescent团块分别用不同符号标注在图上.灰色阴影部分表示小质量恒星形成区的范围.Kauffmann等[52]提出的大质量恒星形成的下限为m(r)≥870 M⊙·(r·pc−1)1.33.右下方的两条实线分别为116 M⊙·pc−2(0.024 g·cm−2)及129 M⊙·pc−2(0.027 g·cm−2),分别为Lada等[49]、Lombardi等[50]和Heiderman等[51]所提出的能有效形成恒星的团块质量下限.黑色实线表示图中所有源最小二乘法拟合得到的经验关系lg(M clump)=3.48±0.05+(1.17±0.12)×lg(R).点划线指示出质量为650 M⊙的位置,虚线则指示出质量为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 总结

我们利用12CO、13CO和C18O的分子谱线以及Spitzer 8µm巡天数据对9个红外暗云进行了研究.分析了红外暗云的形态结构以及红外暗云中团块的气体性质,并对团块的恒星形成条件进行了讨论.主要的研究结果总结如下:

(1)在9个红外暗云中,有8个红外暗云呈纤维状结构,并且其中包含至少两个致密团块.仅一个红外暗云MSXDCG30.97-0.14中只包含一个致密团块.基于ATLASGAL数据,我们在这些红外暗云中共找出51个致密团块,这些团块中的大质量团块大都聚集在红外暗云的枢纽位置.质量统计直方图中表现出明显的双峰结构,进一步证实关纤维状分子云物质输送的图景;

(2)由12CO(1-0)计算所得的典型激发温度Tex分布在10–15 K之间,平均值为14 K,低于通过致密分子推得的温度.这不同的分子可能示踪分子云不同的区域.团块的平均质量为2.3×103M⊙,典型尺度在0.2到0.8 pc之间,平均尺度为0.7 pc;

(3)在51个团块中,最终证认了3个蓝轮廓的团块和5个红轮廓的团块.在我们的研究样本中,我们发现17个团块与外流的候选体重叠.在MSF团块和YSO团块中较高的外流探测率表明,在不同演化阶段吸积率可能不同.同时我们还在Quiescent团块中探测到了外流活动,这表明外流活动可能在不同演化阶段的致密团块中都普遍存在;

(4)我们还通过计算团块的维里参数来判断它们的稳定性.所有样本都是引力束缚团块,可能正在发生引力塌缩;

(5)几乎所有团块都满足形成大质量恒星的基本物理条件.这些团块的演化阶段都处在比较早的时期,是研究大质量恒星形成早期阶段较理想的样本.

致谢本工作利用了FUGIN的巡天数据及Spitzer-GLIMPSE巡天中的8µm图像数据用于红外暗云的检查工作.感谢紫金山天文台青海观测站对本课题提供数据支持.同时也非常感谢审稿人对本文提出的宝贵意见.

附录

1 红外暗云积分强度分布图与红外暗云的分子谱线

图5 9个红外暗云FUGIN巡天项目的CO积分强度分布图(a)–(i).积分强度分布图上的红色“+”标出了团块的中心位置,左下角的圆表示CO数据的分辨率.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.

图5续Fig.5 Continued

图5续Fig.5 Continued

2 红外暗云中团块的分子谱线

图6 每个团块的12CO、13CO和C18O分子谱线(来自FUGIN巡天项目).分别用黑、蓝、红3种颜色画在图上.绿色平行虚线标注了谱线数据的3σ阈值.蓝色实线表示对13CO分子谱线高斯拟合后得到的中心速度位置,绿色竖直虚线标示对C18O分子谱线高斯拟合后得到的中心速度位置.左上角还标明了每个团块的名称与团块的不同演化阶段的类型.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.

图6续Fig.6 Continued

图6续Fig.6 Continued

3 红外暗云中团块的物理参数

表3 ATLASGAL团块的物理参数Table 3 Physical properties of ATLASGAL clumps

表3续Table 3 Continued

表4 团块的谱线轮廓及参数Table 4 Line profiles and parameters of clumps

表4续Table4 Continued

表4续Table4 Continued