АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 12, с. 1086-1095
УДК 524.3-52+524.5
ПРОБЛЕМЫ ТЕОРИИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ И ПЕРСПЕКТИВЫ НАБЛЮДЕНИЙ В СУБМИЛЛИМЕТРОВОМ ДИАПАЗОНЕ
© 2008 г. Д. З. Вибе, М. С. Кирсанова, Б. М. Шустов, Я. Н. Павлюченков
Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 11.01.2008 г.; принята в печать 11.04.2008 г.
Рассматривается современное состояние теории звездообразования и анализируются характеристики наблюдений в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах, достижение которых необходимо для разрешения наиболее актуальных проблем физики образования звезд. Две ключевые особенности областей звездообразования, обусловливающие наблюдательные требования к их изучению, заключаются в относительно невысокой энергетике происходящих в них процессов и малости соответствующих пространственных масштабов. В особенности это относится к наиболее поздним стадиям "дозвездной" эволюции — так называемым горячим ядрам, гипер- и ультракомпактным зонам Ш! и протопланетным дискам. Существующие проекты наземных и космических телескопов субмиллиметрового и миллиметрового диапазона не вполне отвечают требованиям углового разрешения, чувствительности и спектрального покрытия. Для получения подробной информации об областях звездообразования и индивидуальных протозвездах необходимо использование интерферометра космического базирования.
РАСБ: 97.10.Bt, 98.38.Dq, 98.38.Er
1. ВВЕДЕНИЕ
К концу XX в. картину формирования звезд в плотных межзвездных газо-пылевых облаках можно считать в общих чертах сложившейся. Сжатие (коллапс) протозвездных сгустков вызывается гравитацией и внешним давлением; тепловое давление, вращение сгустков и магнитное поле противостоят сжатию, так что общий сценарий образования звезды обусловлен сложным взаимодействием этих факторов. Однако многие фундаментальные вопросы процесса звездообразования по-прежнему остаются неразрешенными. Например, так и не прояснены механизмы стимуляции коллапса маломассивных дозведных ядер. Еще большую загадку представляет собой процесс формирования массивных звезд. Помимо сферической и дисковой аккреции здесь, по-видимому, "работают" более сложные механизмы, например, конкурентная аккреция и слияние протозвездных фрагментов.
На более поздних эволюционных этапах, когда образуются планетные системы, нерешенных проблем ничуть не меньше. До сих пор остаются без однозначных ответов вопросы о природе переноса углового момента в протопланетных дисках, об их физической и химической структуре, о роли перемешивания в формировании химического и минералогического состава протопланетного (в том числе, в протосолнечной системе) вещества.
Эти неопределенности связаны, во-первых, с тем, что энергетика процесса перехода газа в звезды, особенно на начальных фазах, невысока, что делает невозможным изучение этого процесса в оптическом диапазоне. Например, в дозвездных ядрах температура не превышает 10 К, немногим выше она на периферии протозвездных объектов, протопланетных газо-пылевых и более проэволю-ционировавших лишенных газа осколочных (debris) дисков. Поэтому значительная доля их излучения приходится на субмиллиметровый и миллиметровый диапазоны. Однако эти диапазоны весьма информативны — участок спектра от 100 мкм до 20 мм содержит тысячи линий многих десятков межзвездных молекул (табл. 1), которые в отсутствие наблюдаемого излучения молекулярного водорода являются единственным источником информации о составе, температуре и кинематике молекулярных облаков и областей звездообразования. Во-вторых, дозвездные и особенно прото-звездные объекты весьма компактны, и в то же время они обладают сложной структурой, для исследования которой необходимо высокое угловое разрешение (табл. 2). Именно поэтому в последнее время в мире интенсивно растет интерес к созданию чувствительных инструментов миллиметрового и субмиллиметрового диапазона, в том числе интерферометров.
Наибольшие ожидания связаны, конечно, с суб-
Таблица 1. Некоторые линии атомарных и молекулярных компонентов в диапазоне от 10 мкм до 2 см, применяемые для изучения областей звездообразования
Молекула Линии Механизм излучения Для решения каких задач используется
Н20 22 ГГц Мазерное излучение Исследования протопланетных дисков, астрометрия
СНзОН Ш3 25 ГГц 24 ГГц Мазерное и тепловое излучение Тепловое излучение Астрометрия, определение физических параметров в протопланетных дисках и областях массивного звездообразования Индикатор физических условий в плотном газе, особенно на поздних стадиях эволюции дозвездных ядер
СБ 49 ГГц 98 ГГц 147 ГГц 244 ГГц Индикатор физических условий в плотном газе
НСЫ 89 ГГц 266 ГГц Индикатор физических условий в плотном газе
НСО+ 89 ГГц 268 ГГц Индикатор физических условий в плотном газе, в т.ч. степени ионизации
ныс 91 ГГц 272 ГГц Индикатор физических условий в плотном газе
ы2н+ со 93 ГГц 115 ГГц 230 ГГц Индикатор физических условий в плотном газе, особенно на поздних стадиях эволюции дозвездных ядер и в областях образования массивных звезд Основной индикатор наличия диффузного молекулярного газа
н2со 140 ГГц Индикатор физических условий в плотном газе
N0 150 ГГц 250 ГГц Индикатор физических условий в плотном газе
н20+ 372 ГГц Индикатор физических условий в плотном газе, особенно, кинематики центральных областей дозвездных ядер
с 492 ГГц 809 ГГц Индикатор физических условий в диффузном газе, PDR-областях*, ультракомпактных зонах Ш!
с+ 1.9 ТГц Индикатор физических условий в диффузном газе, PDR-областях*, ультракомпактных зонах Н11
81+ 8.6 ТГц Индикатор физических условий в протопланетных дисках
н2 10.7 ТГц Индикатор физических условий в протопланетных дисках
Ре+ 11.5 ТГц Индикатор физических условий в протопланетных дисках
Б 12.0 ТГц Индикатор физических условий в протопланетных дисках
Ре 12.5 ТГц Индикатор физических условий в протопланетных дисках
* PDR — photon dominated regions
Таблица 2. Требования к угловому разрешению при наблюдении различных стадий звездообразования
Стадия Типичное расстояние Характерный размер Угловое разрешение (10 диаграмм на объект)
Дозвездные ядра 140 пк 0.1 пк 15"
Горячие ядра, иСНП* 2—4 кпк и более 0.1 пк <1"
Протозвездные объекты 400 пк 0.01 пк 0.5"
Внешние области дисков 100 пк 1000 а.е. 1"
Внутренние области дисков, 100 пк 100 а.е. 0.1"
диски у коричневых карликов
* UCHII — ultra-compact HII regions
миллиметровой интерферометрической системой ALMA (пустыня Атакама, Чили) из нескольких десятков 12-м антенн, максимальное расстояние между которыми составит 12 км [1]. Уже сейчас успешно работает несколько менее масштабный проект — субмиллиметровый интерферометр SMA [2] (Гавайские о-ва, США) из восьми 6-м антенн. Однако возможности наилучших из существующих и запланированных наземных инструментов, предназначенных для работы на этих длинах волн, ограничены помехами, создаваемыми земной атмосферой. В субмиллиметровом диапазоне атмосфера обладает лишь несколькими окнами прозрачности, причем коэффициент пропускания в них не превышает 60% даже в регионах Земли с наилучшим астроклиматом1 . Отчасти эта проблема будет решена после запуска космического инфракрасного телескопа "Гершель", однако он будет оснащен относительно небольшим 3.5-м зеркалом, что ограничит его пространственное разрешение. Кроме того, в длинноволновой области диапазон чувствительности инструментов "Гершеля" будет доходить лишь до 670 мкм (у ALMA он распространяется до 1 см), из-за чего этот телескоп не будет способен наблюдать как самые холодные облака, так и многие астрофизически интересные молекулярные линии, включая, например, связанные с низкоуровневыми вращательными переходами молекулы СО.
Предпосылкой к существенному углублению наших познаний об образовании звезд стало бы создание внеатмосферного субмиллиметрового телескопа, сочетающего чувствительность и спектральное разрешение с высоким угловым разрешением (что означает возможность использования в режиме интерферометра). Немаловажно, что космическое базирование инструмента позволит
1 http://www.eso.org/projects/alma/specifications/
FreqBands.html.
проводить однородные наблюдения как в северном, так и в южном полушарии неба. Таким инструментом сможет стать, например, космический телескоп "Миллиметрон", включенный в Федеральную космическую программу России. В России проблемами звездообразования активно занимаются в большинстве астрономических исследовательских центров (см. например сборник под ред. Ви-бе и Кирсановой [3]), поэтому наблюдения на субмиллиметровом космическом телескопе будут весьма востребованы отечественными экспертами в этой области астрофизики. В данной статье мы описываем некоторые задачи, для решения которых космическая обсерватория субмиллиметрового диапазона даст принципиально новые результаты, и обосновываем некоторые требования к ее параметрам.
2. СТРУКТУРА молекулярных ОБЛАКОВ, НАЧАЛЬНЫЕ УСЛОВИЯ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ
Молекулярные облака обладают сложной структурой, которая связана с хаотическими движениями в них. Большинство современных исследователей полагают, что структура и эволюция молекулярных облаков, в частности, характеристики звездообразования в них (эффективность, функция масс, кинематика ядер), определяются турбулентностью [4]. На важную роль турбулентности указывают, помимо структурных особенностей, различные масштабные соотношения в наблюдаемых свойствах молекулярных облаков ("дисперсия скоростей—размер", "плотность— размер"). Однако характеристики турбулентности — внешний и диссипативный масштабы и источники возбуждения — пока неясны. Для изучения структуры молекулярного газа в Галактике (и в других галактиках) традиционно используются линии СО(1 —0) — с применением так называемого
Х-фактора, представляющего собой отношение лучевой концентрации Н2 к интегральной интенсивности линии СО(1—0). Однако линия СО(1—0) не всегда подходит для решения этой задачи. В ряде областей ее излучение является оптически толстым, и при увеличении лучевой концентрации молекулярного водорода Х-фактор теряет свою информативность. В других случаях вар
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.