ИҚҚБ-тардағы жұлдыз түзілуі

2-суретте IRAS түрінде де тіркелген жарық ИҚ көзі бар ИҚҚБ жақсы көрінеді. Бұл объект әр түрлі диапазонда детальді түрде зерттелген. Онда Н₂О, ОН және метанол, ультражинақы НІІ зонада мазерлер, сонымен қатар температурасы ~150К және өлшемі ~3'' болатын (бұл объектке жейінгі қашықтық 1кпк деп бағаланады) “ыстық ядролар” табылған. Сонымен қатар өте жоғары жылдамдығы бар биполярлы молекулалар ағыны және центрінде айналатын диск табылды. Осылайша, ерте эволюция кезеңіндегі жас массивті жұлдыздың барлық белгілері бар екенін көрсетеді.

Бұдан басқа, 2-суретте бұл бұлттардың жанында орналасқан көптеген ИҚ көздердін қатарын көруге болады. Бұлар жұлдыз түзілу процессі енді басталған немесе мүмкін әлі басталмаған ядроны сипаттайды. APEX радиотелескопынан 870 мкм толқын ұзындығындағы және әр түрлі молекула сызықтарындағы континуумдағы бұл бұлттың картасы алынған (5-сурет).

5-сурет. Сол жақта- APEX радиотелескопынан LABOCA матрицалық қабылдағыштың көмегімен алынған, 870мкм толқын ұзындығындағы континуумдегі G351.78-0.54 аймағының картасы, ғарыштық ИҚ телескоп Spitzer мен алынған, суреттегі _______________ 8 мкм толқын ұзындығында. Оң жақта – ИҚ телескоп Spitzer –ден алынған сурет___________ APEX радиотелескопынан алынған (контурлар, сызықтық шкала) N₂H сызығындағы карта.

Бұл карталарда 8 мкм толқын ұзындықтарында сәулелену көздерімен бірлескен бірнеше ___________ жақсы ерекшеленеді. Бұл ___________да жұлдыз түзілу процессі жеткілікті ұзаққа созылуы мүмкін. Олардың массалары бірнеше он күн массасын құрайды. 8 мкм толқын ұзындығында да, молекулалық сызықтарында да көрінбейтін, 24 мкм толқын ұзындығында ғана көрінетін жинақы көздер қатары бар. Бұл жұлдызға дейінгі массивті ядро болуы мүмкін, бұдан кейінгі зерттеулер өте қызықты болуы керек.

Бұл объект- ИҚҚБ-тарда шыныменде жұлдыз түзілу процесі болатындығының бір ғана мысалы, бұл процесс әр түрлі стадияларында (кезеңдерінде) бақыланады. Мұндай мысалдар көп. ИҚҚБ-тарда коллапс белгілері мен бақылаулары бар. Бірақ бұл бұлттардың қандай бөлігі шыныменде массивті жұлдыздарды түзеді? Мұндай бұлттардың бөлігі жоғары емес (~20%), дегенмен оларда ИҚҚБ-дың массасының негізгі бөлігі жинақталған екені бұл жұмыста көрсетілген.

Жоғары-массалық жұлдыздар (>6 М_ө) Галактикалық қоршаған ортаға терең әсер етуі және жұлдызаралық мәселені байыту үшін және қайта өңдеуге жауапты болғанымен, олардың ерте эволюциялық фазалары жақсы белгілі емес. Өйткені олар тез дамитын болғандықтан,жоғарғы массалық жұлдыздар қысқа өмір сүреді.Сонымен қатар, жоғарғы массалық жұлдыздар УК фотонды мол мөлшерде шығара отырып молекулалары ионизацияланады, сондай-ақ оларды наталь молекулалық бұлттары бұзылады.Осылайша,оларды ерте кезеңдерде тікелей бақылау қиын.

Өйткені жоғары-массалық жұлдыздар жұлдыз топтарын қалыптастыратын болғандықтан,жұлдыз топтарының қалыптастыруының ерте кезеңдерін оқу мағызды деп түсіндіріледі. Жас жұлдызды топтарды молекулалық, сызықты, инфрақызыл және миллиметрлік зерттеу барысында шағын жұлдызды кластерлерден бастап () алып () және тығыз () молекулалық шоғырлардан тұратын үлкен молекулалық бұлттардан тұратыны көрінген. Топтық құраушы шоғырларының ПӘК-і 10 жұлдыз қалыптастыру бар және жоғары фрагментті құрылымы бар. Осы шоғырлардағы ең тығыз, ең жинақы жеке жұлдыздарды туындататын құрылымдар деп аталады.

Жұлдыздың қалыптасуының алғашқы кескіндері молекулалық бұлттың үзіндісі кезінде басталады. Зерттеу нәтижелері бойынша барлық өлшеу параметрлеріне сәйкес, молекулалық бұлттардың бөліктері әр түрті формаларда кездескен. Соңында бүлт суық,гравитациямен байланысқан жұлдызсыз ядроға айналады. Ядро орталығында шоғырлану басталады және гравитациялық коллапс (сығылу) басталады, ол протостар мен диск жүйесі шоғырланған ортасының материалынан түзіледі. Көп ұзамай, биполярлық шығулар және ағындар аккрециондық процесінің нәтижесінде қалыптасады. Сосын орталық жұлдыз оптикалық көрінетін негізгі-бірізділік жұлдыз болатын молекулалық бұлттан пайда болады.

Төмен массалы жұлдыздар үшін теория дамыған, сондай-ақ осы эволюциялық кезеңдердің барлығы байқалады. Төмен массалы жұлдыздардың қалыптасуының ерте кезеңі Бок дөңгелегі ретінде анықталады. Сондай-ақ бұл оптикалық түнерген дақтар () қарсы қаралған оқшауланған фонында анықталған болып табылады. Себебі, олардың оқшаулау және асқынбаған ортасын, Бок глобуласын кеңінен зерттеді және төмен массалы жұлдыз қалыптасатын молекулалық бұлттары бастамасы келешекте тамаша бақылауға мүмкіндік берді. Бок глобуласын көптеген зерттеулер оптикалық және инфрақызыл жұлдыздарды қадағалауда және олардың санын және баған тығыздығы, массасы, сондай-ақ ішкі құрылымын өлшеу үшін пайдаланады. Бок глобуласының шағын өлшемі (), 1-100 тән массасы және қарапайым морфологиясы бар.

Бок глобуласы аясында тығыз, жеке протожұлдызында жинақы бастапқы қалыптары табылды. Бұл шамалы протожұлдыз деп аталатын ядродарда төмен температура (), жинақы өлшемі (), төмен массасы() және жоғары тығыздығы (10⁵-10⁶ см^-3) бар. Енгізілген протожұлдыздар негізгі реттілігіне қарай дами бастайды, ол инфрақызылды және молекулалық шығындарды шығарады, ағын және Гербиг-Аро нысандарды көрсетеді.

Керісінше жоғары массалы жұлдыздардың ерте эволюциясы түсінікті емес. Жоғары массалы жұлдыз қалыптасуы ертеден белгілі, жақсы сипатталған фазасы молекулалық молекулалық ядролардың арнайы түрі байланысты екенін байқаймыз. Ыстық өзегі іштей жылытылытын (50-250К), шағын (<0.1пк), массивті () және тығыз (10⁵-10⁸ см^-3) болып табылады.

Ыстық өзегі фазасының ерте кезеңінде бір аккрециондық дисктің белгілері, молекулалық шығулар мен мазер эммиссиялары пайда болады.

Бұл кезең жоғары массалы басты жүйедегі жұлдызжы қоршап тұратын ультра жинақы Н₁₁ және кіші, тығыз, иондалған газ аймақтарының пайда болуын көрсетеді.

Жоғары массалық жұлдыздардың ерте эволюциялық кезеңінде орталық протожұлдыз пайда болғаннан кейінгі фазасын көрсетеді. Жоғары массалық жұлдыздарының қалыптасуын толық түсіну үшін протожұлдыз қалыптасуынан бұрын, неғұрлым ерте кезеңінде басталуы тиіс. Шамамен, жоғары массалық жұлдыздар қалыптасуы жағдайында табылған шамалы протожұлдыздар өзегі мен Бок глобулалары бастапқы ядродары сияқты кезеңдерден өтеді. Дегенмен, осы уақытқа дейін жоғары массалық жұлдыздар үшін бұл фазалардың бақылау мысалдары тек болжам терінде қалды.

Біз Бок глобулалаының жоғары массалы баламалары және жоғары массалы жұлдызсыз ядролары суық болады деп күтеміз. Өйткені олар жоғары массалы жұлдыздар бастапқы түрі бар болғандықтан, олардың үлкен өлшемі, массасы, баған тығыздығы және көлем тығыздығы болуы тиіс. Жоғары массалы Бок глобулаларының баламалары суық және өте тығыз болуы мүмкін болғандықтан,олардың жоғалу ерекшеліктерін, олардың ішкі құрылымын миллиметрлік/субмилиметрлік кескінін алу арқылы байқау мүмкін. Біз жоғары массалы жұлдыздар қалыптасуының ерте кезеңі инфрақызыл қара бұлттар ішінде жүреді деп болжаймыз. ИҚҚБ-тар жарқын диффузиялы орта ИҚ Галактика фонында жоғары жоғалу аймақтары ретінде анықталады. ИҚҚБ-тар бірінші Инфрақызыл Ғарыш Обсерваториясы (ИҒО) кейін Жорық учаскесінде Ғарыш Экстерименті (ЖҒЭ) арқылы жаппай бүкіл Галактикада анықталған. Алдыңғы зерттеулер олардың молекулалық материалдық төмен температурасы (<25K), жоғары баған тығыздығы (~10²³-10²⁵см^-2) және жоғары көлем тығыздығы (>10⁵см^-3) бар екенін көрсетті. ИҚҚБ-тар үлкен үлгідегі молекулалық желісін зерттеу олардың кинетикалық қашықтығын және олардың Галактикадағы таралуы галактиканың ең көлемді жұлдыз құрау құрылымының 5 кпк сақина бойында созылып жатқаны көрінеді. Миллиметрлік/субмиллиметрлік бірнеше зерттеулер олардың жинақы ядроларының аймағын көрсетеді.

Біз ИҚҚБ-тар MSX8 Galactic Plane Survey арқылы үлгі ретінде көрсетілген фонға қарама-қарсы декрементті фонды аймақ екендігін көрсететін алгоритм әзірлендік. ИҚҚБ-тар екі жағдайда ғана суреттерден байқалады: 1) олар өлшеген контраст кем дегенде 2 аспаптық шу жоғарыда жатқан сабақтас пиксель аймақтар болуы тиіс және 2) олардың кеңістіктегі бұрышы >1200arcsec² болуы керек. Өйткені Галактика фоны жоғары айнымалы, сигналдың шуға қатынасы және ақпарат деңгейі осы үлгі үшін біркелкі емес болады.

ИҚҚБ-тар Галактиканың орташа ИҚ фонында жоғалып бара жатқандықтан, олардың сәйкестендіру қатты жарқын орналасқан бұлттар мен ашық, орташа инфрақызыл артқы толқындардың алдында жатқан бұлттарға байланысты. Дәлірек айтсақ, бірдей температурасы, массасы, баған тығыздығы және көлем тығыздығы бар бұлттар,яғни ИҚҚБ-тар байқалмай қалды. Бұл байқалмаған бұлттықтың негізгі массасы Галактиканың диффузиялық орташа ИҚ эмиссиясының артында, басым бөлігі Галактиканың алыс жағында немесе Галактиканың орташа ИҚ өңі әлсіз болып табылатын Галактиканың сыртқы жағында жатуы мүмкін.

Себебі, ИҚҚБ-тар суық болғандықтан, олардың жылулық шаң шығару тоқын ұзындықтары бірнеше миллиметрге/ субмиллиметрге ғана жетеді. Демек, біз осы толқын ұзындығында кескіндеу арқылы олардың ішкі құрылымын ең жақсы зерттеуімізге болады. Тағы бір артықшылығы миллиметрлік толқын ұзындығы бойынша шаңның эмиссиялары оптикалық жұқа болып табылады. Осылайша,молекулалық сызықтық эмиссиясының қалың болуынан гөрі,миллиметрлік жіңішке эмиссия арқылы баған көлемі мен масса оңайырақ анықталады.

Бұл мақалады біз ИҚҚБ-тардың жұлдыздық топтар құрайтын кесектерге ұқсас өлшемдері мен массасы бар,бірақ олардан температурасы төменірек молекулалық кесектер екенін көрдік. Сонымен қатар, біз ИҚҚБ-тар өлшемдері, массалары және тығыздықтары жоғары массалы жұлдыз қалыптасуының ыстық ядроларымен бірдей екенін анықтаймыз. ИҚҚБ-тың бір айырмашылығы олар суық болып келеді. Сондықтан біз ИҚҚБ-тар топтармен қалыптасқан, Бок глобулаларының жоғары массалық аналогы және олардың ендірілген ядроларының жеке жоғары массалық протожұлдыздардың бастапқы түрі деп болжаймыз.

Осы зерттеу үшін біз Саймон соавт.(2006b) үлгідегі белгілі кинеметикалық қашықтықта 38 ең күңгірт ИҚҚБ-тар таңдадық. Әр ИҚҚБ үшін тыныштық күйдегі тұрақты жылдамдығының жергілікті стандартты Бостон университеті -5 Радиоастрономиялық Галактикалық сақина зерттеу Обсерваториясы Колледжінің зерттеуінен бастап ¹³СО эмиссия орташа ИҚ жойылу морфологиясынан бастап анықталады. Жылдамдығы R₀=8.5kpc және =220км с^-1 үшін сілемді Клеменс айналу қисығын пайдаланып, Галактикаға бағытталған радиусы кинематикалық қашықтыққа ауыстырылды. ИҚҚБ-тар ерекшеліктері жоғалып бара жатқандықтан, олар жақын кинематикалық қашықтықта бұрыс деп саналады. Біздің үлгі аясындағы ИҚҚБ-тар галактика орнында кең арақашықтықты алып жатыр және кеңейтілген орташа ИҚ фонында жоғары көрсеткішті көрсетеді.

Insitut de Radioasrtonomie Millime’trique институтында 30м телескопынан МАМБО ІІ сілемді балометрлік 117 элемент пайдалана отырып 2003 Желтоқсан және 2004 Қаңтар-Наурыз аралығында 1,2 миллиметрлік деректер анықталған. Сілемдегі әр элементтің бұрышты шамасы 11'. Қатты денедегі элементтер сілемдерінің арасындағы бұрыштық қатынас 20''. Себебі ИҚҚБ-тардың морфологиясы жіп тәріздіден бастап ауытқи бастайды. Біз жергілікті үлкен өлшемді орташа ИҚ жоғалған дәрежесін жабу үшін ұшу кескінінің режимін пайдалана отырып, әр ИҚҚБ-тарды салыстырамыз. Карта өлшемдері 3'х 3'-тен 9'х9' аралығында ауытқиды. 6'х6' немесе кішірек карталар үшін кескіндеу жылдамдығы 6''с^-1, ал үлкен карталар үшін 8''с^-1 тең. Толық эмиссия үлгісі үшін барлық карталар орнатылған қосалқы кескіндеу арасындағы интервал 22'' болатын бұлыңғырлау режимінде алынған.

Барлық деректер азайту МОРSI пакет шеңберінде қол жеткізілді. Барлық карталар атмосфералық бұлыңғырлылықты түзетулер, фитингтер және базалық шегеру, сәйкесінше аспан шуылын басу арқылы қысқарды. Уран ғаламшарын зерттеу барысындағы есептеулерден алынған айналдыру факторын қолдана отырып карталар ағынды калибрленді. Карталардың соңғы үлгілерінде RMS шу деңгейі ~10 mJy beam^-1.

 

3.1. Ғаламдық миллиметрлік эмиссияның сипаттамалары

Миллиметрлік контитуум эмиссиялары анықталған барлық 38 ИҚҚБ-да бақыланады. 1-6 сандар әрбір ИҚҚБ-қа қарай 1.2 мм континуум эмиссиялары MSX8 кескінін қаптағанын көрсетеді. Барлық жағдайларда миллиметрлік контитуум эмиссиясының морфологиясы орта ИҚ жоғалуына өте жақсы сәйкес келеді. Одан басқа, ИҚҚБ-да кем дегенде бір жарық, ықшам миллиметрлік көзі бар; күңгірттелген, кеңейтілген эмиссия бойынша аражабдықтарды бірнеше, ықшам көздерінің ең жақсы көрсетті.

Дегенмен, ИҚҚ-тар барлығы экспонат жоғалуы орта ИҚ-да болса да, олардың морфологиясы айтарлықтай өзгертті. Олардың мүсіндері бір жағынан кешенді, екінші жағынан жіп тәрізді қарапайым және құрылымсыз болуы мүмкін. Мысалы, G028.08+00.07 (3c-сурет) және G035.59-00.24 (5e-сурет) ИҚҚБ-тары аз субструктураны, ал G034.43+00.24 (5b-сурет) and G035.39-00.33 (5d-сурет) жоғары діп тәрізді көрсетеді. Кей ИҚҚБ-тар 10 немесе одан да көп ықшам ядролары бар күрделі ішкі субструктурасын көрсетеді, мысалы, G024.33+00.11 (2c-сурет), G028.37+00.07 (3f-сурет), G028.53-00.25 (4a-сурет), and G033.69-00.01 (5a-сурет).

Көз арқылы біз әр ИҚҚБ-тарды миллиметрлік континуум эмиссиясының морфологиясына негізделген “ықшам” немесе “жіп тәрәзді” ретінде сипаттаймыз. Біз 22 ИҚҚБ-тар ықшам, 16-сы жіп тәртізді болатынын таптық. Біз жіп тәрізді бұлттар шеңберінде табылуы жоғары масса ядролары үшін шамалы үрдісін таптық. Жинақы ИҚҚБ-тар үшін ең ауқымды ядроның орташа массасы ~210 _. Дегенмен, 3 жоғарғы фактор бойынша жіп тәрізді ИҚҚБ-тар үшін ең ауқымды ядроның орташа массасы ~660 .ИҚҚБ-тардың орташа ИҚ континуум эмиссиялар көздерімен байланысты дәрежесі жоғары айнымалы болып табылады. Мысалы, G015.31-00.16(1b-сурет), G022.73+00.11(1f-сурет) және G024.60+00.08(2d-сурет) MSX8 суреттер кез келген орташа ИҚ континуум эмиссия көзі айқын емес қауымдастығын көрсетеді. Екінші жағынан G028.28-00.34 (3е-сурет) және G053.11+00.05 (6с-сурет) өте жарық, орташа ИҚ эмиссия көздеріне байланысты болуынан пайда болады. ИҚҚБ-тарды кез келген миллиметрлік континуумын бақылап, жарық орташа ИҚ эмиссия көздері қатысуы арасында ешқандай айқын байланыс жоқ деп сипатталады.

 

3.2. ИҚҚБ массалары

Молекулалық желілерді пайдалана отырып, ИҚҚБ-лардың сенімді массалық бағалаулары мәселе тудыртарлық болып табылады. Одан басқа, ИҚҚБ-тар суық болғандықтан, молекулалар өздерінің ортасында тозаңға арналып мұздатылған. Өйткені тозаң оптикалық жұқа және таусылып қалмаса, ол жақсы массалық индикатор болып табылады. Біз 1.2мм континуум эмиссиясын пайдалана отырып, төмендегі өрнекті пайдаланып бұлттың массасын бағалауға болады:

(1)

Мұндағы, - бақыланған интеграцияланған көздер ағынының тығыздығы;

-қашықтық;

- грамдық тозаң бұлыңғырлығы;

-тозаң температурасындағы Планк тұрақтысы.

Біз үшін 10см²д ^-1 құнын қабылдадық және тозаңның массалық коэффициенті 100 газ делік. Біз 2-ін сәуле индексімен сұр дене эмиссиясы деп болжаймыз. Сондай-ақ біз тозаң температурасын 15К деп болжаймыз, өйткені молекулалық эмиссия желісінің температура бағалауларымен және бірнеше ИҚҚБ-тар туралы бұрыңғы үкім бақылаулары сәйкес келеді және кейбір ИҚҚБ-тар 100 м-де жойлады деп қарастырылатын фактпен ерекшеленеді. мәні 2-нің құнының болжамынан төмен болса, алынған массасы төмендетілген болады және егер температура болжанған 15К мәнінен жоғары болса, артық болып табылады. Алынған массалар болжамының құнына пропорционал.

2 кесте тізімдері, Галактикалық бойлықты арттыру тәртібімен, әрбір ИҚҚБ-дың шын айырмашылық координаттарын, сызық ені және кинематикалық қашықтық, шыңы және кешенді 1.2мм ағынның және массалық кешенді 1.2мм-лік ағындар орташа ИҚ жоғалу мүмкіндіктер дәрежеде 3 үстіңгң деңгейінен 1.2мм континуумның эмиссияны жиынтықтау арқылы алынған. ИҚҚБ-тар жалпы массалық интегралдық тығыздығын пайдаланып есептеледі және 120-мен 16000 диапазоны аралығында, орташа массасы 940 және ~300 аралығында ауытқиды. 1-6 суреттер миллиметрлік эмиссиясы әрбір ИҚҚБ-ға байланысты әдетте бірнеше arcминутке ұзарады немесе олардың қашықтығына бірнеше парсек берілген.