CC BY
36
УДК 524.5
ИЗЛУЧЕНИЕ МОЛЕКУЛ В НАПРАВЛЕНИИ НА МАССИВНЫЕ СГУСТКИ ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ S231-S235
©2016 Д. А. Ладейщиков1*, М. С. Кирсанова2**, А. П. Цивилев3***, А. М. Соболев1****
'Коуровская астрономическая обсерватория Уральского федерального университета, Екатеринбург,
620000 Россия 2Институт астрономии РАН, Москва, 119017 Россия
3Пущинская радиоастрономическая обсерватория Физического института РАН, Пущино, 142290
Россия
Поступила в редакцию 9 октября 2015 года; принята в печать 21 марта 2016 года
Работа посвящена изучению областей звездообразования Б 231—8 235 в радиолиниях молекул межзвездной среды — монооксида углерода (СО), аммиака (ЫИ3), цианоацетилена (ИС3Ы) и в мазерных линиях метанола (СИ3ОИ) и водяного пара (И2О). Области 8 231—8 235 входят в гигантское молекулярное облако О 174+2.5. Целью работы является поиск новых источников излучения в направлении на молекулярные сгустки и оценка их физических параметров по линиям молекул СО и ЫИ3. Получены новые регистрации линий ЫИ3 и ИС3Ы в источниках ШБ 89673 и ШБ 89668, что указывает на присутствие вещества с высокой плотностью. По линии СО определены размеры, лучевые концентрации и массы молекулярных сгустков. По линии ЫИ3 определены температуры и концентрации газа в молекулярных сгустках. Установлено, что значения температуры и концентрации молекулярного газа лежат в пределах 16—30 К и 2.8—7.2 х 103 см~3 соответственно. Линия СИ3ОИ на частоте 36.2 ГГц, которая является индикатором присутствия ударных волн в межзвездной среде, в источнике ШБ 89673 зарегистрирована впервые.
Ключевые слова: межзвездная среда: облака — межзвездная среда: молекулы — межзвездная среда: джеты и течения
1. ВВЕДЕНИЕ
Одним из наиболее актуальных и активно развивающихся направлений в астрофизике является исследование областей звездообразования. Богатые возможности для этого дает наличие в межзвездной среде большого числа молекул, которые достаточно интенсивно излучают в радиолиниях. В настоящий момент считается, что звездообразование происходит в местах повышенной концентрации молекулярного газа — сгустках, главная компонента которых — молекулярный водород (H2). Поскольку молекулы водорода в сгустках не излучают в радиодиапазоне, используются радиолинии иных молекул, которые выступают индикаторами присутствия молекулярного газа, происходящих процессов и условий в межзвездной среде. В частности, линии молекулы монооксида углерода (CO) показывают общее распределение молекулярного газа в областях звездообразования
E-mail: dmitry.ladeyschikov@urfu.ru E-mail: kirsanova@inasan.ru E-mail: tsivilev@prao.ru E-mail: andrej.sobolev@urfu.ru
нашей Галактики [1]. Линии молекулы аммиака (ЫИ3) являются индикаторами температуры [2] и высокой плотности газа [3]. Линии молекулы цианоацетилена (ИС3Ы) также являются индикаторами высокой плотности газа [4]. Наблюдательные данные свидетельствуют о том, что мазерные и «квазитепловые» линии метанола (СИ3ОИ) дают возможность исследовать истечения из молодых звездных объектов и ударные волны в межзвездной среде [5—9], а мазеры на переходе молекулы воды (И2О) указывают на происходящие активные процессы звездообразования [10]. В совокупности данная информация позволяет всесторонне исследовать места активного звездообразования, в том числе произвести оценку их физических параметров.
Целью настоящей работы является исследование массивных молекулярных сгустков областей звездообразования 8 231—8 235, которые расположены в гигантском молекулярном облаке (ГМО) О 174+2.5. В данном направлении располагаются четыре развитых зоны ионизованного водорода: 8 231, 8 232, 8 233 и 8 235, согласно каталогу Шарплесса [11]. Исследователи
выделяют шесть хорошо изученных молодых звездных скоплений: S 235 Central, S 235 East 1, S 235 East 2, S235AB (см., например, [12-14]), S 233IR (см. [15-17]) и G 173.57+2.43 (см. [18, 19]). Кросс-идентификация скоплений, называемых разными авторами по-разному, проведена в работе Камарго [20]. На периферии располагаются менее изученные области звездообразования WB 89673 и WB 89668, названные в соответствии с каталогом Воутерлоота-Бранда [21]. Ранее морфология и кинематика этого комплекса звездообразования были исследованы по радиолиниям СО Хейером и др. [22]. Карты излучения СО показывают, что наиболее выраженные области звездообразования в облаке G 174+2.5 — это S 231—S 235. Оценки расстояния до них лежат в пределах от 1.5 до 2.3 кпк [23, 24]. Области S 231—S 235 расположены в направлении, близком к галактическому антицентру. Как следует из работы Дейма и др. [25], в этом направлении не наблюдаются другие, более удаленные от Солнца области звездообразования в Галактике.
В данной работе представлены результаты наблюдений на радиотелескопе РТ-22 ПРАО АКЦ ФИАН радиолиний молекул в молекулярных сгустках, предварительно выделенных по архивным данным об излучении СО в гигантском молекулярном облаке G 174+2.5. В первую очередь в направлении на выделенные молекулярные сгустки был осуществлен поиск метанольных мазеров I класса. После их обнаружения для подтверждения наличия плотного газа и определения физических характеристик вещества в сгустках, прежде всего, плотности и температуры, проведены наблюдения в линиях NH3 и HC3N. Таким образом, в данной работе мы приводим общие характеристики излучения молекул в направлении на области звездообразования S 231—S 235, а также оценки физических параметров излучающего газа и массы молекулярных сгустков. Использованные инструменты, ресурсы и методы подробно описаны в соответствующих разделах.
2. ВЫБОР ОБЪЕКТОВ ДЛЯ НАБЛЮДЕНИЙ
Для выделения молекулярных сгустков в направлении на области звездообразования S 231—S 235 и оценки их физических характеристик мы использовали архивные данные наблюдений в линиях 12CO(1-0) и 13CO(1-0). Они описаны в разделе 3. Детали методики расчета физических параметров даны в Приложении А. На полученную карту лучевой концентрации 13CO в направлении на области звездообразования S 231—S 235 были наложены положения IRAS-источников, при этом область исследования была ограничена окружностью с радиусом
50' вокруг центра зоны ионизованного водорода S 231 (OJ2000 = 5h39m45s, áj2ooo = 35o54'02'') (см. рис. 1).
Для наблюдений в линии NH3 были выбраны положения центров пиков лучевой концентрации 13CO. В линиях CH3OH и HC3N наблюдались такие IRAS-источники, положение которых совпадает или достаточно близко к локальным пикам лучевой концентрации 13CO. Если в непосредственной близости к пику оказывалось несколько IRAS-источников, и угловое расстояние между ними было меньше, чем размер диаграммы направленности РТ-22, в этом случае в качестве источника для наведения выбирался ближайший к пику 13CO. В результате этого анализа для наблюдений на РТ-22 были визуально отобраны десять молекулярных сгустков. К выборке был добавлен калибровочный источник Dr21 для сравнения результатов наблюдений с другими работами.
Координаты и основные физические характеристики источников приведены в таблице 1. Лучевая скорость и размер сгустков получен по данным излучения в линии 13CO (1—0). Температура возбуждения рассчитана по данным излучения в линии 12CO(1—0), показано среднее ее значение в пределах размеров молекулярных сгустков. Численные значения лучевой концентрации рассчитаны, исходя из карты ее распределения, представленной на рис. 1. В таблице показано среднее значение лучевых концентраций H2 и массы в пределах размеров молекулярных сгустков. В последней колонке представлено значение вириального параметра avir = Mvir/М (см. описание в разделе 5.1).
Все выбранные молекулярные сгустки излучают в континууме на длине волны 1.12 мм по данным обзора Bolocam [26], что указывает на наличие нагретого плотного газа в них. Практически все они соответствуют молодым звездным скоплениям по данным обзоров неба в инфракрасном диапазоне Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE [27]) и UKIRT Infrared Deep Sky Survey (UKIDSS [28]). Подробнее связь сгустков со скоплениями рассмотрена в разделе 6.2.
3. АРХИВНЫЕ ДАННЫЕ ОБ ИЗЛУЧЕНИИ СО
Данные об излучении в линиях 12CO (1—0) и 13CO(1—0) получены по результатам наблюдений по программе высокоточного обзора галактической плоскости в линиях молекулы CO [29], проведенного на 13.7-метровом телескопе Five College Radio Astronomy Observatory (FCRAO) при помощи 32-пиксельного фокального приемника Second Quabbin Observatory Imaging Array (SEQUOIA). Картографирование областей
5:40 39
Ct 2000
Рис. 1. Распределение лучевой концентрации13 CO в направлении на области звездообразования S 231—S 235. Внешний контур соответствует значению 5 х 1015 см~2, наиболее внутренний — 6 х 1016 см~2, шаг контура 8.4 х 1015 см~2. Крестиками показано положение IRAS -источников. Жирными эллипсами выделены молекулярные сгустки, выбранные в рамках данной работы для наблюдений в линиях метанола, цианоацетилена и аммиака. Размеры эллипсов соответствуют размерам молекулярных сгустков. Пунктирными окружностями указано положение молодых звездных скоплений по данным из работы Камарго и др. [20]. Штриховыми окружностями выделены области ионизованного водорода (H II). Радиусы окружностей соответствуют радиусам областей H II по изображениям DSS R. Фигурами в виде звезд показано положение звезд, ионизующих зоны H II.
Таблица 1. Каталог молекулярных сгустков в линии 13CO c основными физическими характеристиками (детали см. в тексте)
Источник aJ2000, <5J2000, #FWHM, Д, VLSR, AV, T -ex* Щя2), M(H2), т (13CO) C^vir
h m s о / // / ПК km KM К 1022 см~2 M0
WB 89690 541 21.6 +36 10 00 3.1x2.7 0.87 -21.0 1.83 16.5 1.45 733 0.65 0.86
WB 89668 5 36 54.3 +3610 16 3.9x3.1 1.06 -17.2 2.70 14.1 1.60 1199 0.85 1.40
WB 89673 5 38 00.6 +3559 17 4.1x2.8 1.04 -19.5 3.16 20.8 2.90 2112 0.74 1.07
G 173.17+2.55 NE 5 38 49.0 +36 03 41 4.1x2.6 0.99 -17.9 2.44 16.4 1.66 1095 0.69 1.18
G 173.57+2.43 5 39 24.7 +35 41 28 3.5x2.6 0.90 -16.8 2.38 17.2 1.70 932 0.65 1.20
S 233-IR 5 39 10.2 +3545 15 3.1x2.6 0.83 -16.9 2.76 22.1 2.29 1048 0.55 1.31
S 235 Central E 5 41 08.8 +35 49 47 2.9x2.5 0.83 -19.6 1.92 35.6 3.67 1683 0.35 0.39
S 235 Central W 5 40 55.8 +35 49 27 3.0x2.1 0.74 -21.5 1.93 31.6 3.65 1347 0.49 0.45
S 235 East 1 5 41 29.0 +35 48 58 2.9x1.9 0.74 -18.9 1.80 32.7 4.31 1591 0.51 0.33
S235East2 5 41 25.6 +35 52 21 3.4x2.2 0.87 -20.8 1.78 29.4 3.62 1822 0.55 0.33
S 235-AB 5 40 53.3 +35 41 35 3.4x2.5 0.90 -16.5 2.30 27.0 3.53 1935 0.59 0.54
8 231—8 235 состоялось в январе 2000 г. Карта излучения в линиях обоих изотопов СО покрывает область размером 150' х 150' с центром I = 173 ? 25,
Ь = 2?75 (ал2соо = 5ь40т, ¿.шоо = 36?07'). Размер диаграммы направленности для данного телескопа составляет 45'' для 12СО(1—0) и 47'' для 13СО(1—0). Наблюдаемая частота была установлена равной 115.27120 ГГц для линии 12СО(1—0)и 110.20135 ГГц для 13 СО (1—0). Пространственный шаг составлял 22'" 5, что в два раза меньше, чем размер диаграммы направленности на половине уровня мощности (ИРБШ). Шаг по скорости равнялся 0.127 км с"1 для 12СО (1-0) и 0.133 км с"1 для 13СО (1-0). Уровень атшЪ для 12СО (1-0) составлял 1.1 К, а для 13СО (1-0) — 0.63 К по шкале антенных температур. Для обработки данных в линиях СО и для расчета физических параметров использовался пакет MIRIAD [30]. Интегрирование и статистический анализ величин физических параметров выполнялись с помощью программы ds9 [31].
4. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Все данные были получены на телескопе РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории ФИАН. Мы провели несколько сессий наблюдений в 2013, 2014 и 2015 гг. в режиме сканов по 4-7 мин. Данные каждого скана калибровались к антенной температуре по эталонному сигналу от генератора шума с известной антенной температурой и корректировались за поглощение атмосферой. Затем были получены средние спектры по дням, далее — средние между днями. Антенная температура Та приводилась к яркостной температуре, усредненной по главному лучу диаграммы направленности Тть с помощью коэффициента использования диаграммы направленности пть. На рис. 2, 3 и 4 показаны спектры полученных линий по шкале Тть, а в таблицах 2, 3 и 4 представлены их параметры. Для оценки качества полученных данных проводились наблюдения источника Dг21, которые сравнивались с представленными в работах [32-34]. Точность калибровки по результатам сравнения составляет приблизительно 10-30%.
4.1. Наблюдения в диапазоне 8 мм
Для выполнения программы наблюдений был использован двухканальный радиометр РТ-22 диапазона 8 мм. Он предназначен для одновременного наблюдения двух линий в случае если частоты линий находятся в диапазоне от 34 до 38 ГГц и разность частот линий не превышает 2 ГГц. В рамках настоящей работы наблюдения проводились в
линиях метанола (4_i—3о E, 36.1 ГГц) и циано-ацетилена (J = 4—3, 36.3 ГГц) с помощью анализатора спектра с постоянной полосой пропускания 50 МГц. Спектральное разрешение составило 24.41 кГц, что соответствует 0.20 км с-1 для частоты линии метанола. Частота покоя для линии CH3OH была установлена равной 36 169.29 МГц, а для линии HC3N — 36392.33 МГц. Был использован метод наблюдения ON—ON, основанный на диаграммной модуляции [35], при котором на выходе получается удвоенный сигнал. Разнос лучей (рупоров) составил 23'. Размер диаграммы направленности на половине уровня мощности (HPBW) — 2', а коэффициент использования диаграммы направленности — ПтЪ = 0.32. Во время наблюдений системная температура Tsys находилась в диапазоне от 200 до 240 K. При среднем времени накопления для каждого источника от 2 до 3 часов на каждый день наблюдений суммарное накопление составило от 5 до 8 часов для источников, в которых линия была зарегистрирована, и от 1 до 2 часов для источников без регистрации линии. Достигнутый уровень шума &тшЪ находится в диапазоне от 0.05 до 0.28 K по шкале яр-костных температур. Проверка наблюдаемой лучевой скорости проводилась по источнику Dr21 («J2000 = 20h38m55s, ¿J2000 = 42°19,23,/),укоторо-го ранее линия метанола на 36.1 ГГц зарегистрирована в работе Лехта и др. [36], а линия циано-ацетилена — в работе Толмачева и др. [32]. По результатам проверки полученные лучевые скорости линии метанола (Vch3oh = -2.73 ± 0.01 км с-1) и цианоацетилена (Vhc3n = -3.08 ± 0.06 км с-1) в источнике Dr21 находятся в допустимом пределе ошибок в соответствии с работами [32, 36].
Обработка проводилась программой CLASS из пакета GILDAS [37]. Форма профилей линий в спектрах метанола и цианоацетилена аппроксимировалась с помощью стандартного метода GAUSS. Из-за сложной структуры линий молекулы метанола в приближении использовались две функции Гаусса.
4.2. Наблюдения в диапазоне 13 мм
Наблюдения в линии аммиака (NH3 (1,1) и (2, 2), 23.6 ГГц) проводились на одноканальном радиометре диапазона 13.5 мм. Для перехода (1, 1) была использована частота покоя 23694.495 МГц, а для линии (2,2) — 23722.633 МГц. Применялся метод наблюдения ON—ON, основанный на диаграммной модуляции [35], c удвоенным сигналом на выходе. Разнос лучей (рупоров) составлял 10'. Размер диаграммы направленности на половине уровня мощности (HPBW) на длине волны 13.5 мм — 2'6, а коэффициент использования
~1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г
- Ш89 673
1—I—I—I—|—I—т—I—I—|—I—I—г
Б235 АВ
0.5 -
И
5233-Ш
0.5 -
J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_|_
-20 -10
Уьвк, кт 8-1
Рис. 2. Спектры зарегистрированных источников в линии СИзОИ на частоте 36.2 ГГц. Штриховой линией показана аппроксимация профилей линий функцией Гаусса, отрезком в нижней части спектров — диапазон скоростей 13СО, а маркером обозначено положение пика линии 13СО.
Таблица 2. Параметры линий метанола (СИ3ОИ) на частоте 36.2 ГГц. Звездочкой отмечены источники, в которых линия была зарегистрирована впервые. Представлены две компоненты излучения — узкая и широкая (см. обсуждение в разделе 6.3). В качестве координат для источников были выбраны положения ассоциированных 1КА8-источников, Ь — время накопления, 1а — достигнутый уровень шума. Ошибки определения величин приведены в скобках.
ЩАБ V, ДУ, 1сг,
Источник
К км с-1 км с-1 мин. К
\УВ 89690 05380+3608 < 0.08 346 0.08
\УВ 89668 05335+3609 < 0.10 173 0.10
\УВ 89673* 05345+3556 0.21 (0.04) -18.51(0.05) 0.30(0.10) 500 0.05
0.17(0.04) -18.91(0.16) 3.20(0.38) 500 0.05
8 233-Щ 05358+3543 0.47(0.07) -15.81(0.09) 1.60(0.20) 386 0.08
0.23(0.07) -17.70(0.48) 3.50(0.80) 386 0.08
0 173.57+2.43 05361+3539 < 0.28 180 0.28
Б 235-АВ 05375+3540 0.57(0.04) -16.34(0.03) 0.42(0.07) 353 0.07
0.27(0.04) -16.64(0.15) 2.38(0.34) 353 0.07
Б 235 Сеп1ха1 Е 05377+3548 < 0.15 126 0.15
Б 235 Еаэ1 1 05382+3547 < 0.13 106 0.13
Б 235 Еаэ12 05379+3550 < 0.13 113 0.13
Ог21 - 1.82(0.06) -2.73(0.02) 0.49(0.04) 333 0.09
диаграммы направленности — ПтЪ = 0.38. Было проведено две сессии наблюдений — в 2013 и 2015 гг. Системная температура во время наблюдений находилась в диапазоне от 110 до 190 К по шкале антенной температуры.
В 2013 г. наблюдалась только линия NH3 (1,1) для первичной регистрации излучения аммиака в выбранных источниках. Была использована полоса анализатора спектра шириной 12.5 МГц, состоящая из 2048 каналов. Спектральное разрешение составило примерно 6.1 кГц, что соответствует приблизительно 0.08 км с-1 для частоты покоя линии аммиака. Время накопления для источников составило 1—2 часа, достигнутый уровень шума &тшЪ находился в диапазоне от 0.1 до 0.2 K для разных источников по шкале яркостных температур.
В 2015 г. с низким уровнем шума одновременно наблюдались две линии аммиака в переходах (1, 1) и (2, 2) для оценки физических параметров газа. Использовалась полоса анализатора 50 МГц, поэтому спектральное разрешение составило примерно 24.4 кГц, что соответствует приблизительно 0.31 км с-1 для частоты покоя линии аммиака. Центральная частота полосы анализатора спектра была установлена по центру между переходами (1, 1) и (2,2), для того чтобы в полосу анализатора попали оба перехода. Расстояние между частотами двух переходов линии NH3 — 28.138 МГц, что достаточно для их одновременной регистрации на анализаторе спектра с шириной полосы 50 МГц. Время накопления для источников с регистрацией линии было 9—15 часов, а для источников без регистрации — 2—5 часа. Достигнутый уровень атшЪ для источников с регистрацией — от 0.01 до 0.04 K.
Аппроксимация спектров линий аммиака проводилась с помощью метода NH3 (1,1) из программы CLASS [37], а при последующем сглаживании применялась процедура SMOOTH из этой же программы.
5. РЕЗУЛЬТАТЫ
5.1. Массы сгустков и содержание молекулярного водорода в них
Определяя лучевую концентрацию и массу газа в исследуемых молекулярных сгустках, мы в целом следовали методике, описанной в работе Роман-Дувал и др. [38], с некоторыми изменениями. Формулы для определения физических параметров сгустков даны в Приложении A. Оценка была произведена в приближении локального термодинамического равновесия (ЛТР). Для оценки температуры возбуждения были использованы данные по излучению в линии молекулы 12CO,
так как она является оптически толстой, что подтверждается низким соотношением интенсивно-стей линий I(12CO)/I(13CO) w 3—6 по сравнению с предполагаемым отношением обилий молекул 12CO/13CO w50—70. Для оценки лучевой концентрации молекул H2 было использовано излучение в линии 13CO, имеющей меньшую оптическую толщину по сравнению с линией 12CO.
Для оценки массы использовался ряд констант. Отношение обилий CO/H2 = 8 х 10-5, в соответствии с работой Саймона [39]. Расстояние до всех сгустков было принято равным 2.1 ± 0.5 кпк — среднее по оценке расстояния до молодых звездных скоплений из ГМО G 174+2.5 из работы Камарго и др. [20]. Для данного расстояния средний галактоцентрический радиус составляет 10.1 кпк или 1.26D© при использовании оценки расстояния от Солнца до центра Галактики D© = 8.0 кпк из работы Рийда и др. [40]. Согласно работе Лэнжера и Пензиаса [41], отношение обилий 12C/13C на таком галактоцентрическом расстоянии примерно 70, поэтому отношение обилий 13CO/H2 = [CO/H2]/[12C/13C] ~ 1.14 х 10-6. Данное значение было использовано для расчета лучевой концентрации H2 и массы сгустков.
Для более точного выделения молекулярных сгустков в линии 13CO был использован алгоритм GaussClump [42]. Данный алгоритм работает по принципу последовательного вписывания трехмерных гауссиан в исходный куб данных «положение-положение—лучевая скорость» (PPV), начиная от глобального максимума излучения. В качестве порога на минимальный пространственный размер сгустков ($fwhm) было установлено значение 1' 7, так как при меньшем пороге крупные молекулярные сгустки разделяются на отдельные компоненты. Но даже при таком значении порога некоторые сгустки (в частности, S 235 Central и G 173.17+2.55) разделаются на отдельные компоненты, что будет обсуждаться далее. Порог на минимальную ширину линии (AV) для сгустков установлен 0.8 км с-1, что обусловлено необходимостью выделения только массивных сгустков, имеющих относительно высокую дисперсию лучевой скорости. Результатом работы алгоритма стало выделение двенадцати сгустков, соответствующих IRAS-источникам по критерию, описанному в разделе 2. Два сгустка распадаются на отдельные компоненты — это S 235 Central и G 173.17+2.55, о чем будет написано в обсуждении результатов. Размеры сгустков определены как ширины на уровне половины интенсивности ($fwhm). Масса сгустков оценена в результате интегрирования излучения сгустков по площади, соответствующей размеру сгустков на уровне половины интенсивности. Результаты оценки размеров сгустков, лучевой
-40 -30 -20 -10 О
Уьж, кт й'1
Рис. 3. Спектры источников, зарегистрированных в линии HCзN на частоте 36.4 ГГц. Обозначения те же, что и на рис. 2.
Таблица 3. Параметры линий цианоацетилена (HCзN) на частоте 36.4 ГГц. Звездочкой отмечены источники, в которых линия была зарегистрирована впервые. В качестве координат для источников были выбраны положения ассоциированных IRAS-источников, Ь — время накопления, 1а — достигнутый уровень шума. Ошибки определения величин приведены в скобках.
Источник IRAS Ттъ, К V, км с-1 ДУ, км с-1 t, мин. 1сг, К
WB 89690 05380+3608 < 0.09 346 0.09
WB 89668* 05335+3609 0.12(0.03) -17.80(0.20) 2.4(0.50) 460 0.06
WB 89673* 05345+3556 0.18(0.04) -19.94(0.14) 2.0(0.26) 293 0.07
S233-IR 05358+3543 0.19(0.07) -16.40(0.24) 4.1 (0.50) 353 0.05
G 173.57+2.43 05361+3539 < 0.19 180 0.19
S 235-АВ 05375+3540 < 0.08 266 0.08
S 235 Central Е 05377+3548 < 0.14 126 0.14
S 235 East 1 05382+3547 < 0.12 106 0.12
S 235 East2 05379+3550 < 0.17 113 0.17
Dr21 - 0.56(0.06) -3.08(0.06) 2.9(0.16) 343 0.06
концентрации H2, а также массы приведены в таблице 1. Карта распределения лучевой концентрации H2 с наложенными размерами молекулярных сгустков дана на рис. 1.
Вириальный параметр сгустков av¡r = Mv¡r/Meo и радиус R рассчитаны согласно определению в работе Кауффманн и др. [43], формулы для расчета представлены в Приложении А. Расстояние до всех сгустков принято равным 2.1 кпк, а дисперсия скорости рассчитывалась исходя из ширины линии
13CO по формуле = 2.35ДУ13. Полученные значения а^г и К представлены в таблице 1. Следует отметить, что способы определения представленных в таблице 1 радиуса сгустка К и углового размера 0р-№нм различаются: первый определяется из площади сгустка по формуле К = л/А/тт, а второй — из ширины (Р\¥НМ) гауссовой функции, вписанной в профиль интенсивности сгустка.
Нами установлено, что средняя лучевая кон-
центрация молекулы 13CO в направлении на рассматриваемые молекулярные сгустки из областей S 231—S 235 находится в диапазоне от 1.6 х 1016 см-2 в WB690 до 4.8 х 1016 см-2 в S 235 East 1. Используя полученное выше соотношение 13CO/H2 = 1.14 х 10-6, можно получить величину средней лучевой концентрации молекулярного водорода в направлении на сгустки — от 1.45 х 1022 см-2 в WB690 до 4.21 х 1022 см-2 в S 235 East 1. Полученные значения следует трактовать как нижнюю оценку лучевой концентрации молекулярного водорода, так как анализ излучения CO в рамках ЛТР имеет тенденцию к занижению действительных значений лучевых концентраций на фактор от 1.3 до 7, согласно работе Падоана [44]. Масса сгустков по данным CO находится в диапазоне от 733 M© в WB 89690 до 2112 M© в WB 89673. Величина вириального параметра avir варьируется от 0.33 в S 235 East 2 до 1.31 в S 233-IR. Его среднее значение — о^ = 0.82, что в целом указывает на соответствие вириальной массы и массы по данным 13CO.
Температуру возбуждения, полученную по данным 12CO, следует интерпретировать как температуру газа, близкого к поверхности молекулярного облака, так как линия 12CO является оптически толстой. Согласно полученным данным (см. таблицу 1), самая «холодная» поверхность — у молекулярного сгустка WB 89668 (14.1 K), самая «теплая» — у сгустка S 235 Central E (35.6 K). Средняя температура на поверхности молекулярных сгустков составляет 24 K.
5.2. Линии-индикаторы плотного молекулярного газа
В наблюдениях на частоте 36.2 ГГц линии метанола зарегистрированы в направлении на молекулярные сгустки WB 89673, 8 233-Щ и 8 235-АВ. В сгустке WB 89673 излучение метанола было обнаружено впервые. Форма профилей линий в большинстве случаев отличается от гауссианы, а в направлении на 8 233-Щ линия имеет асимметричную структуру с ярко выраженным синим крылом. В зарегистрированных линиях метанола можно выделить две компоненты излучения — широкую и узкую. Ширина узких компонент находится в диапазоне от 0.3 до 1.6 км с-1, широких компонент — от 2.4 до 3.5 км с-1. Положения узких и широких компонент смещены друг относительно друга на величину от 0.3 до 1.8 км с-1. Отличие лучевых скоростей линий метанола и 13СО не превышает 1.2 км с-1.
В линии молекулы цианоацетилена излучение было зарегистрировано в направлении на молекулярные сгустки WB 89668, WB 89673 и
S233-IR и S 235 Central. В сгустках WB 89668 и WB 89673 линия HC3N была зарегистрирована впервые. Формы профилей линий близки к гауссовым, средняя ширина линий составляет примерно 2.4 км с-1, кроме S233-IR, в котором ширина линии составила 4.0±0.5 км с-1. Отличие лучевых скоростей линий HC3N и CO в сгустках WB 89668 и WB 89673 не превышает 0.5 км с-1. В сгустке S 233-IR лучевые скорости HC3N смещены в красную область спектра по сравнению с лучевой скоростью 13CO. Разность лучевых скоростей составляет 1.4 км с-1.
Излучение аммиака было зарегистрировано в направлении на молекулярные сгустки WB 89668, WB 89673, G 173.57+2.43, S 233-IR, S 235 Central, S 235 East 1, S 235 East 2 и S235-AB; для WB 89668 и WB 89673 — впервые. Сверхтонкая структура линий аммиака выделяется с точностью, необходимой для определения физических условий в молекулярном газе. Отличие лучевых скоростей линий NH3 (1,1) и 13CO в сгустках WB 89668, WB 89673, G 173.57+2.43, S 235-AB и S 233-IR не превышает 0.5 км с-1.
Параметры обнаруженных молекулярных линий приведены в таблицах 2—4.
5.3. Температура и плотность молекулярного газа
Для определения температуры и плотности газа в предположении локального термодинамического равновесия (ЛТР) мы использовали отношение антенной температуры главной компоненты спектра NH3 к антенной температуре сателлит-ных компонент сверхтонкой структуры спектра, а также отношение главных компонент переходов NH3(J,H) = (1,1) и (2,2). Методика определения физических параметров описана в Приложении B. В результате были получены оценки лучевой концентрации аммиака (^nh3 ), кинетической температуры (Tkin) и плотности молекулярного газа (nH2).
Так как средний размер источников в линии NH3 в данном комплексе (приблизительно 50''—110'', см. таблицу 6 из работы Кирсановой и др. [13]) меньше, чем размер диаграммы РТ-22 (156''), то для расчета яркостной температуры линий NH3 необходимо ввести поправку за заполнение диаграммы направленности. Была использована следующая формула (см. уравнения (8.21)—(8.22) из книги Рольфса и Вильсона [45]) для оценки яркост-ной температуры источника:
Tb = Tmb х 1 +
f)2
beam
^maj ^min
Уьйк, кт й'1 кт й'1
Рис. 4. Спектры зарегистрированных источников в линии NH3 на 23.7 ГГц. Обозначения те же, что и на рис. 2.
Таблица 4. Результаты наблюдений областей звездообразования в линии аммиака (ЫИ3) на частоте 23.7 ГГц и физические параметры газа в молекулярных сгустках (в скобках даны ошибки определения величин). Звездочкой отмечены источники, в которых линия была зарегистрирована впервые. В качестве координат для источников были выбраны положения центров пиков 13СО (см. координаты из таблицы 1)
Источник Тв, V, ДУ, r(l,l)m В2 beam N(NH3), п( Н2),
К К км с-1 км с-1 ® maj ® min К 1014 см-2 103 см~3
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П)
WB 89668* (1Л) (2,2) 0.24(0.01) 0.09(0.01) 1.3(0.10) 0.5(0.10) -17.1(0.1) -17.1(0.1) 1.7(0.1) 1.5(0.3) 1.4(0.3) 4.3 16.5(1.9) 7.3(1.5) 4.2
WB 89673* (1,1) (2,2) 0.25(0.01) 0.08(0.01) 1.1(0.10) 0.4(0.10) -18.6(0.1) -18.2(0.2) 3.1(0.1) 2.9(0.6) 1.2(0.3) 3.5 15.9(1.5) 12.4(2.2) 4.1
S233-IR (1,1) (2,2) 0.28(0.03) 0.21(0.04) 2.2(0.20) 1.7(0.30) -16.5(0.1) -16.2(0.1) 2.0(0.1) 2.6(0.3) 1.2(0.4) 6.9 29.4(11.8) 9.9(1.9) 7.2
G 173.57+2.43 (1,1) (2,2) 0.23(0.03) 0.06(0.01) 1.4(0.20) 0.4(0.10) -16.3(0.1) -16.5(0.3) 1.2(0.1) 2.3(0.5) 1.2(0.5) 5.1 14.4(5.2) 5.1(1.0) 5.6
S 235-АВ (1,1) (2,2) 0.11(0.03) 0.07(0.04) 0.6(0.20) 0.4(0.21) -16.4(0.1) -15.7(0.3) 1.6(0.3) 2.1(0.6) 0.6(0.9) 4.4 27.4(59.7) 2.2(1.7) 2.8
где Tmb = Та/цтъ — яркостная температура, усредненная по главному лучу диаграммы направленности, $beam = 152 >> — размер диаграммы направленности РТ-22 на длине волны 1.35 мм, #maj и 0min — размеры источников (FWHM) вдоль больших и малых полуосей.
Для оценки размеров источников в линии NH3 были использованы данные по излучению в континууме на длине волны 1.1 мм из обзора Bolocam [26]. Сопоставление источников излучения в континууме на длине волны 1.1 мм и в линии NH3 в направлении на S 235 Central, East 1, East 2 [13], S 233-IR [46] и G 173.57+2.43 [47] показали, что их размеры в целом соответствуют друг другу, поэтому для оценки яркостных температур в линии NH3 можно использовать размеры источников на длине волны 1.1 мм. Размеры источников были определены при помощи вписывания двумерных гауссиан в изображения программой IMFIT из пакета MIRIAD [30]. Результаты определения представлены в таблице 5. Для расчета физических параметров газа по линиям NH3 использованы значения яркостных температур по формуле (1).
Полученные значения физических параметров приведены в таблице 4. Обозначения в таблице следующие: Tmb — яркостная температура, усредненная по главному лучу диаграммы направленности, Тв — яркостная температура источника, r(i, i)m — оптическая толщина главного компонента линии (1,1). В восьмой колонке приведено
Таблица 5. Размеры сгустков в направлении на области звездообразования 8 231—8 235 по данным в континууме на длине волны 1.1 мм из обзора Во1осат [26]. В скобках приведено среднеквадратическое отклонение
Источник ^maj) // ^min, ff
WB 89668 87(12) 65(10)
WB 89673 149(13) 66(5)
G 173.57+2.43 81(11) 59(8)
S233-IR 67(2) 53(2)
S 235 Central 163(11) 96(7)
S 235 East 1 125(12) 55(4)
S 235 East 2 93(14) 86(13)
S 235-АВ 86(3) 65(10)
значение коэффициента для перевода из ТтЬ в Тв по формуле (1). Концентрация молекулярного газа в направлении на сгустки WB 89673, ^В 89668, 8 233-Щ, С 173.57+2.43 и 8 235-АВ лежит в диапазоне 2.8—7.2 х 103 см"3. Наиболее высокая концентрация газа (п = 7.2 х 103 см"3) зарегистрирована в направлении на 8 233-Щ. Кинетическая температура для сгустков WB 89668, WB 89673 и
G 173.57+2.43 примерно одинакова и составляет 14-16 K, а для S 233-IR и S 235-AB — 27-30 K. Лучевая концентрация аммиака Nnh3 находится в диапазоне 2.2-12.4 х 1014 см"2.
Наиболее яркое излучение аммиака зарегистрировано в S233-IR и WB 89673, причем температура газа в этих сгустках различна: Tkin = 29.4 ± 11.8 K и Tkin = 15.9 ± 1.5 K. Примечательно, что симметричные компоненты сверхтонкой структуры в S 233-IR имеют разную интенсивность, что указывает на эффекты отклонения от ЛТР, которые мы обсуждаем далее.
6. ОБСУЖДЕНИЕ
Выявление всех массивных молекулярных сгустков в ГМО G 174+2.5 позволяет изучить условия и последовательность звездообразования в нем. Морфология областей звездообразования сложна, распределение газа неоднородно, что видно из рис. 1. В работе Хейера и др. [22] делается вывод о существовании молекулярных волокон, связанных с областями S235 и S231. В работе Эванса и др. [48] говорится о том, что вокруг зоны H II S 235 наблюдаются два молекулярных облака, имеющих различную лучевую скорость. В работах Кирсановой и др. [12, 13] приводится интерпретация кинематической структуры окрестностей S 235 в рамках модели индуцированного звездообразования «сбора и сжатия» («collect-and-collapse», см. [49, 50]). В работе Ладейщикова и др. [51] показано, что в области S 233 расширение зоны H II привело к обжатию массивного молекулярного сгустка с инициированием последующего звездообразования в нем.
6.1. Распределение плотного газа в областях S231-S235
В нашей работе показано, что пространственное распределение излучения в линиях молекулы CO можно использовать для исследования общих характеристик молекулярных облаков и для поиска плотных сгустков, в которых, возможно, происходит образование звезд. Однако для подробного изучения звездообразования одной только молекулы CO недостаточно, так как излучение в линиях CO указывает на наличие газа умеренной плотности и переходит в насыщение при более высокой плотности. В случае если на луче зрения оказывается область газа большой протяженности, по оценкам по линиям CO его лучевая концентрация может быть высока, однако в действительности газ не будет высокоплотным. Один из наиболее ярких примеров такой ситуации можно наблюдать в NGC 6334 [57], где пик в линии CO не соответствует пикам в линиях молекул HCO+,
Таблица 6. Список первых регистраций молекулярных линий по литературным данным и результатам этой работы (отмечено как ^эд]). Значками «+» и « —» обозначены источники, где линия соответственно была и не была зарегистрирована
Источник H20 NH3 HC3N CH3OH SiO
22 ГГц 23 ГГц 36 ГГц 36 ГГц 86 ГГц
WB 89690 + [52] + [tw] -[53]
WB 89668 + [52] + [tw] + [tw]
WB 89673 + [52] + [tw] + [tw] + [tw] + [53]
G 173.17+2.55 -[tw]
G 173.57+2.43 + [52] + [54]
S233-IR + [52] + [47] + [55] + [36] + [53]
S 235 Central + [52] + [47] + [55] -[53]
S 235 East 1 "(С) + [13]
S 235 East 2 "(С) + [13] + [53]
S 235-AB + [52] + [56] + [55] + [36] -[53]
HCN и N2H+. Для подтверждения наличия газа c высокой плотностью требуются дополнительные наблюдения в линиях молекул, имеющих высокую критическую плотность. В данной работе мы используем линии молекул HC3N (4—3) и NH3 (1, 1), критическая плотность которых ncrit ^ 104 см-3 и ncrit ~ 103 см-3 соответственно. В таблице 6 приведены сведения из литературы об обнаружении линий-индикаторов плотного газа в областях S 231—S 235. Обилие HC3N значительно в плотном нагретом газе около молодых звезд (см., например, Мейер и др. [58] и Линдберг и др. [59]), причем линии HC3N в областях звездообразования являются оптически тонкими, как было показано Ван ден Боутом [60].
Ранее области звездообразования S 231—S 235 в линии цианоацетилена были исследованы в работе Алакоза и др. [61 ], причем в источниках S 233-IR и S 235-AB излучение на уровне 3а = 0.25 K зарегистрировано не было. Однако через год в работе Пирогова и др. [55] были зарегистрированы линии сразу в трех источниках. Эти источники были обозначены авторами как S231, S 235B и S 235 и ассоциируются с молекулярными сгустками S233-IR, S235-AB и S 235 Central соответственно.
Согласно работе Мейера и др. [58], излучение цианоацетилена хорошо коррелирует с излучением в континууме на 3 мм. По архивным данным BGPS [26] все молекулярные сгустки, в которых
зарегистрировано излучение в линии HC3N, излучают также и в континууме на 1.2 мм. Однако нами в направлении на S 235 East 1, S 235 East 2 и S 235 Central излучение HC3N зарегистрировано не было, что может быть связано с недостаточным порогом чувствительности наблюдений.
Линия аммиака в S 231—S 235 впервые была зарегистрирована в направлении на источник S 235-AB практически одновременно в работах Хо и др. [62] и МакДональд и др. [56]. Затем в работе Харью и др. [63] была зарегистрирована линия аммиака в источнике IRAS 05361+3539 (наш G 173.57+2.43), в работе Шрейер и др. [47] — в S 233-IR, S 235 Central, S 235-AB, а в работе Зин-ченко и др. [46] — в источнике S 233-IR. Далее в статье Кирсановой и др. [13] была подробно исследована область S 235, в том числе получены карты распределения радиояркости аммиака и определены физические параметры газа в направлении следующих скоплений: S 235 East 1, S 235 East 2, S 235 Central, S 235-AB.
Как видно из рис. 4, отношение между яркостями компонентов сверхтонкого расщепления в S 233-IR является аномальным, то есть оно отличается от соотношения в условиях ЛТР. В работе Штутцки и др. [64] показано, что такая аномалия возникает при попадании нескольких небольших сгустков газа в диаграмму направленности телескопа.
Вириальная устойчивость молекулярных сгустков подробно описывается в работе Кауффманн и др. [43]. Обычно предполагается, что, если ви-риальный параметр avir > acr, тогда сгусток или молекулярное облако является гравитационно стабильным. Если avir < acr, тогда возмущения давления и плотности сгустка могут привести к гравитационному сжатию вещества и запуску процессов звездообразования. Для изотермических сгустков с массой Джинса без учета магнитных полей acr ~ 2 [43, 65]. Как видно из таблицы 1, во всех рассматриваемых сгустках avir < 2, что означает их гравитационную неустойчивость.
Некоторые молекулярные сгустки в линии CO имеют сложную протяженную структуру, не описываемую точно алгоритмом GaussClump, в котором предполагается гауссово распределение яркости. Как показал анализ, некоторые молекулярные сгустки разделяются на отдельные компоненты даже при использовании относительно большого порога (1'7) на минимальный размер источника. К числу таких сгустков в первую очередь относится G 173.17+2.55, который по своей структуре является волокном, поэтому он разбивается на отдельные сгустки NE и SW. Аналогично молекулярный сгусток S 235-Central разделяется на два отдельных компонента ( S 235-Central E
и S 235-Central W), что согласуется со структурой излучения NH3 из работы Кирсановой и др. [13]. Для исследования пространственно-кинематической структуры таких сгустков нужны наблюдения с лучшим разрешением, а также применение других методов выделения структур, таких, как GetFilaments [66], FIVe [67], DisPerSe [68] и др.
6.2. Звездообразование в молекулярных сгустках
Согласно данным моделирования из работы Кларка и др. [69], для того чтобы в молекулярных сгустках начались процессы звездообразования, средняя лучевая концентрация в них должна превышать 1021 см-2. В нашей работе показано, что средняя лучевая концентрация газа в сгустках по данным излучения 13CO находится в диапазоне от 1.4 до 4.3 х 1022 см-2, поэтому все рассматриваемые сгустки являются кандидатами в области звездообразования.
Молодые звездные скопления в ГМО G 174+2.5 были исследованы в работе Камарго и др. [20] на основе фотометрии по данным 2MASS1. Они сообщили о четырнадцати молодых звездных скоплениях, погруженных в молекулярный газ. Молодые звездные скопления в направлении на молекулярные сгустки WB 89673 и WB 89668 в их работе выделены не были.Все найденные скопления обозначены на рис. 1 пунктирными окружностями. Согласно исследованиям [20], возраст, положение и размеры молодых звездных скоплений вблизи S 235 (S 235 Central, East 1 и East 2) согласуются со сценарием звездообразования «сбора и сжатия». Цветовые характеристики звезд в направлении на молекулярные сгустки S 235-AB, S232-IR, S 233-IR, G 173.57+2.43 соответствуют характеристикам погруженных молодых звездных скоплений. Предполагается, что возраст данных скоплений составляет 3—5 млн лет (см. таблицу 2 из [20]), и они еще не успели до конца «рассеять» окружающий их молекулярный газ.
Скопления в области S 235-AB были исследованы в работе Фелли и др. [70—72]. Они показали, что звездное скопление находится между туманностями S235A и S235B, первая из которых является зоной H II. В работе Боли и др. [73] показано, что S 235 B является отражательной туманностью. Был обнаружен слой горячего молекулярного газа с южной стороны от S 235 A. Этот газ находится между зоной H II и молекулярным облаком. В более поздней работе Фелли и др. [72] было показано, что в этом слое находятся молодые звезды. Авторы заключили, что взаимодействие S 235 A с
1The Two-Micron All-Sky Survey, доступен по адресу
www.ipac.caltech.edu/2mass/releases/allsky/.
окружающим молекулярным облаком, возможно, привело к образованию второго поколения звезд в этой области.
Таким образом, молодые звездные скопления выделяются в направлении на все рассматриваемые молекулярные сгустки, кроме G 173.17+2.55, а именно: S 235 Central, S 235 East 1, S 235 East 2, S235-AB, S232-IR, S233-IR, G 173.57+2.43, WB 89673 и WB 89668. Наличие молодых звездных скоплений указывает на активные процессы звездообразования в данных молекулярных сгустках.
6.3. Признаки истечений в молекулярных сгустках
В этом разделе мы обсуждаем наличие признаков истечений в исследованных массивных сгустках, основанных на характеристиках мазерного излучения молекул.
Мазерное излучение метанола — отличительная особенность областей звездообразования. В ранних исследованиях Батрла [74] и Ментена [75] эмпирически были выделены два класса метаноль-ных мазеров. Мазеры II класса (к примеру, на 6.7, 12, 37.7, 107 ГГц) накачиваются ИК-излучением пыли, нагретой молодыми звездами (см. работы Соболева и др. [76, 77]), поэтому их обнаруживают в непосредственной близости к таким объектам. Мазеры I класса (к примеру, на 36, 44, 95 ГГц) возникают вследствие столкновительно-радиативной накачки (см. Соболев и др. [5]) и обычно указывают на присутствие газа, сжатого ударной волной. Такой газ часто обнаруживается около молодых звезд, в которых есть истечение, взаимодействующее с окружающим веществом (см. Воронков и др. [9]). Возникновение молекулярных истечений из областей звездообразования является неотъемлемой стадией этого процесса [78]. Обычно мазеры I класса обнаруживаются на некотором расстоянии от молодых звездных объектов, как показано в работах Куртца и др. [79], Воронкова и др. [9, 80]. Однако метанольные мазеры I класса могут возникать в любых местах межзвездной среды, где образуются ударные волны умеренных скоростей: при столкновениях облаков молекулярного газа (см. Салий и др. [8]), взрывах сверхновых (см. Пильстрем и др. [81]), в местах взаимодействия областей H II с окружающим молекулярным газом (см. Воронков и др. [82]) и областях со сложными гидродинамическими движениями (см. Воронков и др. [83]).
В линии метанола на частоте 36.2 ГГц излучение в направлении на S 231—S 235 впервые было зарегистрировано в работе Хашика и др. [84], где был получен спектр источника S 235, соответствующий молекулярному сгустку S 235-AB в настоящей работе. Затем в работе Лишти и др. [36] были зарегистрированы мазерные и тепловые линии
метанола в двух источниках: 8 233-Щ и 8 235-АВ. В зарегистрированных нами линиях метанола на 36 ГГц в источниках WB 89673, 8 233-Щ и 8 235-AB можно выделить две компоненты — широкую и узкую. Часто широкую компоненту (более 2.0 км с"1) интерпретируют как «тепловую», а узкую компоненту (менее 1.5 км с"1) — как «мазерную» [36]. Согласно выводам из работы Берулиса и др. [33], «мазерная» компонента может возникать как в окрестности протозвезды, так и в обычном гравитационно стабильном фрагменте межзвездной среды, возникающем вследствие турбулентности. Метанольные мазеры I класса также могут быть связаны с протозвездами на ранних стадиях сжатия (см. Соболев и др. [85], Саттон и др. [7]) и образовываться на границах гиперкомпактных областей И II (см. Соболев и др. [5]). Таким образом, метанольный мазер не может быть исчерпывающим критерием наличия истечений из молодых звездных объектов на ранних стадиях звездообразования.
Необходимо отметить, что существует ограничение на формирование метанола в ударных волнах. Согласно работе Гэрей и др. [86], метанол не может выжить в ударных волнах, которые движутся со скоростями, превышающими 10 км с"1, так как при больших скоростях эти молекулы разрушаются. В качестве дополнительного индикатора ударных фронтов, связанных с истечениями из молодых звездных объектов, можно использовать линии излучения молекулы 8Ю (см. работы Шильке и др. [87], а также Каселли др. [88]). При прохождении ударной волны обилие метанола в газовой фазе увеличивается за счет испарения с поверхности пылинок [8]. В отличие от метанола, молекула 8Ю после испарения не разрушается при больших скоростях ударных волн (от 10 до 40 км с"1, см. [87]), поэтому излучение в линиях 8Ю является надежным индикатором истечений. Существование истечений из молодых звездных объектов в молекулярных сгустках WB 89673 и 8 233-Щ подтверждается наличием излучения 8Ю в работе Харью и др. [53]. Истечение в 8 233-Щ было ранее исследовано в литературе (см. [15,89—91]), где показано, что оно возникает в области образования массивных звезд. В 8 235-AB излучение 8Ю не было зарегистрировано [53], хотя в данном сгустке наблюдается излучение в мазерной линии метанола на 36 ГГц [36, 84].
Мазерное излучение воды в большинстве случаев обнаруживается в областях звездообразования (см. главу 6.1.1 из работы Грэй [10]). Наличие водяных мазеров в направлении на молекулярные сгустки в областях 8 231—8 235 является дополнительным свидетельством идущих в них активных процессов звездообразования. Мазеры И2О
были зарегистрированы в направлении на сгустки WB 89690, WB 89668, WB 89673, G 173.57+2.43, S233-IR, S 235 Central и S235-AB (см. таблицу 6).
Наличие истечения в области S 235-AB было доказано в серии работ Фелли и др. [70—72]. В работе Шэперд и Ватсона [19] показано, что в области G 173.58+2.43 как минимум два молодых звездных объекта из скопления ответственны за истечение вещества.
Таким образом, признаки молекулярных истечений обнаруживаются в следующих массивных сгустках: WB 89690, WB 89668, WB 89673, G 173.57+2.43, S233-IR, S 235 Central, S 235-AB и S 235 East 2. Признаки истечения не обнаружены в направлении на S 235 East 1 и G 173.17+2.55.
7. ВЫВОДЫ
1. В гигантском молекулярном облаке G 174+2.5 на основании данных наблюдений молекулы СО выделены десять массивных звездообразующих сгустков. Все они принадлежат областям звездообразования S 231—S 235, названным по находящимся в них зонам H II.
2. Сгустки являются гравитационно неустойчивыми, и их массы по данным CO лежат в пределах приблизительно от 700 до 2000 MQ.
3. В результате наблюдений получены спектры линий метанола, цианоацетилена и аммиака:
• В линии цианоацетилена на 36.4 ГГц излучение зарегистрировано в направлении на три молекулярных сгустка: WB 89668, WB 89673 и S 233-IR. Это указывает на высокую плотность молекулярного газа. Лучевая концентрация HC3N оказалась достаточной для ее обнаружения на радиотелескопе РТ-22.
• Линия метанола на 36.2 ГГц зарегистрирована в направлении WB 89673, S 233-IR и S 235-AB. Обнаружение излучения в данной линии указывает на существование ударных фронтов в сгустках.
• В линии аммиака излучение зарегистрировано в направлении на шесть сгустков: WB 89668, WB 89673, S233-IR, G 173.57+2.43, S235AB и S 235 Central. По линии аммиака определены физические параметры молекулярных сгустков: температура, лучевая концентрация аммиака и концентрация молекулярного газа. Установлено, что температура сгустков находится в диапазоне от 16 до 30 K, а концентрация молекулярного газа — от 2800 до 7200 см-3.
4. Во всех сгустках, кроме G 173.17+2.55, обнаруживаются погруженные молодые звездные скопления.
5. Признаки молекулярных истечений наблюдаются в направлении на все массивные сгустки, кроме S 235 East 1 и G 173.17+2.55.
БЛАГОДАРНОСТИ
Исследование поддержано Программой 211 Правительства Российской Федерации, соглашение №02.A03.21.0006. Работа выполнена при частичной финансовой поддержке Министерства образования и науки РФ (госзадание №3.1781.2014/K). Д. А. Ладейщиков благодарит Г. Т. Смирнова, В. А. Гусева и С. В. Логвиненко за руководство, поддержку и помощь при разработке системы автоматизации для двухканального радиометра РТ-22. М. С. Кирсанова благодарит Фонд Президента РФ (грант MK-2570.2014.2), а также программу ОФН-15 Отделения физических наук РАН. А. П. Цивилев благодарит за поддержку программу ОФН «Межзвездная и межгалактическая среда: активные и протяженные объекты».
ПРИЛОЖЕНИЕ А. ОЦЕНКА МАССЫ молекулярных ОБЛАКОВ ПО РАДИОЛИНИЯМ СО
Представленная методика предназначена для определения физических параметров молекулярных облаков по данным в линиях СО. В целом методика соответствует работе Роман-Дувал и др. [38] с некоторыми изменениями, которые касаются определения лучевых концентраций и масс сгустков. Для определения лучевой концентрации было использовано предположение ЛТР. Также предполагалось, что линии 12СО являются оптически толстыми. В этом случае температура возбуждения линии Тех может быть определена из решения уравнения переноса излучения (формула (15.29) из [45]) для линии 12СО(1 -0):
/ 5 53 \
т'* = *I'3/la{l + WTШ)■ (АЛ|
где ТВ — яркостная температура линии 12СО(1 —0). В данном уравнении учитывается излучение микроволнового фона ТЪё = 2.7 К. Так как средний размер источников в линиях 12СО и 13СО (от 1 '9 до 4 '1, см. таблицу 1) больше, чем размер диаграммы направленности (45''),
ТВ = ТшЪ.
Для определения оптической толщины и лучевой концентрации СО используется изотоп молекулы 13СО, так как он менее обилен и его оптическая толщина меньше по сравнению с 12СО. Последнее приводит к тому, что излучение меньше подвержено эффектам насыщения. Оптическая толщина линии 13СО(1—0) определяется по формуле (15.31) из работы [45]:
т13 то -
:-ln
13
1_£в_.
5.3
exp
5J3 T
-L ex
- 1
1
1
-0.16
(A.2)
где Tg3 — яркостная температура линии 13CO(1-0), Tex — температура ее возбуждения. Для линейной молекулы CO возбуждение характеризуется единой температурой Tex, поэтому лучевая концентрация N и оптическая толщина т связаны следующим соотношением (см. уравнение (3) из работы [38]):
N(13CO) = 2.6 х 10
14
Te
1 - exp(-5.3/Tex)
х j т13(v)dv,
(A.3)
причем в случае гауссова профиля оптической толщины / т13(у)(1у = т013а^, где — дисперсия скорости линии 13СО, го — оптическая толщина в центре линии. Лучевая концентрация И2 получается из обилий 12СО/13СО, а также СО/И2:
12
N(H2) = N(13CO) х
CO
13
CO
СО
Но
-1
(A.4)
Отношение СО/И2 ~ 8 х 10 5, согласно [92]. Отношение 12СО/13СО меняется от 40 до 70 в зависимости от расстояния от центра Галактики до источника, согласно [41]. На расстоянии 2 кпк от Солнца в направлении на галактический антицентр отношение обилий 12СО/13СО ~ 70.
Масса определяется в результате интегрирования карты распределения лучевой концентрации Ж(И2) по поверхности источника ёА:
При объединении выражений (А.4) и (А.5) и подстановке численных констант получаем следующее выражение для массы источника:
M - 0.41D2
TexT13avл/2тг _АаМ (Mq))
1 - exp(-5.3/Tex)
(А.6)
где Тех = Тех(а, 6) — температура возбуждения в данной ячейке карты, которая рассчитывается по формуле (А.1), г13 = г13 (а, 6) — оптическая толщина 13СО в центре профиля линии данной ячейки карты, которая рассчитана по формуле (А.2), аv = а у (а, 6) — дисперсия скорости профиля линии 13СО, Да и Д6 — размер ячейки карты по а и 6, выраженный в угловых минутах. Коэффициент перед интегралом, 0.41, отличается от величины 0.27, принятой в работе Роман-Дувал и др. [38] из-за использования иного отношения обилий 12СО/13СО (70 вместо 45).
Вириальный параметр сгустков = МЧ-1Г/М рассчитывается согласно определению в работе [43]:
C^vir -
b(T2„R GM
-1.2
(
Vkms
1
2 f R\
pc) \M(
M
tQ
-1
(А.7)
Радиус сгустков определяется согласно работе [38] из площади, которую занимает сгусток на уровне половины интенсивности:
R
(A.8)
где Жр;х — число ячеек карты, занимаемое сгустком на уровне половины интенсивности, Да и Д6 — размер ячейки карты. Дисперсия скорости в линии молекулы 13СО, согласно [38], рассчитывается по формуле :
ETi3(v-vf
£т13
(A.9)
причем суммирование в формуле (А.9) производится по (а, 6, у) только для таких значений Т13, которые превышают уровень интенсивности 4а.
2
(Tv =
М = /тН2 / ёА = /тН2 В2/ ёП,
(А.5)
где / — отношение массы межзвездного газа к массе молекулы водорода, / & 1.33 [93], тН2 — масса молекулы водорода, а элемент поверхности ёА связан с телесным углом соотношением ёА = В2ёП, где В — расстояние до источника в кпк.
ПРИЛОЖЕНИЕ В. МЕТОДИКА ОЦЕНКИ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
молекулярного ГАЗА ПО
РАДИОЛИНИЯМ АММИАКА
Спектр излучения молекулы аммиака подробно описан в работе [94]. Здесь мы приводим лишь конечные формулы, использованные при оценке
температуры газа, его плотности и содержания аммиака в нем. Известно, что населенности метаста-бильных уровней (1, 1) и (2, 2) определяются столкновениями, что позволяет использовать предположение об ЛТР и оценить кинетическую температуру газа Tgas. С помощью метода NH3(1,1) из программы CLASS можно оценить значение оптической толщины главного компонента Т(1; 1)m. Далее определяется температура возбуждения перехода (1,1), которая предполагается одинаковой для всех остальных инверсионных переходов в условиях ЛТР:
T —
T ex —
Tb
B(1, 1)
1 - exp(-T(M)m)
Яркостная температура главного компонента линии (1,1) Тв (11) дана в таблице 4. Величина Тъё — это температура фонового излучения, которая определяется температурой космологического микроволнового фона и фонового излучения источника Т:
Tbg — 2.73 + Ts (K).
Tex
( ' ) ^(1,1) ( ' ) xAV^ i) (cm"2),
/1 M 5 —41.2
NNh3 = ^(1,1) ( gßTrot + 1 + -e Trot
14 -99.4 \ 9ч
+—e Trot J (cm-2),
где Trot — вращательная температура, определяющая отношение населенностей между уровнями (2,2) и (1, 1).
В условиях ЛТР [94]:
Trot — - 41.5ln
-0.282, Т{ l,l)r
in 1 -
TB
B (2, 2)m
TB
B (1, 1)m
(1 - e"T(1i)m (K).
Для определения Тёа8 используется соотношение, полученное в работе [2] с коэффициентами из работы [96]:
Trot —
Tg
gas
1 + T±s ln Л +С(2> 2^2,1)
41.5
Ce
(K).
+ Tbg (K). (B.1)
(B.2)
Лучевая концентрация аммиака на уровне (1,1) определяется как [95]:
(B.3)
где АУ(1; 1) — ширина линии (1,1) в кмс-1, ее значение приведено в таблице 4, 1) = 23.7 — частота перехода (1, 1) в ГГц.
Полная лучевая концентрация аммиака в условиях ЛТР при учете четырех нижних уровней: основного, а также (1,1), (2,2) и (3,3), равна:
(B.4)
(B.5)
(В.6)
"(2, 2—> 1, 1) .
Коэффициенты С(2,2—2,1) и С(2,2—1,1) даны в виде таблиц в работе [96] для нескольких значений Тёа8. Уравнение (В.6) решается методом итераций.
Зная Тех, можно оценить концентрацию молекулярного газа п(Н2), рассматривая только два уровня инверсионного перехода (1, 1), с помощью следующего соотношения [94]:
А(1,1) / Jv (Тех ) — Jv (^ )
n(H2) —
C
(1,1)
Jv (Tgas) - Jv (Tex )
^ Jy (^gas) hi/(1>1)/k
(B.7)
(cm 3 )
где
Jv (T) —
hv.
(1,1)
k
hv
exp ■
(1,1)
kT
1
(B.8)
Коэффициент A(1,1) — 1.7 x 10"7 с"1 [45], а C(1,1) берется из таблицы в работе [96] для определенного
значения Tg
gas
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. F. Combes, Annual Rev. Astron. Astrophys. 29, 195 (1991).
2. C. M. Walmsley and H. Ungerechts, Astron. and Astrophys. 122, 164(1983).
3. J. Jijina, P. C. Myers, and F. C. Adams, Astrophys. J. Suppl. 125, 161 (1999).
4. M. Morris, B. E. Turner, P. Palmer, and B. Zuckerman, Astrophys. J. 205, 82 (1976).
5. A. M. Sobolev, D. M. Cragg, S. P. Ellingsen, et al., IAU Symp. 242,81 (2007).
6. S.V. Salii and A. M. Sobolev, Astronomy Reports 50, 965 (2006).
7. E. C. Sutton, A. M. Sobolev, S. V. Salii, et al., Astrophys. J. 609,231 (2004).
8. S. V. Salii, A. M. Sobolev, and N. D. Kalinina, Astronomy Reports 46, 955 (2002).
9. M. A. Voronkov, K. J. Brooks, A. M. Sobolev, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 373,411 (2006).
10. M. Gray, Maser Sources in Astrophysics (Cambridge Univ. Press, New York, 2012).
11. S. Sharpless, Astrophys. J. Suppl. 4, 257 (1959).
12. M. S. Kirsanova, A. M. Sobolev, M. Thomasson, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 388, 729 (2008).
13. M. S. Kirsanova, D. S. Wiebe, A. M. Sobolev, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 437, 1593 (2014).
x
x
14. L. Chavarria, L. Allen, C. Brunt, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 439, 3719 (2014).
15. A. G. Ginsburg, J. Bally, C.-H. Yan, and J. P. Williams, Astrophys. J. 707, 310 (2009).
16. S. Leurini, H. Beuther, P. Schilke, et al., Astron. and Astrophys. 475, 925 (2007).
17. H. Beuther, S. Leurini, P. Schilke, et al., Astron. and Astrophys. 466, 1065(2007).
18. A. Chakraborty, D. K. Ojha, B. G. Anandarao, and T. N. Rengarajan, Astron. and Astrophys. 364, 683 (2000).
19. D. S. Shepherd and A. M. Watson, Astrophys. J. 566, 966 (2002).
20. D. Camargo, C. Bonatto, and E. Bica, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 416, 1522(2011).
21. J. G. A. Wouterloot and J. Brand, Astron. and Astrophys. Suppl. 80, 149(1989).
22. M. H. Heyer, J. M. Carpenter, and E. F. Ladd, Astrophys. J. 463,630(1996).
23. R. A. Burns, H. Imai, T. Handa, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 453, 3163 (2015).
24. B. Reipurth and C.-H. Yan, Star Formation and Molecular Clouds towards the Galactic AntiCenter (Astron. Soc. Pacific, San Francisco, 2008).
25. T. M. Dame, D. Hartmann, and P. Thaddeus, Astrophys. J. 547,792(2001).
26. A. Ginsburg, J. Glenn, E. Rosolowsky, et al., Astrophys. J. Suppl. 208, 14 (2013).
27. E. L. Wright, P. R. M. Eisenhardt, A. K. Mainzer, et al., Astron. J. 140, 1868 (2010).
28. A. Lawrence, S. J. Warren, O. Almaini, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 379, 1599 (2007).
29. J. C. Mottram, C. M. Brunt, and M. H. Heyer, Astron. and Astrophys. (in press).
30. R. J. Sault, P. J. Teuben, and M. C. H. Wright, ASP Conf. Ser. 77,433(1995).
31. W. A. Joye and E. Mandel, ASP Conf. Ser. 295, 489 (2003).
32. A. M. Tolmachev and R. L. Sorochenko, Sov. Astron. Lett. 7,379(1981).
33. I. I. Berulis, S. V. Kalenski, A. M. Sobolev, and V. S. Streinitski, Astron. Astrophys. Transactions 1, 231 (1992).
34. T. L. Wilson and R. Mauersberger, Astron. and Astrophys. 239, 305(1990).
35. I. I. Berulis, V. A. Gusev, A. V. Kutsenko, et al., Tr. Akad. Nauk SSSR Phys. Inst. 135, 35 (1983).
36. S. Liechti and T. L. Wilson, Astron. and Astrophys. 314,615(1996).
37. S. Maret, P. Hily-Blant, J. Pety, et al., Astron. and Astrophys. 526, A47 (2011).
38. J. Roman-Duval, J. M. Jackson, M. Heyer, et al., Astrophys. J. 723, 492 (2010).
39. R. Simon, J. M. Jackson, D. P. Clemens, et al., Astrophys. J. 551,747(2001).
40. M. J. Reid, Annual Rev. Astron. Astrophys. 31, 345 (1993).
41. W. D. Langer and A. A. Penzias, Astrophys. J. 357, 477 (1990).
42. J. Stutzki and R. Guesten, Astrophys. J. 356, 513 (1990).
43. J. Kauffmann, T. Pillai, and P. F. Goldsmith, Astrophys. J. 779, 185(2013).
44. P. Padoan, M. Juvela, J. Bally, and A. Nordlund, Astrophys. J. 529, 259 (2000).
45. K. Rohlfs and T. L. Wilson, Tools of Radio Astronomy, 4th ed. (Springer, New York, 2004).
46. I. Zinchenko, T. Henning, and K. Schreyer, Astron. and Astrophys. Suppl. 124,385(1997).
47. K. Schreyer, T. Henning, C. Koempe, and P. Harjunpaeae, Astron. and Astrophys. 306, 267 (1996).
48. N. J. Evans, II, and G. N. Blair, Astrophys. J. 246, 394(1981).
49. B. G. Elmegreen and C. J. Lada, Astrophys. J. 214, 725(1977).
50. A. P. Whitworth, A. S. Bhattal, S. J. Chapman, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 268,291 (1994).
51. D. A. Ladeyschkov, A. M. Sobolev, M. Thomasson, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 452, 2306 (2015).
52. J. G. A. Wouterloot, J. Brand, and K. Fiegle, Astron. and Astrophys. Suppl. 98, 589 (1993).
53. J. Harju, K. Lehtinen, R. S. Booth, and I. Zinchenko, Astron. and Astrophys. Suppl. 132, 211 (1998).
54. J. G. A. Wouterloot, C. M. Walmsley, and C. Henkel, Astron. and Astrophys. 203, 367 (1988).
55. L. E. Pirogov, L. E. B. Johansson, and I. I. Zinchenko, Astron. Astrophys. Transactions 22, 33 (2003).
56. G. H. MacDonald, L. T. Little, A. T. Brown, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 195,387(1981).
57. A. J. Walsh, S. Thorwirth, H. Beuther, and M. G. Burton, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 404, 1396(2010).
58. D. S. Meier and J. L. Turner, Astrophys. J. 618, 259 (2005).
59. J. E. Lindberg, S. Aalto, F. Costagliola, et al., Astron. and Astrophys. 527, A150 (2011).
60. P. A. Vanden Bout, R. B. Loren, R. L. Snell, and A. Wootten, Astrophys. J. 271, 161 (1983).
61. A. V. Alakoz, S. V. Kalenskii, V. G. Promislov, et al., Astronomy Reports 46, 551 (2002).
62. P. T. P. Ho, R. N. Martin, and A. H. Barrett, Astrophys. J. 246,761 (1981).
63. J. Harju, M. Walmsley, and J. G. A. Wouterloot, IAU Symp. 147,436(1991).
64. J. Stutzki and G. Winnewisser, Astron. and Astrophys. 144, 13(1985).
65. C. F. McKee and E. G. Zweibel, Astrophys. J. 399, 551 (1992).
66. A. Men'shchikov, Astron. and Astrophys. 560, A63 (2013).
67. A. Hacar, M. Tafalla, J. Kauffmann, and A. Kovacs, Astron. and Astrophys. 554, A55 (2013).
68. T. Sousbie, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 414, 350(2011).
69. P. C. Clark and S. C. O. Glover, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 444, 2396 (2014).
70. M. Felli, L. Testi, R. Valdettaro, and J.-J. Wang, Astron. and Astrophys. 320, 594 (1997).
71. M. Felli, F. Massi, A. Navarrini, et al., Astron. and Astrophys. 420, 553 (2004).
72. M. Felli, F. Massi, M. Robberto, and R. Cesaroni, Astron. and Astrophys. 453, 911 (2006).
73. P. A. Boley, A. M. Sobolev, V. V. Krushinsky, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 399, 778 (2009).
74. W. Batrla, H. E. Matthews, K. M. Menten, and C. M. Walmsley, Nature 326, 49 (l987).
75. K. M. Menten, Astrophys. J. 380, L75 (1991).
76. A. M. Sobolev, A. B. Ostrovskii, M. S. Kirsanova, et al., IAU Symp. 227, 174 (2005).
77. D. M. Cragg, A. M. Sobolev, and P. D. Godfrey, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 360, 533 (2005).
78. R. Bachiller, Annual Rev. Astron. Astrophys. 34, 111 (1996).
79. S. Kurtz, P. Hofner, and C. V. Alvarez, Astrophys. J. Suppl. 155, 149(2004).
80. M. A. Voronkov, J. L. Caswell, S. P. Ellingsen, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 439, 2584 (2014).
81. Y. M. Pihlstrom, L. O. Sjouwerman, D. A. Frail, et al., Astron. J. 147, 73 (2014).
82. M. A. Voronkov, J. L. Caswell, S. P. Ellingsen, and A. M. Sobolev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 405,2471 (2010).
83. M. A. Voronkov, J. L. Caswell, T. R. Britton, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 408, 133(2010).
84. A. D. Haschick and W. A. Baan, Astrophys. J. 339, 949 (1989).
85. A. M. Sobolev and V. S. Strelnitskij, 9, 26 (1983).
86. G. Garay, D. Mardones, L. F. Rodriguez, et al., Astrophys. J. 567, 980 (2002).
87. P. Schilke, C. M. Walmsley, G. Pineau des Forets, and D. R. Flower, Astron. and Astrophys. 321, 293 (1997).
88. P. Caselli, T. W. Hartquist, and O. Havnes, Astron. and Astrophys. 322, 296 (1997).
89. A. Porras, I. Cruz-Gonzalez, and L. Salas, Astron. and Astrophys. 361, 660 (2000).
90. H. Beuther, P. Schilke, F. Gueth, et al., Astron. and Astrophys. 387,931 (2002).
91. T. Khanzadyan, M. D. Smith, C. J. Davis, and T. Stanke, Astron. and Astrophys. 418, 163 (2004).
92. G. A. Blake, E. C. Sutton, C. R. Masson, and T. G. Phillips, Astrophys. J. 315, 621 (1987).
93. R. H. Hildebrand, Quart. J. Royal Astron. Soc. 24, 267 (1983).
94. P. T. P. Ho and C. H. Townes, Annual Rev. Astron. Astrophys. 21,239(1983).
95. J. G. Mangum, A. Wootten, and L. G. Mundy, Astrophys. J. 388, 467 (1992).
96. G. Danby, D. R. Flower, P. Valiron, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 235, 229 (1988).
Molecular Emission in Dense Massive Clumps from the Star-Forming Regions S 231—S 235
D. A. Ladeyschikov, M. S. Kirsanova, A. P. Tsivilev, and A. M. Sobolev
The paper is concerned with the study of the star-forming regions S 231—S 235 in radio lines of molecules of the interstellar medium —carbon monoxide (CO), ammonia (NH3), cyanoacetylene (HC3N), in maser lines —methanol (CH3OH) and water vapor (H2O). The regions S 231—S 235 belong to the giant molecular cloud G 174+2.5. The goal of this paper is to search for new sources of emission toward molecular clumps and to estimate their physical parameters from CO and NH3 molecular lines. We obtained new detections of NH3 and HC3N lines in the sources WB 89673 and WB 89668 which indicates the presence of high-density gas. From the CO line, we derived sizes, column densities, and masses of molecular clumps. From the NH3 line, we derived gas kinetic temperatures and number densities in molecular clumps. We determined that kinetic temperatures and number densities of molecular gas are within the limits 16—30 K and 2.8—7.2 x 103 cm~3 respectively. The shock-tracing line of CH3OH molecule at a frequency of 36.2 GHz was detected in WB 89673 for the first time.
Keywords: ISM: clouds—ISM: molecules—ISM: jets and outflows
