分子云和恒星形成之二.PDFVIP

分子云和恒星形成 II.银河系内的恒星形成研究 恒星形成研究简单历史 • 恒星形成过程是天文学的基本问题之一 • 康德的星云假说(18世纪中期) • 拉普拉斯假说(18世纪末) • 现代天体物理恒星光谱分类(19世纪末) • 分子气体的发现(1970年) • 小质量恒星形成的阶段的定性分类(80年代) • 大质量恒星形成研究(20世纪70年—现在) 小质量恒星形成的理论模型(4个阶段) Shu, Adams, Lizano, 1987, ARAA 分子暗云(dark cloud) • 没有恒星形成的分子云 • 加热主要靠宇宙线 • 冷却主要靠H2与CO的碰撞，将CO碰撞到 高的转动能级，然后CO辐射带走能量 • 尘埃的辐射带走能量在这种情况下不重要 • 这种情况下的平衡温度在10K左右 • 质量和密度大到一定的尺度，它会进行塌 缩，到达上面的图中第一个阶段 分子外向流的发现 • 银河系内恒星形成活跃区域一般在巨分子云 5 6 (GMCs)里(10 -10 M⊙，~100pc，~10K) • GMC中的声速一般在几十km/s，测量得到的线 宽，一般小于这个数值 • 气体的塌缩过程，角动量守恒需要满足，所以会 慢慢的形成一个盘状结构，同时还会伴随着角动 量的转移 • 吸积盘本身是比较难以观测的，一般认为外向流 的存在必须有吸积盘 • CO谱线发现后，在70年代同时发现了外向流 分子外向流谱 Orion中的CO 1-0谱 线，Bell实验室7m毫 米波望远镜测得，可 以看出明显的高速成 分，和正常的多普勒 致宽导致的谱线轮廓 (接近与gauss轮廓) 有很大差异 Lada 1985 ARAA 双极分子外向流的观测证据 外向流的形态 经过CO谱线的成图 观测，可以知道红翼 和蓝翼的空间分布的 差异 到目前为止已经发现 大量(300个)分子外 向流，大部分是双极 的，同时有少部分单 极，外向流在大质量 和小质量恒星形成区 都普遍存在 外向流的质量估算 • 质量流失率在恒星形成过程中很重要 • 12CO/13CO组合，在一定的假设下，可以计算外向流的质量 • 这个可以得到光学厚度 • 一般用89，也就是地球上的丰度比 13 • 激发温度一般可以结合多个能级的 CO观测得到 13 • 单纯只有 CO 1-0的观测也是可以进行计算的 • 这时可以假定激发温度和环境气体类似，并假定完全光薄 外向流能量以及动量的估算 • 速度和质量知道后，很容易的计算动量和 动能 • 这些通过观测得到的数据，对于研究外向 流的驱动机制以及带走能量和角动量等的 理论估算很有用 双极分子外向流 Zapata et al. 2005 SiO分子示踪外向流