Астрономический журнал, 2020, T. 97, № 3, стр. 225-241

1. ВВЕДЕНИЕ

Эффект обогащения молекулярного газа дейтерием в межзвездных облаках (т.е. увеличение относительного содержания дейтерированных молекул) достаточно хорошо известен. Он связан с экзотермичностью реакций замены протона дейтерием в молекулах, которые лежат в основе цепочек химических реакций, ведущих к образованию большинства других молекул (например, [1]). В первую очередь это относится к реакции

Помимо этого важную роль играет вымораживание на пылинках молекул, например СО, которые разрушают ${{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{{{\text{D}}}^{{\text{ + }}}}$, а также уменьшение при этом степени ионизации газа, что снижает скорость рекомбинации ${{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{{{\text{D}}}^{{\text{ + }}}}$.

До сих пор этот эффект изучался в основном в холодных облаках сравнительно небольшой массы, где он оказывается особенно значительным. Исследования данного эффекта в областях образования массивных звезд, где температура заметно выше, пока очень ограничены.Обычно считается, что в таких областях он значительно слабее, поскольку должен быстро уменьшаться с ростом температуры. Тем не менее он наблюдался в ряде инфракрасных темных облаков и в других областях образования звезд большой массы [например, 2–5]. Недавно был выполнен обзор 59 таких областей в линиях некоторых дейтерированных молекул [6]. Были найдены признаки изменения степени обогащения дейтерием по мере эволюции объектов и корреляция со светимостью центрального источника. Имеются детальные химические модели, описывающие ожидаемое содержание дейтерированных молекул [7].

Исследования содержания дейтерированных молекул в межзвездных облаках проводятся по данным наблюдений их вращательного спектра. При этом низшие вращательные переходы $J = 1 - 0$ обычно не наблюдаются, поскольку для таких молекул, как DCN, DNC, DCO⁺, N₂D⁺ они попадают в диапазон длин волн 4 мм, который довольно плохо освоен в радиоастрономии. Это связано с наличием сильной полосы поглощения атмосферного кислорода вблизи 60 ГГц. В то же время наблюдения низших вращательных переходов важны для более точного определения полного числа молекул на луче зрения.

В настоящее время диапазон длин волн 4 мм доступен на 20-м радиотелескопе обсерватории Онсала Чалмерского технологического университета в Швеции, благодаря недавно разработанному и установленному там высокочувствительному приемнику данного диапазона [8]. В данной работе мы приводим результаты обзора нескольких десятков областей образования массивных звезд в линиях низших переходов дейтерированных молекул, выполненного с помощью этого инструмента. В разделе 2 приводится выборка наблюдавшихся источников, а также описываются процедуры наблюдений и обработки данных. В разделе 3 представлены результаты наблюдений и оценки содержания молекул. В разделе 4 дается анализ полученных результатов.

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

Выборка объектов для обзора была в основном составлена из источников, ранее наблюдавшихся нами в различных линиях [9–16]. Они были отобраны по наличию тех или иных признаков образования массивных звезд, таких как мазеры H₂O, мощные ИК источники, зоны HII. Список источников приведен в табл. 1.

Наблюдения проводились на 20-м радиотелескопе обсерватории Онсала в Швеции с помощью приемника диапазона длин волн 4 мм [8] в рамках проекта O2016b-04. Для анализа спектра применялся спектроанализатор на основе быстрого преобразования Фурье, обеспечивающий одновременный анализ двух полос шириной по 2.5 ГГц (в двух поляризациях) с разрешением 76 кГц (что соответствует ~0.3 км/с). Использовались два варианта настройки приемника, при которых перекрывались следующие полосы частот: (1) 71.94–74.44 ГГц, (2) 75.45–77.95 ГГц, (3) 83.94–86.44 ГГц и (4) 87.45–89.95 ГГц. Одновременно наблюдались либо полосы (1, 3), либо (2, 4). Эти пары включают в себя нижнюю и верхнюю боковые полосы приемника соответственно. На этих частотах ширина диаграммы направленности на половинном уровне составляет от ≈50″ до ≈40″. Наблюдения проводились в основном в режиме диаграммной модуляции с разносом лучей около 11'. Часть данных получена в режиме частотной модуляции. Точность наведения проверялась периодически по наблюдениям мазерных источников SiO, она составляла ≤ 5″.

Список линий дейтерированных молекул, которые попадают в указанные полосы частот, приведен в табл. 2. Кроме них, в этих диапазонах присутствуют линии основных изотопов HCN и HCO⁺, линии менее распространенных изотопов H¹³CN, HC¹⁵N и HC¹⁸O⁺, а также линии ряда других молекул, включая CH₃CCH и CH₃CN, которые могут служить индикаторами температуры.

Минимальная шумовая температура системы в ходе наблюдений составляла около 150 K в ясную погоду. В неблагоприятных метеоусловиях шумовая температура возрастала до нескольких сотен K. Результаты представлены в шкале яркостных температур в главном лепестке диаграммы направленности с учетом коэффициента использования главного лепестка согласно документации на 20-м радиотелескоп.

Обработка данных проводилась при помощи пакета XS, разработанного Пером Бергманом в Обсерватории Онсала, а также пакета GILDAS, разработанного в Институте миллиметровой радиоастрономии¹¹. Оценка параметров выполнялась с помощью онлайн версии программы RADEX²² [17] и пакета CASSIS³³. Оценка коэффициентов корреляции и линейной регрессии с учетом данных, представленных верхними и нижними пределами, выполнялась с помощью программы ASURV Rev. 1.2 [18, 19]. Частоты переходов брались из баз данных NIST⁴⁴ и SPLATALOGUE⁵⁵.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ

В результате обработки данных были определены параметры линий, приведенные в табл. 3 и 4. В табл. 3 показаны значения скорости (км/с), ширины линии (км/с) и интенсивностей (мК) для дейтерированных молекул, а в табл. 4 – такие же параметры для изотопов H¹³CN и HC¹⁸O⁺. Молекулы DCO⁺ обнаружены в 16 источниках из 50 наблюдавшихся в полосе (1). Также в этой полосе частот в 17 источниках видны линии молекулы DCN. Полоса частот (2) наблюдалась в 47 источниках. В 15 из них видны молекулы DNC и только в двух – N₂D⁺. В 15 источниках из 50 наблюдавшихся в полосе частот (3) присутствует линия молекулы NH$_{2}$D. Результаты наблюдений NH₂D будут обсуждаться в отдельной публикации. В 4 источниках были обнаружены рекомбинационные линии водорода, которые также не будут подробно рассмотрены в данной работе. Ряд источников, таких как NGC2264, G202.99+2.11, S100 и G81.50+0.14 отсутствуют в табл. 3 и 4, поскольку в них не было обнаружено линий, интересных для настоящего исследования. Также в дальнейших расчетах не учитывались данные для источника G133.71+1.22 из-за слишком большой ширины линии.

Для расчетов количества дейтерированных молекул на луче зрения и определения степени обогащения дейтерием в исследовавшихся объектах необходимо знать кинетическую температуру газа в этих областях. Температуры некоторых наблюдавшихся источников известны и были взяты для расчетов из работ [11, 13, 15, 16, 20–24]. В нескольких источниках видны линии молекул типа симметричного волчка CH₃CN или CH₃CCH, которые являются хорошими индикаторами температуры достаточно плотного газа (например, [13]). Параметры линий этих молекул приведены в табл. 5. По вращательным диаграммам таких молекул с помощью пакета CASSIS были определены температуры источников, содержащих эти молекулы. Для этих расчетов были использованы параметры линий молекул CH₃CCH, поскольку они были зарегистрированы в большем числе источников. Однако кинетические температуры, полученные с использованием данных линий молекул CH₃CN, вполне соответствуют температурам источников, полученным по вращательным диаграммам молекул CH₃CCH. Например, для источника W75(OH) кинетическая температура, полученная по вращательной диаграмме молекул CH₃CN, составила 22.4 (7.2) K, в то время как температура этого источника, полученная по вращательной диаграмме молекул CH₃CCH, равна 29.6 K. В табл. 6 приведены кинетические температуры наблюдавшихся областей образования звезд с указанием способа их получения. В источниках, в которых температуры неизвестны и не было обнаружено линий молекул, по которым можно определить температуру, кинетические температуры газа были приняты равными 20 К. Скорее всего, это холодные объекты и принятое значение представляет собой верхний предел. Для некоторых источников существуют разные оценки кинетической температуры газа и они приведены в табл. 6. Первыми указаны те, которые были использованы при расчетах.

Лучевые концентрации дейтерированных молекул на луче зрения оценивались в не-ЛТР модели с помощью программы RADEX путем подгонки модельной интенсивности линии к измеренному значению. В случае, когда в базе данных отсутствовала нужная молекула, подбиралась наиболее близкая к ней по составу. Например, вместо отсутствующей в базе данных молекулы DCN бралась молекула HC¹⁵N, а вместо DNC бралась молекула HNC. Концентрация газа принималась равной 10⁵ см^–3. Эта величина близка к так называемой критической концентрации газа для данных молекул, при которой скорости радиационных и столкновительных переходов сравниваются (например, [25]). В результате получаются оценки лучевых концентраций, близкие к минимальным. Изменение предполагаемой концентрации газа в любую сторону в оптически тонком случае приводит к росту оценки лучевой концентрации молекул. В качестве примера на рис. 1 показана зависимость от полной концентрации газа лучевой концентрации DCO⁺, нормированной на величину ${{N}_{0}}$, соответствующую лучевой концентрации DCO⁺, полученной при параметрах $n({{{\text{H}}}_{2}}) = {{10}^{5}}$ см^–3 и ${{T}_{k}} = 30$ K. Изменение предполагаемой концентрации газа на порядок величины в любую сторону приводит к росту оценки лучевой концентрации DCO⁺ не более, чем в 3 раза. Для DCN и DNC критические концентрации газа должны быть в несколько раз выше, чем для DCO⁺, как и для основных изотопов этих молекул [25]. Соответственно для них подобные зависимости сдвинуты в сторону более высоких концентраций. В любом случае принятое значение концентрации газа дает оценки числа этих молекул на луче зрения, близкие к минимальным. Порядок количества молекул на луче зрения для дейтерированных молекул составил $ \sim {{10}^{{11}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{10}^{{12}}}$ см^–2.

Следующим шагом исследований стали расчеты относительного содержания дейтерированных молекул, т.е. отношения количества дейтерированных молекул на луче зрения к количеству молекул H₂. Количество молекулярного водорода рассчитывалось, исходя из данных о молекулах C¹⁸O, представленных в работе [12]. Относительное содержание C¹⁸O принято равным $1.7 \times {{10}^{{ - 7}}}$ [26]. Таким образом, выразив из этого соотношения лучевую концентрацию молекулярного водорода, можно рассчитать относительное содержание дейтерированных молекул.

Для всех полученных отношений были построены графики зависимостей и ко всем этим зависимостям были применены статистические методы анализа с учетом данных, представленных верхними и нижними пределами. Наличие корреляции было определено методом Кендалла [27], а коэффициенты линейной регрессии (они же коэффициенты наклона) получались с помощью метода Бакли-Джеймса [27]. Расчеты производились в программе ASURV. Критерием наличия корреляции считался уровень значимости $p < \alpha $. Здесь $\alpha $ – это порог уровня значимости, который задавался равным 0.05, что означает допустимую вероятность ошибки первого рода не более 5%. Согласно этим методам были получены результаты, показанные в табл. 7. В табл. 7 показаны лишь те зависимости, в которых обнаружена корреляция. На рис. 2б явно имеется корреляция, но метод линейной регрессии Бакли-Джеймса к нему неприменим, поскольку данная зависимость нелинейна. На некоторых рисунках показана прямая линия, построенная с учетом коэффициента наклона и сдвига, полученных методом Бакли-Джеймса.

На рис. 3 представлены зависимости относительного содержания молекул на луче зрения от кинетической температуры для молекул DCO⁺, DCN и DNC. Здесь красными кружками показаны полученные оценки, а треугольниками показаны значения, при расчетах которых были использованы пределы обнаружения соответствующих молекул. Пределы обнаружения определялись так же, как и количество молекул на луче зрения для измеренных данных, только для расчетов в этом случае брались средние ширины линий обнаруженных дейтерированных молекул в конкретном источнике. В случае, когда таких молекул не было обнаружено, использовались средние ширины других узких линий, обнаруженных в источнике, таких как H₂CO и HC₃N, оптическая толщина в которых, скорее всего, мала. Для источников, зарегистрированных в линиях дейтерированных молекул, такие средние ширины очень близки к ширинам линий дейтерированных молекул (в пределах 40% для наиболее узких линий и практически совпадают для наиболее широких линий), что естественно, поскольку и те, и другие определяются дисперсией скоростей сравнительно плотного газа. Кинетические температуры брались для каждого источника, в которых обнаружены эти молекулы соответственно табл. 6. В качестве верхнего предела интенсивности линии для расчетов брался параметр $3\sigma {\text{/}}\sqrt N $, где $\sigma $ – среднеквадратичная величина шумов в каналах, а $N$ – число спектральных каналов, определяемое как отношение ширины линии для предела к ширине спектрального канала. Из этих зависимостей видно, что относительное содержание молекул DCO⁺ падает с ростом кинетической температуры. Это означает, что молекулы DCO⁺ в большей степени присутствуют в более холодных областях образования звезд и с ростом кинетической температуры эффект обогащения дейтерием в DCO$^{ + }$ ослабевает. Относительное содержание молекул DCN и DNC практически не зависит от кинетической температуры. На рис. 3в показаны оценки относительного содержания молекулы DNC всего лишь для 6 источников из 15, в которых обнаружена эта молекула. Связано это с тем, что для некоторых из этих источников в работе [12] отсутствуют данные о молекуле C¹⁸O.

На рис. 4 показаны зависимости различных отношений количеств молекул на луче зрения от кинетической температуры. Например, на рис. 4а показана зависимость отношения количества молекул на луче зрения DCO⁺ к количеству молекул DCN на луче зрения от кинетической температуры. Видно, что с ростом температуры это отношение убывает, что соответствует результатам, представленным на рис. 3.

Надежное определение отношения количеств молекул DCO⁺ и HCO⁺ на луче зрения в большинстве случаев не представляется возможным, поскольку оптическая толщина в линиях молекул HCO⁺, как правило, велика, и оценки количества молекул HCO⁺ на луче зрения будут весьма неточными.

Молекулы изотополога HC¹⁸O⁺ были обнаружены всего лишь в 4 источниках из 56 наблюдавшихся. Количество этих молекул на луче зрения определялось так же, как и лучевые концентрации других молекул, и составило ~10¹¹ см^–2. Из четырех источников, в которых обнаружена молекула HC¹⁸O⁺, лишь в двух присутствует молекула DCO⁺. Это источники W75S3 и G121.30+0.66 с кинетическими температурами 41.6 K и 21.1 K соответственно. Отношение количества молекул DCO⁺ и HCO⁺ для них получилось $8.5 \times {{10}^{{ - 3}}}$ и $8.4 \times {{10}^{{ - 3}}}$ соответственно. Для других двух источников (W75N и W75(OH) с соответствующими кинетическими температурами 41.2 K и 29.6 K) были определены пределы обнаружения молекул DCO⁺ и отношение количества молекул DCO⁺ и HCO⁺ составило $ < {\kern 1pt} 8.8 \times {{10}^{{ - 4}}}$ и $ < {\kern 1pt} 9.1 \times {{10}^{{ - 4}}}$ соответственно. Эти отношения определялись с использованием земного отношения содержания изотопов ¹⁶O/¹⁸O ~ 500 [26].

Для определения степени обогащения дейтерием для молекулы DCN необходимо знать количество молекул HCN на луче зрения. Поскольку оптическая толщина в линиях HCN велика, для этих оценок использовались линии молекул H¹³CN и с учетом соотношения ¹²C/¹³C = 65 [28] определялись количества молекул HCN на луче зрения. Отношение DCN и HCN в зависимости от температуры показано на рис. 4в. Это отношение практически не зависит от кинетической температуры газа и составляет в среднем $ \sim {\kern 1pt} {{10}^{{ - 2}}}$ для зарегистрированных линий. Также не зависит от кинетической температуры и соотношение количеств молекул DCO⁺ и DNC (рис. 4б).

С ростом кинетической температуры с учетом верхних и нижних пределов заметно растет отношение содержаний DCN/DNC (рис. 4г).

Также была рассмотрена взаимосвязь между отношением количеств различных молекул на луче зрения и средней шириной узких линий в источнике (см. рис. 2). Например, на рис. 2а показана зависимость относительного содержания молекул DCO⁺ от средней ширины линий в источнике. Из этого графика видно, что с увеличением средней ширины линии относительное содержание молекул DCO⁺ сильно спадает. Ни в одном источнике с шириной линий $ > {\kern 1pt} 3$ км/с излучение DCO⁺ не зарегистрировано, в то время как линия DCN присутствует в части таких объектов (рис. 2г). Этот факт сам по себе говорит о падении относительного содержания DCO⁺ с ростом дисперсии скоростей. Отношение содержаний DCO⁺ к DCN, соответственно, также уменьшается с ростом средней ширины линий (рис. 2б), хотя коэффициент наклона для линейной регрессии определяется с большой погрешностью. При аппроксимации не учитывался выброс (самая верхняя точка на рисунке). Отношения количества молекул DCO⁺ к DNC и DCN к HCN остаются постоянными с увеличением средней ширины линий в источнике (рис. 2в и 2г соответственно). Отношение же DCN к DNC напротив, с ростом ширины линии молекулы DCN растет (рис. 2д). В свою очередь ширины линий молекул растут с ростом кинетической температуры (рис. 5).

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Излучение дейтерированных молекул DCO⁺, DCN и DNC зарегистрировано нами примерно в трети наблюдавшихся источников, а излучение N₂D⁺ только в двух из них. Как отмечалось выше, наиболее обширный обзор дейтерированных молекул в подобных объектах представлен в работе [6]. Выборки источников, которые наблюдались нами, и в работе [6] почти не пересекаются. Есть лишь несколько общих источников. Поскольку нами наблюдались разные молекулярные переходы, непосредственное сравнение результатов наблюдений невозможно. Доля объектов, в которых зарегистрированы линии указанных молекул в этом обзоре, выше, чем у нас, что может объясняться более высокой чувствительностью. Тем не менее качественно результаты похожи. В работе [6] доля источников, в которых удалось зарегистрировать N₂D⁺, также значительно меньше, чем для других дейтерированных молекул.

В работе [6] нет данных о температуре источников. Наши данные позволяют анализировать зависимость содержания дейтерированных молекул от температуры. Относительное содержание молекул DCO⁺ спадает с ростом кинетической температуры. В то время как рис. 3б четко указывает на отсутствие зависимости содержания DCN от кинетической температуры, график на рис. 3в допускает понижение содержания DNC с ростом температуры, но данных недостаточно для однозначного вывода. В то же время отношение DCN/DNC заметно растет с ростом температуры (рис. 4г). Надо отметить, что наборы данных, по которым строились зависимости на рис. 3в и 4г, несколько различны. В первом случае использовались данные только по тем объектам, где есть также данные наблюдений C$^{{18}}$O. Во втором случае этого не требовалось. Эти результаты согласуются с выводами о том, что молекулы DCO⁺ и DNC образуются при низких температурах, а молекулы DCN могут образовываться и при высоких (~80 К [7, 29]).

Оценка отношения DCO⁺/HCO⁺ не очень надежна из-за большой оптической толщины в линии HCO⁺, однако с использованием данных молекулы HC¹⁸O⁺ для двух источников, где одновременно зарегистрированы молекулы DCO⁺ и   HC¹⁸O⁺, получены значения отношения DCO⁺/HCO⁺ 8.4 × 10^–3 и 8.5 × 10^–3. Среднее отношение DCN/HCN ~ 10^–2 для источников, зарегистрированных в линиях DCN, что близко к результатам работы [6].

Наши данные демонстрируют резкое спадание относительного содержания молекул DCO⁺ с ростом средней ширины узких линий в источнике (рис. 2а), более плавное спадание отношения количества молекул DCO⁺ и DCN с ростом средней ширины узких линий (рис. 2б), а так же рост отношения количества молекул DCN и DNC с ростом средней ширины узких линий в источнике (рис. 2д). Надо отметить, что в работе [6] намек на подобную зависимость был найден для N₂D⁺/N₂H⁺. Наши данные показывают также некоторую корреляцию между шириной линий и кинетической температурой. Это естественно, поскольку температура определяется главным образом светимостью центрального источника. Источники же с большей светимостью сильнее воздействуют на окружающее вещество, увеличивая турбулентность газа.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В данной работе был проведен обзор 56 источников в областях образования массивных звезд в линиях низших переходов дейтерированных молекул DCN, DNC, DCO⁺, N₂D⁺ с целью изучения эффекта обогащения молекулярного газа дейтерием в таких областях. Основные результаты таковы.

1. Молекулы DCO⁺ обнаружены в 16 источниках из 50 наблюдавшихся, DCN – в 17 из 50, DNC – в 15 из 47, N₂D⁺ – в 2 из 47.

2. Относительное содержание молекул DCO⁺ спадает с ростом кинетической температуры, а относительное содержание молекул DCN остается постоянным в интервале температур от ~15 K до ~50 K. По имеющимся данным, нет статистически значимой зависимости относительного содержаниея молекул DNC от кинетической температуры газа, однако для однозначного определения данной зависимости недостаточно данных. В то же время отношение DCN/DNC заметно растет с ростом температуры. Эти результаты соответствует имеющимся химическим моделям, которые предсказывают высокую эффективность образования молекул DCN при температурах до ~80 К.

3. Надежные оценки отношения DCO$^{ + }$/HCO$^{ + }$ получены только для двух источников. Они составляют 8.4 × 10^–3 и 8.5 × 10^–3. Среднее отношение DCN/HCN ~ 10^–2 для источников, зарегистрированных в линиях DCN.

4. Наши данные демонстрируют резкое спадание относительного содержания молекул DCO⁺ с ростом средней ширины узких линий в источнике, плавное спадание отношения количества молекул DCO⁺ и DCN с ростом средней ширины узких линий в источнике, а так же рост отношения количества молекул DCN и DNC с ростом средней ширины узких линий в источнике.