Астрономический журнал, 2023, T. 100, № 12, стр. 1162-1189

1. ВВЕДЕНИЕ

Область образования звезд большой массы DR21OH расположена в гигантском молекулярном облаке в комплексе Cygnus X. Расстояние до комплекса, полученное при помощи измерений тригонометрических параллаксов мазеров H₂O и CH₃OH, составляет 1.4 кпк [1]. DR21OH является частью массивного плотного облака длиной около 4 пк, вытянутого в направлении север-юг [2, 3]. В облаке расположена цепочка молодых звездных объектов (МЗО), также вытянутая в направлении север-юг. Помимо DR21OH, в состав этой цепочки МЗО входит мощный источник радиоконтинуума – яркая H II зона DR21, по названию которой все облако также называют DR21 [2], а также ИК-источники W75S–FIR1, W75S–FIR2, W75S–FIR3. Болометрическая светимость области DR21OH составляет порядка $5 \times {{10}^{4}}{\kern 1pt} {{L}_{ \odot }}$ [4], а полная масса – около ${{10}^{4}}{\kern 1pt} {{M}_{ \odot }}$ (${{L}_{ \odot }}$ и ${{M}_{ \odot }}$ – светимость и масса Солнца соответственно).

Область находится на расстоянии трех угловых минут к северу от H II-зоны DR21 и состоит из четырех основных облаков, обозначенных DR21OH Main (DR21OH–M), DR21OH North (DR21OH–N), DR21OH West (DR21OH–W) и DR21OH South (DR21OH–S), окруженных молекулярным газом с клочкообразной структурой [5, 6]. Облако DR21OH M, в свою очередь, состоит из двух плотных ядер, ММ1 и ММ2, максимумы излучения которых расположены на расстоянии 8 в направлении “северо-восток” – “юго-запад”. Эти ядра наблюдаются как в молекулярных линиях, так и в континууме в миллиметровом, субмиллиметровом и инфракрасном диапазонах [5, 6]. Запата и др. [8] с помощью интерферометрической решетки SMA провели наблюдения DR21OH–M на волне 1.4 мм и разделили ММ1 и ММ2 на девять более компактных сгустков, обозначенных SMA1–SMA9. Основные физические параметры ядер MM1 и MM2 были определены Мангумом и др. [5]. Болометрическая светимость ядра MM1 составляет $1.7 \times {{10}^{4}}{\kern 1pt} {{L}_{ \odot }}$, масса – $350{\kern 1pt} {{M}_{ \odot }}$, температура пыли – 58 К. Верхний предел на болометрическую светимость ММ2 составляет $1.3 \times {{10}^{4}}{\kern 1pt} {{L}_{ \odot }}$; масса MM2 – $570{\kern 1pt} {{M}_{ \odot }}$; температура пыли – 30 К. Системная скорость DR21OH–M составляет примерно $ - 3$ км/с, однако в направлении этого облака наблюдаются спектральные детали, имеющие радиальную скорость относительно местного стандарта покоя около 9 км/с. Эти детали возникают в облаке, которое, вероятно, сталкивается с облаком DR21 [9, 10]. Согласно Мангуму и др. [6], лучевые скорости ядра ММ1 и нескольких окрестных сгустков близки к системной скорости и попадают в интервал от $ - 4.4$ км/с до $ - 2.2$ км/с, а скорости ядра ММ2 и остальных сгустков – в интервал от 0 км/с до $ - 1$ км/с. Однако, согласно спектрам, приведенным в работе [11], в направлении горячего ядра MM1b (см. следующий раздел) линии ³⁴SO, HC₃N и некоторых других молекул имеют максимумы на скорости около 0 км/с.

Признаком активного звездообразования в DR21OH–M является существование сильных мазеров OH, H$_{2}$O и CH$_{3}$OH [12–14]. Кроме того, в этой области наблюдаются биполярные истечения вещества в линиях СО, CS, SiO, H₂CO, H₂CS [8, 15, 16]. Однако, несмотря на множество признаков активно идущего процесса образования звезд большой массы, в DR21OH–M не обнаружены компактные Н II-зоны, а горячие ядра, найденные Мином и др. [11] в направлении MM1 и обозначенные MM1a и MM1b, не столь ярко выражены, как горячие ядра в таких источниках, как Sgr B2, W51e1/e2, G34.26+0.15 и др. Эти факты указывают на то, что протозвезды в DR21OH–M находятся на ранних стадиях эволюции. Тем не менее и в данном источнике можно искать сложные органические молекулы (СОМ), которые поступают в газовую фазу за счет различных механизмов нетепловой десорбции, а также за счет испарения мантий пылинок в горячем газе за фронтами ударных волн, возникающих под воздействием высокоскоростных истечений вещества.

Спектральный обзор DR21OH в 3-мм диапазоне длин волн был проведен Каленским и Юханссоном [17] на 20-м радиотелескопе в Онсале (Швеция). В диаграмму направленности телескопа попадала область DR21OH M целиком. Обнаружены линии 78 молекул, большинство из которых типичны для плотных облаков. Вращательные температуры большинства обнаруженных молекул составляют порядка 20–30 K, однако вращательная температура SO₂ оказалась равной 186 К. Еще более высокая вращательная температура, 252 К, получена по линиям метанола с энергией верхнего уровня выше 100 К. Среди найденных молекул есть и некоторые СОМ – кислородсодержащие CH₃OH, CH₃OCHO, CH₃OCH₃, азотсодержащие CH₃CN, CH₃CH₂CN и др.

Обнаружение этих молекул показывает, что DR21OH перспективен с точки зрения поиска сложной органики. Однако ряд важных для астрохимии молекул не имеет разрешенных переходов в 3-мм диапазоне длин волн и их надо искать в других диапазонах. Некоторые молекулы – CH₂NH, DC₃N, HCCN – были найдены на волне 3 мм лишь предположительно, и их обнаружение необходимо подтвердить или опровергнуть. Поэтому, когда в Онсальской обсерватории был введен в строй приемник 4-мм диапазона длин волн, мы провели спектральный обзор DR21OH и в этом диапазоне.

2. НАБЛЮДЕНИЯ

Наблюдения проведены в апреле и мае 2018 г. на 20-м радиотелескопе миллиметрового диапазона в Онсале (Швеция) параллельно со спектральным обзором области звездообразования W51e1/e2 (проект O2017b-04) и подробно описаны в статье [18]. Диапазон обзора составлял 68–88 ГГц. Использовался режим двойной диаграммной модуляции с разнесением лучей на 11$\prime $ по азимуту. Ширина главного луча диаграммы направленности по уровню половинной интенсивности (HPBW) на частоте 86 ГГц составляла . Антенна наводилась на ядро ММ1 (R.A.(J2000) = = ${{20}^{{\text{h}}}}{{39}^{{\text{m}}}}{{01.1}^{{\text{s}}}}$, DEC(J2000) = ). При этом все облако DR21OH–M попадало в диаграмму направленности. Ошибки наведения проверялись по наблюдениям мазеров SiO на частоте 86 ГГц и не превышали . Данные были откалиброваны с помощью метода прерывателя (chopper-wheel method). Шумовая температура системы в основном менялась в пределах $ \sim 200{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 500$ K, но в последних циклах наблюдений она составляла $ \sim 300{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 1200$ K. К выходу приемника подключался спектрометр на основе быстрого преобразования Фурье, состоящий из четырех секций, по две секции на каждую плоскость поляризации. Полная полоса анализа составляла 4 ГГц. Разрешение по частоте – 76.294 кГц, что соответствует разрешению по скорости 0.28 км/с на частоте 83 ГГц. В процессе обработки разрешение сглаживалось до 0.305 МГц (1.1 км/с на частоте 83 ГГц). Для 75% диапазона обзора шумы на уровне $1\sigma $ не превышали 0.003 K, слегка повышаясь (до 0.006 К) к краям диапазона.

Этот проект послужил в качестве тестового для новой системы Bifrost, которая управляет наблюдениями в автоматическом режиме.

Данные были обработаны с помощью специализированного пакета программ Гренобльской обсерватории CLASS¹¹ с использованием расширения WEEDS.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ

Получен спектр источника в диапазоне частот 68–88 ГГц. Частично он воспроизведен на рис. 1, а полностью – на рис. 5. Обнаружено множество радиолиний различных молекул. Первичная идентификация обнаруженных линий проводилась с использованием базы данных молекулярных радиолиний [19], обнаруженных в космосе²². Однако некоторые обнаруженные линии в этой базе данных отсутствовали. Часть этих линий была найдена ранее и идентифицирована Каленским и др. [18]. Для идентификации остальных были использованы каталоги спектральных линий CDMS [20, 21] и JPL [22]. Восемь линий идентифицировать не удалось.

Практически все обнаруженные тепловые линии имеют максимумы на скорости около $ - 3$ км/с. Линий с максимумами вблизи 9 км/с обнаружить не удалось. Линии H₂CO на частоте 72 837.948 МГц и HC₅N на частоте 85 201.346 МГц имеют негауссову форму и были аппроксимированы двумя компонентами каждая, причем лучевые скорости более сильных компонентов находятся вблизи системной скорости, а скорости более слабых компонентов – вблизи значения $ - 1$ км/с. Возможно, остальные линии этих и некоторых других молекул также являются двойными, однако достигнутое соотношение сигнал/шум не позволяет разделить их на составляющие.

На частоте 80 578.283 МГц обнаружена линия HDO ${{1}_{{1,0}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{1}_{{1,1}}}$, у которой лучевая скорость в максимуме составляет 0.066 км/с. Однако идентификацию линии нельзя считать надежной, так как обнаружена всего одна линия этой молекулы. Для проверки идентификации лучше всего пронаблюдать линию HDO ${{2}_{{1,1}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{2}_{{1,2}}}$ на частоте 241 561.550 МГц.

Лучевая скорость линии $N,J = 2,2 - 1,1$ ³⁴SO составляет $ - 0.92$ км/с, однако ширина этой линии очень велика (9.28 км/с). Вероятно, она блендируется с какой-нибудь неотождествленной линией, и приведенные в таблицах параметры относятся ко всей бленде.

Таким образом, по нашим данным разделить вклады различных источников не представляется возможным. Можно лишь сделать вывод, что бóльшая часть обнаруженного излучения возникает в ядре ММ1 и/или других объектах, у которых лучевые скорости близки к системной. Для того, чтобы выделить вклады отдельных ядер, надо пронаблюдать DR21OH с высоким пространственным разрешением.

Всего на волне 4 мм найдено 69 молекул и их изотопических разновидностей, начиная от простых двух- и трехатомных молекул, таких как SO, SiO, CCH, до сложных органических соединений, CH₃CN, CH₃OCH₃ или CH₃CH₂OH. Список обнаруженных молекул приведен в табл. 1; молекулы, найденные с помощью сложения спектральных линий (см. раздел 4), выделены жирным шрифтом.

Значительная часть полученных результатов качественно повторяет результаты обзора на волне 3 мм. Списки молекул, обнаруженных на волнах 3 и 4 мм, в большой степени пересекаются. Основную часть составляют молекулы, которые часто наблюдаются в плотных ядрах областей звездообразования, такие, как HC₃N, SO, OCS и т.д. Однако заметную долю всех обнаруженных молекул составляют те, которые характерны для горячих ядер. В частности, зарегистрировано излучение СОМ, например, CH₃OCHO, CH₃OCH₃, CH₃CH₂OH, CH₃COCH₃, которые, по современным представлениям, образуются в ледяных мантиях пылинок и поступают в газовую фазу при испарении мантий в горячих ядрах или их разрушении ударными волнами. Однако хорошо известно, что метанол, который также образуется в мантиях пылинок, наблюдается и в плотных ядрах, и даже в холодных облаках. Все зарегистрированные нами линии обнаруженных СОМ (кроме некоторых линий метанола) возникают при переходах между уровнями с энергией возбуждения меньше 100 K. Поэтому возможно, что зарегистрированное излучение возникает в плотных ядрах, а не в горячих областях (см. обсуждение в разделе 3.1).

Кроме линий нейтральных молекул, обнаружены линии различных молекулярных ионов – HC¹⁸O⁺, HC¹⁷O⁺, H¹³CO⁺, DCO⁺ и др. Эти ионы, наряду с диффузными облаками, часто присутствуют в плотных облаках с большим поглощением в видимой области спектра, где первичными источниками ионизации служат космические лучи и рентгеновское излучение протозвезд (см. [23] и ссылки в этой статье).

Найдены несколько дейтерированных соединений, в том числе дейтерированный цианоацетилен DC₃N, который был лишь предположительно найден на волне 3 мм. Обнаружение двух других молекул, предположительно также найденных на 3 мм, CH$_{2}$NH и HCCN, подтверждено не было.

4. СЛОЖЕНИЕ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ

Если относительное содержание молекулы в типичном молекулярном облаке ниже ~10^–11– 10^–12, то при наблюдениях с современной аппаратурой обнаружить спектральные радиолинии этой молекулы за разумное время, как правило, не удается. Однако во многих случаях число линий какой-либо молекулы, попадающих в полосу спектрального обзора, весьма велико и достигает сотен и тысяч. Особенно это касается сложных молекул. Можно сложить эти линии, и для суммарной спектральной детали получить соотношение сигнал/шум выше, чем то, которое достигнуто для сильнейших линий искомой молекулы в наблюдаемом диапазоне частот. Поэтому сложение спектральных линий (ССЛ) позволяет находить молекулы, линии которых не видны. Этот метод был впервые применен для поиска молекул Юханссоном и др. [32]. Каленский и Юханссон [17, 33] использовали ССЛ при анализе результатов обзоров областей звездообразования DR21OH и W51e1/e2 в 3-мм диапазоне длин волн и расширили списки молекул, найденных в этих источниках⁶⁶. С помощью ССЛ в космосе была впервые обнаружена 13-атомная молекула бензонитрил (C₆H₅CN) и несколько других, еще более сложных молекул [34–36].

Описание метода приведено в ряде работ [17, 32, 36], однако методика, использованная нами, в деталях отличается от тех, которые изложены в этих статьях. Поэтому в данном разделе мы приводим описание нашей методики.

При поиске молекул методом ССЛ линии других молекул (ЛДМ) являются помехами, которые могут привести к ложным “обнаружениям” искомых молекул. Это может происходить за счет случайных совпадений по частоте ЛДМ с линиями искомых молекул. Влияние ЛДМ необходимо было свести к минимуму. С этой целью мы исключили из дальнейшего рассмотрения участки спектра, занятые ЛДМ. Сделано это было следующим образом: сначала был построен модельный спектр (МС) всех обнаруженных в DR21OH молекул. Это было сделано с помощью расширения WEEDS программы CLASS, которое, в свою очередь, предполагает ЛТР. Температура источника была принята равной 32 К. Частоты и другие спектральные параметры ЛДМ были взяты из каталогов CDMS [20, 21] и JPL [22]. Лучевые концентрации для расчета интенсивностей линий были взяты из табл. 2 и 3. Ширины всех линий были приняты равными 4.24 км/с, что соответствует средней ширине спектральной линии в DR21OH по данным нашего обзора.

С помощью МС из наблюдаемого спектра были исключены все участки, занятые линиями уже обнаруженных молекул. Для этого были отмечены все области, где яркостная температура МС превышает $1\sigma $ шумов наблюдаемого спектра при условии, что максимальная яркостная температура МС в пределах диапазона превышает $2\sigma $. Затем ширина каждой такой области была увеличена на 20%, чтобы учесть возможную разницу ширин линий. Спектральные линии искомых молекул, попавшие в эти участки, в дальнейшем исключались из рассмотрения. Кроме того, на наблюдаемом спектре в данных частотных областях зарегистрированное излучение заменялось шумом, дисперсия которого совпадала с дисперсией шумов наблюдаемого спектра. Это нужно для правильной оценки весов, с которыми складываются линии (см. Приложение).

Далее из приготовленного таким образом широкополосного спектра источника были вырезаны узкополосные участки одинаковой ширины (200 каналов, что соответствует ширине полосы 61 МГц), центрированные на частоты линий искомой молекулы, и поканально складывались друг с другом с определенным образом выбранными весами (более подробно построение синтетических спектров описано в Приложении). Веса зависят от вращательной температуры искомой молекулы, которая заранее не известна. Поэтому на первом этапе выполнялось сложение спектральных линий для семи значений температуры: 9.375, 18.75, 37.5, 75, 150, 225 и 300 К. Такой выбор определялся тем, что именно для этих температур в каталогах JPL и CDMS приведены статистические суммы молекул⁷⁷.

В результате для каждой искомой молекулы было получено по 7 синтетических спектров (СС), в центре каждого из которых суммируются все линии искомой молекулы, частоты которых попадают в диапазон обзора (см. рис. 3). Если искомая молекула есть в источнике, в центре спектра возникает деталь, которую мы называем составной линией (СЛ). Соотношение сигнал/шум для СЛ на синтетическом спектре выше, чем это соотношение даже для наиболее сильных линий искомой молекулы в исходном спектре.

Такая процедура была выполнена для каждой молекулы, приведенной в каталогах CDMS или JPL. В результате было обнаружено несколько десятков составных линий. Однако для каждого источника и частотного диапазона существует некоторый “уровень путаницы” (confusion level), при достижении которого наблюдатель сталкивается с ситуацией, когда практически одну и ту же частоту могут иметь слабые линии разных молекул. При наблюдениях в миллиметровом диапазоне длин волн с помощью современной аппаратуры достичь уровня путаницы или вплотную приблизиться к нему удается довольно часто. Это может приводить к ложным открытиям, примером чего является “открытие” глицина [37], впоследствии раскритикованное Снайдером и др. [38]. Поэтому каждая обнаруженная СЛ подвергалась двум дополнительным проверкам. Одна из проверок заключалась в следующем: строился модельный синтетический спектр (МСС) с использованием МС вместо наблюдаемого спектра. Если бы СЛ возникала за счет слабых линий уже обнаруженных молекул, то СЛ должна была бы возникать и в МСС. Отсутствие же СЛ в МСС служит аргументом в пользу того, что искомая молекула действительно имеется в источнике.

Снайдер и др. [38] предложили критерий того, что молекулу можно считать надежно обнаруженной, который можно кратко сформулировать так: (1) должно быть обнаружено много линий этой молекулы, и (2) соотношение интенсивностей линий должно соответствовать некоторой вращательной температуре, зависящей от параметров источника. В частности, не должны оставаться ненайденными линии, которые по своим спектральным характеристикам должны надежно регистрироваться при данной вращательной температуре. Методика сложения спектральных линий в принципе не допускает проверки надежности обнаружения молекул с помощью этих критериев. Вместо этого мы использовали тот факт, что веса линий выбираются исходя из параметров линий и вращательной температуры, и в качестве второго теста многократно выполняли следующую процедуру: для проверяемой молекулы выполняли сложение спектральных линий со случайно подобранными весами. Если СЛ возникает за счет излучения искомой молекулы, такая процедура должна ослаблять СЛ или приводить к ее исчезновению. Если же СЛ возникает за счет случайного совпадения по частоте слабых линий других молекул, такая процедура может как ослаблять, так и усиливать СЛ.

Если СЛ успешно проходила обе проверки, соответствующая молекула считалась обнаруженной. Мы оценивали ее лучевую концентрацию и добавляли ее излучение в модельный спектр. Оценка лучевой концентрации проводилась следующим образом: выбиралось какое-нибудь априорное значение лучевой концентрации этой молекулы ${{N}^{a}}$, строился модельный спектр только этой молекулы (индивидуальный модельный спектр, ИМС), и выполнялось сложение спектральных линий ИМС. Соотношение интенсивностей “наблюдаемой” и “модельной” СЛ позволяло оценить лучевую концентрацию молекулы с помощью очевидного соотношения:

где $T_{R}^{{{\text{sl}}}}$ – яркостная температура СЛ, $T_{R}^{{{\text{sm}}}}$ – яркостная температура СЛ, построенной по линиям ИМС. Пример сравнения “наблюдаемой” и “модельной” СЛ приведен на рис. 4.

Лучевые концентрации двух молекул, найденных традиционным методом, этилового спирта (CH₃CH₂OH) и диметилэфира (CH₃OCH₃), определяются по одиночным линиям крайне ненадежно. Это происходит потому, что у этилового спирта была обнаружена всего одна слабая линия, параметры которой определяются ненадежно, а у диметилэфира все линии группируются в тесные бленды, и параметры одиночных линий определить невозможно. Поэтому мы определили лучевые концентрации этих молекул тем же способом, что и лучевые концентрации молекул, найденных с помощью сложения спектральных линий. Результаты приведены в табл. 3.

В результате девять молекул прошли оба теста (табл. 1). Однако интегральная интенсивность СЛ у трех из них мала (меньше, чем пять погрешностей определения этой величины), поэтому обнаружение этих молекул находится под вопросом и требует дальнейшего подтверждения по другим данным.