Свойства плотных ядер межзвездных облаков тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Зинченко, Игорь Иванович

• Зинченко, Игорь Иванович
• доктор физико-математических наук
• 1997

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Зинченко, Игорь Иванович

Оглавление

1 Введение

1.1. Цели и задачи исследования, актуальность работы

1.2. Научная новизна работы, ее научное и практическое значение

1.3. Апробация работы

1.4. Содержание работы

2 Поиск плотных ядер в межзвездных облаках

2.1. Цели и объекты исследования

2.2. Поиск плотных конденсаций в областях образования массивных звезд

2.2.1. Обзор молекулярных облаков, связанных с областями Н II Шар-плеса, в линии J =1 — 0 НСЖ

2.2.2. Обзор южных мазеров Н20 в линии 7 = 2 — 1 СЭ

2.2.3. Обзор мазеров Н20 во внешней Галактике в линии J = 2 — 1 СБ

2.3. Поиск плотных ядер в темных туманностях

3 Основные характеристики плотных ядер

3.1. Введение

3.2. Наблюдения линий 7 = 1-0 НСО+, Н13СО+, НСК и Н13СМ в молекулярных облаках, связанных с областями Н II Шарплеса

3.3. Наблюдения 11-и плотных ядер в областях образования массивных звезд

северной полусферы в линиях <7 = 2 — 1 СБ и ,7 = 1 — О НСМ

3.3.1. Введение

3.3.2. Наблюдения

3.3.3. Результаты наблюдений

3.3.4. Оценки физических параметров

3.3.5. Выводы

3.4. Структура и кинематика плотных ядер по наблюдениям аммиака

3.4.1. Введение

3.4.2. Наблюдения и анализ данных

3.4.3. Результаты

3.4.4. Обсуждение результатов

3.4.5. Выводы

3.5. Наблюдения облаков Шарплеса в линиях НСзК

3.6. Основные физические характеристики

3.6.1. Температура

3.6.2. Размеры, плотность и масса

3.6.3. Степень ионизации

3.6.4. Кинематика

3.6.5. Статистические распределения параметров ядер

3.7. Внутренняя структура

3.8. Распределение в Галактике

3.9. Корреляции между физическими параметрами облаков

4 Исследования отдельных объектов

4.1. Холодный разреженный молекулярный газ, плотное ядро и ударный фронт

в S 76

4.1.1. Общие сведения oS76

4.1.2. Необычный случай аномалий сверхтонкой структуры линии J = 1—0 HCN в S 76Е

4.1.3. Наблюдения S 76Е в линиях NH3, СО и SiO

4.1.4. Обсуждение результатов

4.2. Плотная конденсация в темной туманности L673

4.3. Наблюдения линии 21i2 — lo,i С3Н2 в некоторых молекулярных облаках

4.4. Наблюдения околозвездных облаков и мазерных источников HCN

5 Модели

5.1. Возбуждение молекул в межзвездных облаках

5.1.1. Возбуждение молекул HCN в плотных межзвездных облаках

5.1.2. Излучение молекул HCN в сжимающихся и расширяющихся облаках

5.1.3. Возбуждение межзвездного цианацетилена

5.2. Профили линий СО в холодных облаках

5.3. Излучение пыли в плотных межзвездных облаках

5.3.1. Введение

5.3.2. Поглощение и испускание излучения межзвездной пылью

5.3.3. Поляризация излучения межзвездной пыли

5.4. Молекулярно-пылевые облака и реликтовый фон

5.4.1. Введение

5.4.2. Поглощение реликтовых фотонов пылью и молекулами

5.4.3. Искажение спектра реликтового фона пылью и молекулами

6 Аппаратура и методика

6.1. Аппаратурные комплексы миллиметрового диапазона длин волн для РТ-22 КрАО

6.2. Методика наблюдений на РТ-22 КрАО и их программное обеспечение

6.3. Наблюдения на других инструментах

6.4. Обработка и анализ данных наблюдений

7 Заключение

А Терминология

Б Результаты наблюдений облаков Шарплеса в линиях ,7=1 — 0 HCN, H13CN, НСО+ и Н13СО+

В Результаты обзора южных мазеров Н20 в линии J — 2 — 1 CS

Г Некоторые результаты обзора мазеров Н20 во внешней Галактике в линии J = 2 - 1 CS

Д Результаты наблюдений ряда северных конденсаций в линиях J = 2-1 CS и C34S

Д.1. S76E

Д.2. S153

Д.З. S159

Д.4. S184

Д.5. S199

Д.6. S255

Д.7. Другие источники

Е Изображения ряда плотных ядер в линии (1,1) N£[3

Ж Степень поляризации излучения пыли

Глава

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Свойства плотных ядер межзвездных облаков»

Введение

1.1. Цели и задачи исследования, актуальность работы.

В настоящее время установлено, что звезды образуются в сгущениях межзвездного вещества, называемых обычно молекулярными облаками, поскольку основной компонент межзвездной среды, водород, в этих объектах находится, в основном, в молекулярной форме, и, кроме того, они содержат большое количество разнообразных, иногда весьма сложных молекул. Точнее, процесс звездообразования протекает в плотных конденсациях или ядрах, образующихся по той или иной причине внутри молекулярных облаков.

Физико-химическое состояние этих ядер определяет начальные условия звездообразования. С другой стороны звездный ветер и области Н II, создаваемые массивными звездами, влияют на структуру и эволюцию всего облака. Очень плотные ядра представляют собой промежуточное звено между молодыми звездами и молекулярными облаками, в которых эти звезды рождаются. Для понимания процесса формирования звезд и их влияния на окружающую среду необходимо изучение свойств плотных ядер.

Детальные исследования нескольких таких объектов в областях образования массивных звезд дали богатую информацию об их структуре, физических параметрах и химическом составе, а также о влиянии находящихся в них звезд на остальную часть облака. Однако, поскольку большинство исследований сконцентрировано на нескольких произвольно выбранных ядрах, остается неясным, применимы ли результаты ко всей популяции таких ядер в Галактике.

Плотные ядра в темных холодных облаках, где рождаются в основном звезды малой массы, исследовались более систематически (см., например [47]). Но и здесь остается много проблем. Так, в процессе звездообразования должен происходить коллапс отдельных ядер. Однако до сих пор очень мало убедительных наблюдений коллапсирующих ядер. Поиск и исследование возможных кандидатов в такого рода объекты, очевидно, был и остается важной астрофизической задачей.

Основным средством исследования плотных межзвездных облаков являются наблюдения спектральных линий молекул и излучения пыли в непрерывном спектре на миллиметровых и субмиллиметровых волнах. Это определяется физическими условиями в данных объектах, которые делают указанный диапазон наиболее информативным.

Интерпретация радиоастрономических данных часто неоднозначна. Определение физических параметров по результатам наблюдений молекулярных линий требует численных расчетов характеристик возбуждения молекул, в том числе в диапазоне параметров, характерных для плотных ядер.

Все это определяет актуальность настоящей работы, посвященной систематическим радиоастрономическим исследованиям свойств плотных ядер в молекулярных облаках Галактики. Основное внимание уделяется ядрам в областях образования массивных звезд. Приводятся также данные наблюдений некоторых темных туманностей. Значительное место в работе занимают проблемы интерпретации данных наблюдений и моде-

лирования исследуемых объектов.

Для проведения такого рода радиоастрономических наблюдений необходима антенна, оснащенная соответствующей приемной аппаратурой. Одна из наиболее подходящих для таких работ антенн в прежнем СССР (а теперь в СНГ) - это РТ-22 КрАО. Однако штатной аппаратуры, пригодной для таких исследований, на ней нет. Нами совместно с рядом сотрудников ИПФ РАН, а в дальнейшем также РИАН Украины проведена разработка аппаратурного комплекса, способного решать указанные задачи и имеющего основные технические характеристики, близкие к тем, которые достигнуты за рубежом.

Разработана методика наблюдений и подготовлен пакет программ для ее практической реализации. Хотя большая часть наблюдений в рамках данной работы проводилась на РТ-22 КрАО при помощи упомянутого аппаратурного комплекса, часть данных была получена на других инструментах, в том числе зарубежных (РТ-22 ФИ РАН, РАТАН-600, 13,7-м радиотелескопе Хельсинкского технического университета, 15-м радиотелескопе ЭЕБТ в Чили, 100-м радиотелескопе в Эффельсберге, 20-м радиотелескопе в Онсала).

1.2. Научная новизна работы, ее научное и практическое значение.

Основное направление данной работы - систематические исследования плотных газопылевых конденсаций в областях звездообразования. С этой целью проведен систематический поиск таких конденсаций в областях образования массивных звезд, в результате которого составлены представительные выборки таких объектов. Определены основные физические характеристики обнаруженных ядер и получены их статистические распределения. Найдена зависимость средней плотности ядер от галактоцентрического расстояния. Получены указания на значительные неоднородности плотности в ядрах. Выявлены

корреляции между их параметрами и связь с ИК источниками.

Исследованы плотные ядра в некоторых темных туманностях. Показано, что одно из них может быть холодным коллапсирующим объектом.

Найден новый вариант так называемых аномалий сверхтонкой структуры линии 3 = 1 — 0 НСЫ в межзвездных облаках и предложена физическая модель, его объясняющая.

Проведен систематический анализ характеристик возбуждения и излучения некоторых молекул в условиях плотных межзвездных облаков. Рассмотрены особенности излучения молекул в сжимающихся и расширяющихся облаках.

Выполнены оценки ожидаемых искажений спектра микроволнового фона пылью и молекулами в прошлые космологические эпохи. На основе сопоставления с результатами измерений спектра фона получен верхний предел возможного содержания пыли в галактиках в прошлые эпохи.

Создан первый в СССР/СНГ аппаратурный комплекс, обеспечивающий эффективное проведение исследований межзвездных спектральных линий в диапазоне длин волн Л ~ 3 мм и имеющий технические характеристики, не уступающие зарубежным аналогам.

Полученные в настоящей работе экспериментальные данные и результаты их анализа могут быть использованы при разработках моделей строения и эволюции межзвездной среды. Теоретические исследования особенностей излучения плотных межзвездных облаков полезны для интерпретации данных аналогичных наблюдений. Аппаратурные разработки могут быть эффективно использованы на других радиоастрономических инструментах, а также и в смежных областях, например, в атмосферных исследованиях (мониторинг озона и других малых составляющих).

Вклад автора.

В большинстве разделов работы автору принадлежит постановка задачи, подготовка программ наблюдений, разработка методик, проведение наблюдений (совместно с сотрудниками ИПФ РАН, РИ АН Украины, Обсерватории Хельсинкского университета), обработка большей части представленных в работе данных и их анализ, теоретические модели объектов, частично численные расчеты. В части аппаратурных разработок автором проводилась общая компоновка измерительного комплекса, разработка конструкции и элементов квазиоптического входного тракта, разработка алгоритмов и значительной части рабочих программ, измерение технических характеристик аппаратуры. В подготовке аппаратуры, проведении наблюдений и обработке данных, в численных расчетах на ЭВМ участвовали многие сотрудники ИПФ РАН и других организаций, которым автор выражает свою искреннюю благодарность.

1.3. Апробация работы.

Материалы, вошедшие в диссертацию, обсуждались на семинарах НИРФИ, ИПФ РАН, ФТИ РАН, Проблемной Группы «Физика межзвездной среды» при Астросовете РАН, Обсерватории Хельсинкского университета, I Физического института при Кельнском университете, кафедры астрономии Университета Чили. Основные результаты работы докладывались на Всесоюзных и Всероссийских конференциях по радиоастрономии (Харьков, 1976, 1983; Ереван, 1978, 1982, 1985, 1989; Москва, 1979; Таллин, 1987; Ашхабад, 1991; Санкт-Петербург, 1995), на конференциях молодых европейских радиоастрономов (Пущино, 1979; Болонья, 1980; Бонн, 1981; Кембридж, 1982), на Всесоюзной конференции «Структура галактик и звездообразование» (Киев, 1983), на 8-й, 10-й и 12-й Европейских астрономических конференциях (Тулуза, 1984; Прага, 1987; Давос, 1990), на 1-й конфе-

ренции Европейского астрономического общества (Льеж, 1992), на конференции «Физика и состав межзвездной материи» (Бахотек, Польша, 1990), на Советско-западногерманском совещании «Физика межзвездной среды» (Пущино, 1988), на 4-м Советско-финском симпозиуме по радиоастрономии (Ереван, 1990), на XXIII Генеральной ассамблее URSI (Прага, 1990), на совещании по пыли в плотных ядрах молекулярных облаков и околозвездных областях (Йена, 1991), на 1-м Евроазиатском симпозиуме по космическим наукам и технологиям (Гебзе, 1993), на 2-м симпозиуме по физике и химии межзвездной среды (Зермат, 1993), на конференции «Околозвездное вещество» (Эдинбург, 1994), на 6-м Российско-финском симпозиуме по радиоастрономии (Н.Новгород, 1994), на XVIII совещании «Физика межзвездной среды и туманностей» (Пущино, 1995), на симпозиуме MAC №170 «СО: 25 лет миллиметровой спектроскопии» (Тусон, 1995) и на симпозиуме «Взаимодействие звезд с их окружением» (Вышеград, Венгрия, 1996).

Основные результаты диссертации опубликованы в 35 статьях в ведущих отечественных и зарубежных изданиях, 1 препринте ИПФ РАН и 10 докладах в трудах международных, всесоюзных и всероссийских конференций и симпозиумов.

1.4. Содержание работы.

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и приложений. Во введении описываются цели исследования и его основные результаты, а также кратко излагается содержание работы.

В Главе 2 представлены результаты поиска плотных конденсаций в межзвездных облаках. Как отмечалось выше, имеется довольно большое число работ, посвященных исследованиям отдельных молекулярных облаков в областях образования массивных звезд, однако неясно, применимы ли результаты этих исследований ко всей популяции таких объектов. Не изучена зависимость параметров облаков от внешних условий, в частности,

от положения в Галактике.

Для ответа на эти вопросы необходимо расширять список объектов, для которых имеется достаточно большой объем наблюдательных данных, позволяющий получить надежные оценки их физических параметров. С этой целью мы провели обзоры молекулярных облаков в областях образования массивных звезд в линиях молекул, возбуждающихся при сравнительно большой плотности газа, которые, таким образом, могут быть индикаторами наличия плотных ядер. Первый такой обзор был проведен на РТ-22 КрАО в 1985-1987г.г. в линии J = 1 — 0 HCN [13]. Характерная концентрация газа, необходимая для заметного возбуждения этого перехода, составляет п ~ 3 х 104 см-3, что превышает среднюю концентрацию водорода в таких облаках, так что наблюдения этой линии позволяют выделить плотные сгустки в исследуемых объектах. Данная линия имеет сверхтонкую структуру, которая разрешается в большинстве источников, и, как показано в ряде работ (см. раздел 5.1.2), наблюдаемые особенности этой структуры (отношения интенсивностей компонент) могут дать важную дополнительную информацию о физических условиях в облаках.

Основные признаки областей образования массивных звезд - это мощное ИК излучение, наличие молекулярных мазерных источников и зон Н II. Для обзора в линии HCN мы выбрали молекулярные облака, связанные с областями Н II из каталога Шар-плеса. Нами были отобраны те из них, где яркостная температура в линии СО была не ниже 10 К, поскольку именно такие источники с наибольшей вероятностью могут относиться к исследуемому нами классу объектов. Всего таких источников со склонением 5 > —35°насчитывается 93; нам удалось провести наблюдения 83-х из них. Наблюдались и некоторые облака, не удовлетворяющие данному критерию. Заметное излучение HCN (Tub > 0,5—1 К) зарегистрировано примерно в половине наблюдавшихся объектов. В 10-и облаках обнаружена линия J — 1 — 0 H13CN. Для 11-и источников с наибольшим отноше-

нием сигнал/шум получены достаточно надежные оценки относительной интенсивности компонент сверхтонкой структуры линии J = 1 — 0 HCN. Выявлена зависимость относительного числа облаков с сильным излучением HCN от галактоцентрического расстояния [14].

В 1993г. нами совместно с сотрудниками Обсерватории Хельсинкского университета выполнен обзор 30 молекулярных мазеров в южной полусфере < —30°) в линии J = 2 — 1 CS [20]. CS - одна из наиболее удобных молекул для исследований плотного газа в молекулярных облаках, поскольку так же, как HCN и НСО+, возбуждается только при довольно высокой плотности, а кроме того, сравнительно легко наблюдать несколько вращательных переходов CS, что позволяет получить надежные оценки физических параметров облаков. Наиболее подробно исследовались объекты в интервале галактической долготы I = 260° — 310° (29 мазеров Н20 и Н20/0Н и один мазер ОН). Обнаружено 24 отдельных области излучения CS, связанных, вероятно, с 27-ю мазерами Н20. Получены карты изофот всех этих ядер в линии J = 2—1 CS. Пики излучения CS наблюдались также в линиях J = 2 — 1 C34S и J = 1 — 0 СО. Эти мазеры расположены, в основном, во внутренней части Галактики. В 1996 г. данный обзор был дополнен наблюдениями мазеров Н20 во внешней Галактике на 20-м радиотелескопе OSO в Онсала (Швеция).

Эти обзоры позволили составить выборки объектов для дальнейшего детального исследования их характеристик. Стоит отметить, что эволюционный статус конденсаций, связанных с областями Н II Шарплеса и с мазерами Н20, может быть различен, хотя во многих случаях мазеры и области Н II соседствуют друг с другом.

В последующем проводились наблюдения отобранных конденсаций в различных линиях с целью углубленного изучения их свойств. Результаты этих исследований описаны в следующей главе.

Хотя основное внимание в настоящей работе уделяется областям образования массивных звезд, поскольку систематических исследований их свойств почти не проводилось, нами осуществлялся также поиск плотных ядер и в темных облаках, где рождаются, в основном, звезды малой массы. Обширная выборка таких объектов исследовалась в цикле работ Майерса с соавторами. Отбор источников проводился ими, в основном, по оптическим данным среди областей с наибольшей непрозрачностью. Мы для поиска плотных конденсаций, который велся в линии HCN, а также в непрерывном спектре, отбирали компактные облака с наибольшей лучевой концентрацией СО. Мы полагаем, что этот показатель может быть более надежным индикатором количества вещества на луче зрения, чем сравнительно грубые оценки оптической экстинкции, основанные на подсчетах звезд и пр. (см. также [69]).

Глава 3 посвящена исследованиям основных физических характеристик плотных ядер. Эти исследования основаны на результатах обзоров молекулярных облаков в линиях различных молекул, описанных в Главе 2, и дополнительных наблюдений ряда плотных ядер в областях образования массивных звезд.

В 1987-88г.г. на РТ-22 КрАО нами были проведены наблюдения части облаков с сильным излучением HCN (Тмв > 1 К) в линии J = 1 — О НСО+ [15]. Как и HCN, эта молекула имеет сравнительно большой дипольный момент и возбуждается в наиболее плотных частях молекулярных облаков. Она играет важную роль в химии межзвездных облаков. Наблюдения НСО+ позволяют оценить, в частности, электронную концентрацию в облаках. Всего наблюдалось 38 объектов, и излучение НСО+ было зарегистрировано в 24-х из них. В 1990-91г.г. были проведены дополнительные наблюдения некоторых источников в данной линии, а также в линиях Н13СО+, HCN и H13CN[16].

Хотя полных карт источников получено не было, проведенные наблюдения во многих случаях позволяют оценить размер области излучения, что дает, в частности, материал

для исследования корреляций между некоторыми физическими параметрами источников (разд. 3.9).

В 1992 93г.г. нами проведены наблюдения 11-и плотных ядер молекулярных облаков в областях образования массивных звезд при помощи 13,7-м радиотелескопа в Мецахови (Финляндия) в линиях ,7 = 2 — 1 СБ и С34Э[18]. Получены карты 6-и из них в линии СЭ. Определены размеры, массы, концентрации газа, дисперсии скоростей.

Для определения кинетической температуры газа в межзвездных облаках обычно используется 2 подхода:

(1) Наблюдения молекулярных переходов, которые легко термализуются в условиях межзвездных облаков и оптическая толща в которых т » 1. В этом случае по яркостной температуре в линии сразу находится температура возбуждения, которая при этом равна кинетической температуре. Чаще всего такого рода зондом служат линии основного изотопа молекулы СО, оптическая толща в которых достигает т ~ 100, а термализация нижних переходов наступает при п к, 103см~2. К сожалению, столь высокая оптическая толща приводит к тому, что излучение центральных областей может экранироваться, так что полученные данные о температуре будут относиться к внешним слоям облака.

(2) Более пригодным для определения температуры газа в плотных ядрах представляется другой подход, основанный на измерениях распределения населенностей по метастабильным уровням некоторых молекул (главным образом, молекул типа симметричного волчка). Поскольку радиационные переходы между такими уровнями происходят очень медленно, их относительная заселенность определяется кинетической температурой газа. Наиболее распространенной молекулой такого рода является КН3. Эта молекула возбуждается только в плотных ядрах и, таким образом, несет информацию о свойствах плотного газа.

Нами проведены наблюдения инверсионных переходов (1,1) и (2,2) ГШ3 в 17-и облаках

(разд. 3.4). Получены карты 10-и объектов. По этим данным определены температуры и, кроме того, изучена пространственная структура и кинематика ядер. Получены указания на уменьшение относительной концентрации аммиака вблизи мощных ИК источников.

Одной из наиболее удобных молекул для исследования физических условий в плотных облаках является молекула цианацетилена, НСзМ. В миллиметровом диапазоне возможно наблюдение нескольких вращательных переходов этой молекулы, что позволяет достаточно надежно определить концентрацию газа в областях излучения (разд. 5.1.3).

Нами проведены наблюдения 15-и облаков, связанных с областями Шарплеса, а также в 35.2-0.74 и в 10.6-0.4 в линии 3 = 4-3 НС3М на 22-м радиотелескопе ФИ РАН (Пущино) при помощи штатной аппаратуры этого инструмента. Линия зарегистрирована в 7-и источниках. Для остальных получены верхние пределы.

В разделе 3.6 суммируются полученные данные об основных физических характеристиках источников: температуре, плотности, размерах, массе, дисперсии скоростей, степени ионизации. По данным обзора мазеров Н20 построены статистические распределения параметров ядер с учетом эффекта селекции. Распределение размеров ядер имеет резкий пик на нижней границе. Большинство ядер имеет размер ~ 1,0 — 1,5 пк. Спектр масс для М ^ 1000 М0 можно аппроксимировать степенной зависимостью <1/У/сШ" ос М~а. Показатель равен а « 1,9.

Средняя концентрация газа в ядрах составляет 103 — 105 см-3. В то же время анализ данных наблюдений переходов 7 = 2 — 1и</ = 7 — 6СЭ дает оценку плотности в области излучения п ~ 3 х 105 — 3 х 107 см-3. Эти результаты показывают, что в ядрах должны быть значительные неоднородности плотности.

По данным наблюдений СЭ на радиотелескопе БЕБТ мы предприняли попытку исследовать зависимость некоторых параметров ядер от радиуса. Для этого измеренные спектры СБ усреднялись в кольцах вокруг пиков излучения СБ. Интегральная интенсив-

ность зависит от радиуса, как Ширины линий CS также уменьшаются к краю

облака. В принципе, это может быть вызвано уменьшением оптической толщи и, соответственно, более слабым уширением за счет насыщения. Однако, в некоторых случаях линии CS на краю становятся уже линий C34S (в центре).

Многие наблюдательные факты указывают на наличие в ядрах значительных неод-нородностей плотности. Одно из основных различий между предсказаниями однородных и неоднородных моделей для непосредственно наблюдаемых величин касается уширения линий за счет насыщения. Основная часть наблюдательных данных лучше согласуется с гипотезой о мелкомасштабной фрагментарности. Модели с поглощающей оболочкой дают сходные предсказания.

Относительное число облаков с заметным излучением HCN (Тмв > 1 К) убывает с увеличением галактоцентрического расстояния (R). Причинами такой зависимости могут быть уменьшение плотности газа в облаках с удалением от центра Галактики и уменьшение относительной концентрации молекул HCN. Кроме того, если облака имеют клочковатую структуру, возможно изменение фактора заполнения диаграммы направленности. В направлении, перпендикулярном к галактической плоскости, доля облаков с заметным излучением HCN остается постоянной.

По данным наблюдений на радиотелескопах SEST, OSO и на радиотелескопе в Мецахови мы построили зависимости основных физических параметров ядер от галактоцентрического расстояния R. Видно, в частности, что средняя концентрация газа уменьшается с увеличением R. В интервале R = 7 — 15 кпк ñ ос ехр(—Д/2.8±0.7кпк). Отмеченный тренд не должен быть вызван эффектами дилюции или селекции, влияние которых должно быть более или менее симметрично относительно положения Солнца, для которого принято значение Rq = 8,5 кпк. Стоит отметить, что такая зависимость средней плотности от R согласуется с приведенной выше зависимостью доли числа облаков с

сильным излучением НСК от К, а также с результатами недавнего исследования физических условий в молекулярных облаках Галактики по отношению интенсивностей линий СО(</ = 2 — 1)/СО(7 =1 — 0) [109]. В то же время данные Кислякова и Тернера [172] для 11-и облаков, связанных с областями Шарплеса, показывают, что отношение интенсивностей линий С180(/ = 2 — 1)/С180(<7 = 1 — 0 не меняется в интервале И = 4 — 14 кпк. Этот факт говорит о том, что концентрация газа в областях формирования линий С18О существенно не меняется по радиусу Галактики. При этом она оказывается в несколько раз ниже средней плотности ядер по данным наших измерений. Эти данные также согласуются с представлением о фрагментарной структуре ядер. Излучение С18О формируется в основном в сравнительно разреженном газе, заполняющем пространство между плотными сгустками, а изменение средней плотности может происходить за счет изменения концентрации этих сгустков.

Исследования молекулярных облаков в линиях различных изотопов СО, а также наблюдения темных облаков в линиях СО, 1Ш3 и СЭ выявили значимые корреляции между размером облака и дисперсией скоростей в нем, между размером и средней плотностью и т.п. Возможно, что появление этих корреляций в определенной мере обусловлено эффектами селекции. Тем не менее, они могут отражать и реальные физические процессы в облаках, например, турбулентность. Наши наблюдения дают материал для такого рода исследований применительно к плотным ядрам молекулярных облаков в областях образования массивных звезд.

Анализ данных наблюдений НСМ и НСО+ показал, что имеется корреляция между размером области излучения в линиях этих молекул и шириной линий. По данным наблюдений СБ нами получены следующие зависимости:

Д1/ = (3.25±0.15)^к17±0-08 км/с

п = (2.1 ±0.3 )-104Ь~™±0-2 см-3 М = (1150±1Ю)^к4±0-2 М0

Конечно, соотношения Ь — пяЬ — Мяе являются независимыми, так как получены из одних и тех же данных. Наклон зависимости Ь — АУ согласуется с результатами работы [113], где для массивных ядер в молекулярных облаках Ориона А и В найдено АУ ос Х°-21±0 03. Этот наклон ниже, чем для ядер меньшей массы в темных холодных облаках 0.5).

Абсолютные значения дисперсии скоростей в исследуемых нами ядрах больше, чем в облаках СО и плотных ядрах в темных туманностях. Похожие результаты получены и при обзоре плотных ядер в Орионе А в линии <7 = 1 — 0 СЭ [115].

Для облаков, находящихся в вириальном равновесии, из полученной зависимости Ь — М и простейшей формы уравнения вириала без учета внешнего давления и магнитного поля следует АУ « 3.3 • км/с, что практически совпадает с найденным нами соотношением Ь — АУ. Это подтверждает, что данные объекты находятся в вириальном равновесии.

Наклон зависимости Ь — п (-1.6) заметно отличается от -1, которого можно было бы ожидать, как следствия довольно узкого интервала значений лучевых концентраций. Данные зависимости можно получить в предположении, что внутри исследуемых конденсаций, которые находятся в вириальном равновесии, плотность меняется по радиусу, как г-1.6±0.2

Сопоставление результатов наших наблюдений СБ, НСМ и НСО+ с ИК данными не выявило корреляций между интенсивностями этих линий и ИК светимостью.

Глава 4 посвящена исследованиям отдельных объектов. Интересный пример области образования массивных звезд представляет собой молекулярное облако, связанное с зо-

ной Н II Шарплеса Б 76 (раздел 4.1). Наши исследования и литературные данные свидетельствуют о присутствии здесь практически всех компонентов межзвездной среды: ионизованного газа, атомарного газа, холодного разреженного молекулярного газа, плотной конденсации, высокоскоростного газового потока, молекулярных мазеров, мощного ИК источника. Нами суммируются полученные данные и предпринимается попытка понять структуру данного объекта. В разделе 4.1.2 описывается необычный случай аномалий сверхтонкой структуры линии <7=1 — 0 НС1Ч, обнаруженный нами в молекулярном облаке Б76Е. До сих пор было известно два основных варианта так называемых «аномалий» сверхтонкой структуры перехода J = 1 — 0 НС]М. Первый - это относительное ослабление компоненты ^ = 1 — 1, так что отношение Нх2 становится меньше отношения статистических весов верхних уровней. Это обычный случай в «теплых» облаках, и его можно объяснить тепловым перекрытием компонент сверхтонкой структуры перехода 7 = 2 — 1 (см. разд. 5.1.2).

Другой вариант, характерный для темных холодных облаков, обычно описывается, как относительное усиление компоненты Т7, = 0 — 1, значительно большее, чем можно ожидать при насыщении линий. В большинстве случаев его можно объяснить неравновесным возбуждением НСМ в условиях темных облаков. Другая модель, которая объясняет и предельный случай этой аномалии, когда 7?ог > 1, ~ это рассеяние излучения ядра в диффузной оболочке.

В ходе наших исследований плотных ядер в областях образования массивных звезд (разд. 3.3) мы столкнулись с новым видом аномалий сверхтонкой структуры НС]М. В направлении мазерного источника Н20 Б76Е интенсивность компоненты Т7 = 1 — 1 в несколько раз превышает интенсивность как основной компоненты Т7 = 2 — 1, так и другой боковой компоненты Т7 = 0 — 1. Возможны различные объяснения данной аномалии. Во-первых, подобная аномалия была предсказана нами (разд. 5.1.2) для быстро рас-

ширяющегося облака (V > 2,6 км/с). Ширины линий, наблюдаемые в S76, вероятно, достаточны, чтобы удовлетворить этому условию. Они составляют ~ 3 км/с на половинном уровне, и должно быть довольно много газа с большими скоростями. В модельных расчетах подобное усиление компоненты F = 1 — 1 имело место при R/V ~ 1 пк/(км-с~1) (R - радиус облака, V - скорость на границе, скорость расширения предполагалась пропорциональной радиусу, концентрация газа принималась равной п = 105 см"3). Размер области излучения в S76 ~ 2', что соответствует ~ 1.2 пк на расстоянии до S76, оцениваемом в 2,1 кпк. Тогда R/V ~ 0,2 пк/(км-с-1). Предварительные расчеты показывают, что при этом также возможны искажения спектра, напоминающие наблюдаемые, но в целом применимость этой модели в данном случае требует дополнительного исследования.

Другая возможность объяснить наблюдаемую аномалию - это предположение, что излучение ядра «нормально», но искажается далее на луче зрения. В этом случае придется предположить, что поглощающее вещество движется со скоростью ~ 5 км/с относительно ядра к наблюдателю. Тогда смещенная компонента F = 1 — 1 будет экранировать излучение ядра в компоненте F = 2 — 1. В то же время, излучение ядра в компоненте F — 1 — 1 останется неискаженным, и компонента F = 0 — 1 будет не полностью подавлена. Поглощающий газ может быть физически связан с ядром или может быть случайно расположен на луче зрения. Физические требования к нему будут одни и те же. Его оптическая толща в линии HCN должна быть достаточно велика, а плотность должна быть мала для того, чтобы он сам не давал заметного излучения. Первое требование приводит к оценке лучевой концентрации ]Vl(HCN) ^ 8 • 1013 см-2 в приближении JITP (температура возбуждения принималась равной 2,9 К, ширина линии 4 км/с и оптическая толща в компоненте F = 1 — 1 т(1 — 1) > 3, чтобы объяснить полное исчезновение основной компоненты в наблюдаемых спектрах). Это соответствует Л^(Н2) <; 1,6 • 1022 см-2 для типичной распространенности HCN в диффузных облаках ~ 5 • 10~9.

Второе требование означает, что концентрация газа должна быть п & 5 • 103 см-3. Это значение получено при моделировании излучения облака размером 2 пк с кинетической температурой 10 К по методу Монте-Карло. Ожидаемая яркостная температура в линии НСМ от такого облака ~ 0,3 К, что не противоречит наблюдениям. Тогда мы приходим к выводу, что размер области поглощения должен быть 1,0 пк. Масса поглощающего газа должна быть ^ 140 М©.

Гипотеза о наличии разреженного молекулярного газа получила подтверждение в наблюдениях Г\ТН3. В спектре излучения линии (1,1) нами зарегистрирована слабая компонента на скорости ~ 28 км/с, что хорошо соответствует ожидаемой из наблюдений НСМ скорости поглощающего газа.

Наблюдения линии СО <7=1 — 0 продемонстрировали, что холодное молекулярное облако является очень протяженным. Вблизи мазера Э 76Е имеется более нагретая компонента, соответствующая плотному ядру, видимому в линиях СЭ, НСК и др. Кроме того, данные наблюдений СО говорят о наличии высокоскоростного газового потока. Довольно сильное излучение ЭЮ в основном колебательном состоянии от этого высокоскоростного газа, наиболее вероятно, указывает на присутствие сильного ударного фронта, где происходит разрушение пылинок и обогащение газа молекулами ЭЮ.

Если попытаться увязать эти факты в единую картину, то наиболее вероятной представляется следующая:

На обращенной к наблюдателю границе гигантского молекулярного облака образовалась молодая звезда, которая формирует биполярный поток частично ионизованного газа, ось которого почти совпадает с направлением на наблюдателя. Удаляющийся от нас поток углубляется в молекулярное облако, создавая ударную волну и уплотнение, которое наблюдается в линиях СЭ, НСК и т.п. С этим уплотнением связан и мазер Э 76Е. Противоположный поток движется в разреженном атомарном газе и практически нена-

блюдаем. Возможно, с ним связаны мазеры S 76W и S 76N. Молодая звезда, находящаяся на периферии молекулярного облака, ионизует окружающую среду, создавая зону Н II, расширяющуюся, вследствие «эффекта шампанского», в направлении наблюдателя.

В разделе 4.2 приводятся результаты исследований плотной конденсации в темной туманности L673. Линии основного изотопа СО в этом источнике имеют характерную особенность - провал на низкоскоростном крыле. Обычно это интерпретируется, как указание на расширяющуюся оболочку вокруг источника. В разд. 5.2 нами показано, что в данном случае возможна другая интерпретация - плотное сжимающееся облако с очень холодным ядром 7 К) и возрастающей к периферии кинетической температурой газа. Результаты наблюдений NH3 и HCN также указывают на наличие в этой области плотной и холодной конденсации. Особенности профилей линий СО в этом случае наиболее естественно интерпретируются, как следствие сжатия облака, кинетическая температура которого так же, как и температура возбуждения СО, возрастает к периферии. С этой моделью согласуются и наблюдаемые отношения интенсивностей компонент сверхтонкой структуры линии HCN.

Раздел 4.3 посвящен наблюдениям линии 2^2 — 1од С3Н2 в некоторых молекулярных облаках. Кольцевая молекула С3Н2 широко распространена в межзвездной среде. Благодаря высокому дипольному моменту (3,27 D) и большому количеству наблюдаемых переходов, близких по частоте, но сильно отличающихся по энергии уровней, она удобна для исследований плотного газа. В 1991г. нами проведены наблюдения линии 2ii2 — lo,i С3Н2 на частоте 85338,9 МГц в 10-и молекулярных облаках на РТ-22 КрАО при помощи мазерного приемника. В список наблюдавшихся объектов входили как облака, связанные с областями образования массивных звезд, так и темные туманности. Цель заключалась в оценке физических параметров (плотности) и исследовании вариаций содержания С3Н2 в плотных молекулярных облаках разного типа. Линия зарегистрирована в 8-и из на-

блюдавшихся источников, в большинстве из них впервые. Число молекул С3Н2 на луче зрения оказалось примерно одинаковым как в темных облаках, так и в облаках, связанных с зонами Н II. Ранее эта линия наблюдалась почти исключительно в темных облаках, а для «теплых» облаков имелись лишь верхние пределы. Сопоставление с данными наблюдений этой линии на 2,5-м радиотелескопе с шириной диаграммы направленности 5(8 позволило оценить размеры области излучения в некоторых случаях. Они составили - 1(5 в 1Л489, 2' - 2(5 в Ы551 и < 3(8 в 8140.

В разделе 4.4 приводятся результаты исследований околозвездных облаков и мазер-ных источников НСК. В 1984-85г.г. на РТ-22 КрАО были проведены наблюдения углеродной звезды С1Т 6 СЬ 403, ШС+30219) в линиях 7=1-0 СО и НСМ. Этот объект является одним из наиболее ярких примеров звезд данного класса со значительной скоростью потери массы. Нами надежно измерено излучение в обеих линиях. Полученные данные согласуются с результатами последних наблюдений СО и с верхним пределом интенсивности линии НС]М, полученным на 6-м радиотелескопе. В то же время, они противоречат результатам более ранних наблюдений, что может быть связано с переменностью молекулярного излучения от С1Т 6.

По интегральной интенсивности линии НСК можно оценить число молекул HCN в оболочке С1Т 6, ЛГ(НС]М) ^ 6 х 1047. Принимая массу оболочки равной 0,1 М0, получим, что относительная концентрация НСМ в оболочке С1Т 6 составляет Х(НСК) Ю-8.

В 1987г. в С1Т 6 было обнаружено сильное мазерное излучение НСИ в возбужденном колебательном состоянии (0,2°,0) [133], энергия которого составляет 2030 К относительно основного состояния. Мазеры НСЫ, вероятно, располагаются во внутренних частях оболочки, и наблюдения их могут дать информацию о физических условиях в этой области.

В последующие годы нами проводился мониторинг этого мазера, а также поиск новых мазерных источников HCN и мазерных линий НСГ\Т. В частности, сильное излучение в

данной линии было обнаружено в СЯЬ 2688 на уровне, значительно превосходящем сообщавшийся ранее верхний предел, что свидетельствует о переменности данного мазера. Кроме того, нами зарегистрировано излучение НСК в состояниях (1,0,0) и, возможно, (0,0,1), энергия которых существенно выше (3017 К и 4765 К, соответственно).

В Главе 5 рассматриваются модели излучения молекул и пыли в плотных межзвездных облаках. Раздел 5.1.1 посвящен анализу возбуждения молекул HCN в плотных межзвездных облаках. Молекула НСЫ широко распространена в межзвездной среде и, как отмечалось выше, является удобным индикатором плотных образований в межзвездных облаках. Интерпретация данных наблюдений НСК требует проведения расчетов насе-ленностей уровней и интенсивности линий в зависимости от характеристик облака. Систематические расчеты такого рода, охватывающие необходимый диапазон физических условий, к началу проведения настоящей работы отсутствовали.

Нами выполнены такие расчеты для НСМ и БСК с использованием наиболее корректных на то время вероятностей столкновительных переходов. Расчеты ограничены случаем малой оптической толщи в линиях. Они непосредственно применимы к наблюдениям линий Н13С1М, НС15К и БСМ. Расчет населенностей в случае произвольной оптической толщи возможен лишь при использовании определенной модели облака и, по-видимому, целесообразен для анализа конкретных наблюдений или некоторых особенностей в излучении НС1М. Расчеты проводились путем численного решения уравнений баланса населенностей в интервале кинетических температур = 10 — 100 К и концентраций газа п = 103 — 109 см-3.

В результате расчетов получены зависимости населенностей от п и Найдено, в частности, что в интервале концентраций 2 х 105 см-3 < п < 3 х 107 см-3 населенности нижних вращательных переходов могут быть инвертированы.

Результаты расчетов позволяют, в принципе, определить концентрацию газа и кинети-

ческую температуру по наблюдениям трех линий (для однородного облака), но точность такого определения довольно низка (особенно для Результаты можно представить

в графической форме, удобной для такого рода оценок.

В разделе 5.1.2 анализируются особенности излучения молекул НСМ в сжимающихся и расширяющихся облаках. Нами проанализировано влияние систематических радиальных движений (сжатия и расширения) на отношения интенсивностей компонент сверхтонкой структуры в рамках сферически-симметричных моделей.

Изменение этих отношений обусловлено переносом населенностей между подуровнями сверхтонкой структуры за счет изменения вероятностей радиационных переходов, вызванных перекрытиями компонент перехода 3 = 2—1 и более высоких переходов. Наличие в облаке систематических движений приводит к возможности появления кроме локального теплового перекрытия линий еще и нелокального радиационного взаимодействия между удаленными частями облака за счет перекрытия компонент вследствие их допле-ровского сдвига. Существенно, что влияние этих нелокальных перекрытий будет различным при сжатии и расширении облака. Нами проанализированы ожидаемые результаты для трех моделей при скорости сжатия или расширения, пропорциональной радиусу: (1) «холодного» облака (ТИп = 10 К, скорость на границе V < 0,4 км/с), (2) «теплого» облака (ТМп = 30 К, 0,4 км/с < V < 1,5 км/с) и (3) «горячего» облака (ТИп = 60 К, 1,6км/с < V < 3 км/с).

Основные результаты проведенного анализа и численных расчетов (выполненных Л.Е.Пироговым) таковы.

1) Основное влияние на интенсивности компонент перехода <7 = 1 — 0 оказывают перекрытия компонент перехода 7 = 2 — 1.

2) В облаках с кинетической температурой Тк1п > 30 К и концентрацией газа п < 106 см-3 при умеренных значениях оптической толщи в линиях (г = 1 — 10) отно-

сительная интенсивность компоненты Т7, = 1 — 1 перехода «7 = 1 — 0, как правило, понижена вследствие локального перекрытия компонент перехода 7 = 2 — 1. Этот эффект наблюдается во многих «теплых» молекулярных облаках.

3) Отношения интенсивностей компонент перехода 7 = 1 — 0, реально наблюдаемые в межзвездных облаках, во многих случаях хорошо воспроизводятся в моделях сжимающихся, либо расширяющихся облаков.

4) Модели с большой скоростью расширения (V > 2,6 км/с) предсказывают резкое возрастание относительной интенсивности компоненты .Р = 1 — 1, что практически никогда не наблюдается (см., однако, разд. 4.1.2).

5) В темных холодных облаках, где относительные интенсивности боковых компонент перехода 7=1 — 0 повышены, не должно быть существенного локального перекрытия центральных компонент перехода 7 = 2 — 1 (интервал между ними равен тепловой ширине линий при температуре 17 К), а также расширения. Эти облака могут быть либо в квазиравновесном состоянии, либо в состоянии медленного сжатия (если рассматривать только модели со скоростью, пропорциональной радиусу).

В разделе 5.1.3 рассматривается возбуждение межзвездного цианацетилена. Молекула цианацетилена эффективно используется для зондирования физических условий в плотных межзвездных облаках. Это обстоятельство связано с тем, что, благодаря большому моменту инерции, вращательные уровни НСзЫ разделены сравнительно небольшими энергетическими интервалами. Поэтому даже при достаточно низких температурах газа, характерных для плотных конденсаций, возбуждается сразу много вращательных уровней, что обусловливает возможность наблюдения одновременно нескольких эмиссионных линий этой молекулы из одной и той же области исследуемого объекта. В результате оказывается возможным определить несколько параметров среды без допол-

нительных предположений. Нами проведены численные расчеты возбуждения HCзN в зависимости от кинетической температуры и концентрации газа. Расчеты ограничены случаем малой оптической толщи в линиях, что, по-видимому, имеет место для HCзN во многих объектах.

В разделе 5.2 рассматриваются некоторые особенности профилей линий СО в холодных облаках. При интерпретации наблюдений линий СО в межзвездных облаках особый интерес вызывают линии с характерно выраженными особенностями типа «самообращения», когда на контуре имеется провал, сдвинутый по частоте в ту или иную сторону относительно центра линии. Такой провал, смещенный в сторону более низких лучевых скоростей относительно центра линии, обычно объясняется поглощением излучения горячего ядра в холодной расширяющейся оболочке. Однако в случае темных холодных облаков, лишенных внутренних источников энергии в виде звезд большой светимости, однозначность такой интерпретации вызывает сомнения. Наблюдения и расчеты показывают, что в таких облаках кинетическая температура максимальна на периферии. Поскольку молекула СО легко термализуется, ее температура возбуждения также может возрастать к краю облака. В нашей работе показано, что в этом случае подобный асимметричный профиль может возникать при сжатии облака. В отсутствие турбулентности или теплового уширения для этого требуется определенная зависимость скорости сжатия от радиуса. Однако при их наличии требуемая асимметрия получается при любом виде систематической скорости. Предложенная на основе этих расчетов модель плотной конденсации в Ь673 дает хорошее согласие с наблюдениями в предположении ее сжатия при кинетической температуре 7 К в центре и ~ 15 К на краю облака и при концентрации газа п > 105 см-3.

Раздел 5.3 посвящен анализу характеристик излучения пыли в плотных межзвездных облаках. Пыль является неотъемлемой компонентой вещества межзвездных облаков.

Нами суммированы имевшиеся данные о характеристиках излучения пыли на миллиметровых и субмиллиметровых волнах и выведены формулы, позволяющие определять параметры пылевой компоненты по данным наблюдений.

Излучение пылевых облаков может быть поляризовано. Это возможно, если несферические пылинки под действием какого-то анизотропного фактора ориентируются преимущественно в некотором определенном направлении. Нами рассмотрен вопрос о поляризации излучения пыли. Получены формулы для степени поляризации оптически тонкого и оптически толстого облака (в последнем случае требуется градиент температуры) и для соотношения между поляризацией собственного излучения пыли и прошедшего через него излучения (с другой частотой). До недавнего времени попытки обнаружить поляризацию собственного излучения пыли успеха не имели, но сейчас такие измерения становятся эффективным средством исследования межзвездных облаков, в частности их магнитных полей, причем подчеркивается их преимущество перед измерениями поляризации прошедшего через облако излучения, связанное, например, с тем, что измерения на разных волнах соответствуют пыли с разной температурой [159].

Раздел 5.4 посвящен оценкам возможного количества пыли в прошлые эпохи на основе анализа данных о субмиллиметровом спектре «реликтового» фона. Современные теории образования галактик и звезд допускают возможность существования значительного количества пыли и молекул в ранней Вселенной - в эпохи, соответствующие красным смещениям вплоть до г ~ 100 и более. Пыль состоит из тяжелых элементов, которые, как известно, возникают в процессе эволюции звезд. Поэтому она появляется тогда, когда появляются первые звезды. Традиционно считается, что звезды формируются в галактиках, а сами галактики в разных моделях образуются при г от ~ 5 до ~ 130. В некоторых работах было высказано предположение, что первое поколение звезд могло появиться еще до галактик вскоре после эпохи рекомбинации. Эти звезды должны бы-

ли произвести некоторое количество тяжелых элементов, необходимых для образования пыли и молекул. Имеются наблюдательные свидетельства существования молекулярно-пылевых облаков с большими красными смещениями. В связи с этим возникает вопрос о возможном влиянии пыли и молекул в прошлые космологические эпохи на наблюдаемый спектр реликтового микроволнового фона, тем более, что в ряде работ сообщалось об обнаружении отклонений спектра фона от планковского в виновской области. Хотя последние измерения на ИСЗ СОВЕ [167] не подтвердили этих сообщений и дают лишь верхний предел возможных отклонений, вопрос этот все равно остается, поскольку в любом случае эти результаты ограничивают параметры пыли.

Мы, во-первых, оценили возможную оптическую толщу «космологической» пыли. В принципе пыль может и не искажать спектр фона, если она находится с ним в термодинамическом равновесии. Более того, неоднократно высказывались предположения, что наблюдаемый фон создается такой пылью, термализуемой излучением звезд. Но для этого оптическая толща пыли должна быть велика на всех частотах, где подтверждается планковский характер спектра. В этом случае измеряемый фон по крайней мере на достаточно коротких волнах будет не реликтом «большого взрыва», а продуктом гораздо более близкой к нам эпохи.

Во-вторых, нами получены оценки величины ожидаемых искажений спектра фона пылью, существовавшей в прошлые эпохи. При этом мы предполагали, что характеристики пыли соответствуют характеристикам нынешней галактической пыли. По данным измерений на ИСЗ СОВЕ отклонения спектра фона от планковского не превышают 3,4 х10~8 эргсм-2с-1стер_1см или 0,03 % пиковой интенсивности в интервале длин волн 5-0,5 мм. По данным этих измерений можно оценить количество пыли в прошлые эпохи. Результаты численных расчетов в сопоставлении с данными измерений СОВЕ показывают, что при всех разумных предположениях о характеристиках пыли основная

часть пыли должна была образоваться в сравнительно близкие к нам эпохи (г ^ 2). Оптическая толща пыли при этом оказывается очень малой. Эти оценки практически исключают возможность того, что наблюдаемый микроволновый фон может быть произведен пылью, нагреваемой излучением звезд в ранние космологические эпохи.

Результаты наших оценок возможных искажений спектра фона молекулами СО показывают, что они значительно слабее искажений, обусловленных пылью.

В Главе 6 описывается аппаратура и методика наблюдений. Большая часть наблюдений проводилась нами на РТ-22 КрАО. Точность поверхности этой антенны позволяет эффективно проводить радиоастрономические исследования на волнах до ~ 3 мм (по данным наших измерений коэффициент использования диаграммы направленности составляет около 40 % на частотах 85-90ГГц). Однако, она не имеет штатной аппаратуры коротковолновой части миллиметрового диапазона длин волн. Вопрос создания необходимой аппаратуры решался в рамках настоящей работы.

Разработка приемных систем с возможно более низким уровнем собственных шумов была и остается важнейшей технической задачей миллиметровой радиоастрономии. Естественной вехой на этом пути, к которой стремятся разработчики аппаратуры, являются шумы фона (атмосферные и т.п.) и антенны. Шум «идеального» приемника должен быть существенно ниже этого уровня.

Мало создать малошумящий приемник в лаборатории. Условия долговременной непрерывной работы на полноповоротной антенне предъявляют к приемной системе дополнительные требования. Это - достаточно высокая надежность, возможность дистанционного (и, желательно, автоматического) контроля за состоянием отдельных элементов и т.п.

Помимо хорошей в указанном смысле входной части приемная система должна иметь другие компоненты, отвечающие решаемой задаче. Для наблюдений спектральных ли-

ний необходимы стабильный и перестраиваемый гетеродин, спектроанализатор с подходящим частотным разрешением и полосой анализа. Спектральные наблюдения невозможны без средств автоматизации, позволяющих накапливать и обрабатывать довольно большие объемы информации. Сбор данных должен сочетаться с контролем за состоянием аппаратуры и с управлением антенной радиотелескопа.

Группой сотрудников ИПФ под руководством и при активном участии автора в 1985г. был создан аппаратурный комплекс диапазона длин волн 3 мм, отвечающий большинству из перечисленных требований [1]. Он включал в себя охлаждаемый радиометр со смесителем на диоде с барьером Шоттки (ДВШ), входной квазиоптический тракт, стабилизированный гетеродин на ЛОВ, фильтровый спектроанализатор, микро-ЭВМ с аппаратурой КАМАК [2]. Охлаждение входных элементов (смесителя и первых каскадов УПЧ) осуществлялось при помощи микрокриогенной системы замкнутого цикла. Основные параметры комплекса были таковы: шумовая температура приемника Тпр = 400 — 450 К в двухполосном режиме, спектроанализаторы - 32-канальный с каналами шириной 350 кГц и 20-канальный с каналами по 3 МГц, диапазон перестройки 80-115 ГГц. Этот комплекс был успешно использован в длительных (протяженностью несколько недель) непрерывных циклах наблюдений на РТ-22 КрАО.

В последующие годы он модернизировался с целью дальнейшего снижения шумов, улучшения спектрального разрешения и пр. [3, 4]. В частности, значительного снижения шумовой температуры удалось добиться за счет замены диплексера во входном тракте. Интерферометр Маха-Цендера на сверхразмерных волноводах, который использовался в первых вариантах приемника, был заменен на квазиоптический кольцевой резонатор, предложенный автором [5], с существенно меньшими потерями мощности сигнала. Если в интерферометре Маха-Цендера они достигали 1,5-2 дБ, то в данном резонаторе не превышают 0,4 дБ. Шумовая температура нового варианта приемника составила ~ 250 К

(в двухполосном режиме). В последующем использовался также вариант приемника без диплексера со смесителем с независимым вводом сигнала и гетеродина [4], Сотрудниками ИПФ (А.М.Штанюком и др.) был разработан и изготовлен 120-канальный спек-троанализатор с шириной канала 100 кГц. Это обеспечивает разрешение по скорости ~ 0,3 км/с в диапазоне длин волн 3 мм, что достаточно для большинства спектральных задач. Общая полоса анализа - 12 МГц - также достаточна для большей части исследований плотных ядер молекулярных облаков Галактики.

В 1990г. был подготовлен вариант аппаратурного комплекса с созданным в РИАН Украины квантовым усилителем на входе [6, 7]. Квантовый усилитель резонаторного типа работает в диапазоне частот 85-90 ГГц. Активным веществом служит андалузит. Шумовая температура этого приемника составила около 60 К, что близко к лучшим результатам, достигнутым в мире в этом диапазоне (на СИС-приемниках). Квантовый усилитель требует охлаждения до 2 К, и, к сожалению, его эксплуатация связана со значительным расходом жидкого гелия, а также с необходимостью использования мощной накачки в диапазоне длин волн 2 мм.

Наиболее перспективным типом радиоастрономического приемника данного диапазона, как сейчас представляется, остается приемник со смесителем на СИС-переходе. По сравнению с мазерным приемником, упомянутым выше, он может обеспечить значительно более широкий диапазон перестройки, он не требует мощной накачки и др. Нами совместно с ИРЭ РАН также проведена разработка такого приемника. Первые успешные испытания были проведены на РТ-25х2 вблизи Н.Новгорода [8]. В приемнике используется созданный в ИРЭ СИС-смеситель. При испытаниях на РТ-25х2 охлаждение осуществлялось в заливном гелиевом криостате. В ходе испытаний получена шумовая температура приемника ~ 20 К в лучших точках диапазона перестройки.

В 1995 г. был подготовлен вариант приемника для работы на полноповоротной антенне типа РТ-22 КрАО с охлаждением при помощи микрокриогенной системы замкнутого цикла. В июне 1995 г. был проведен успешный 2-хнедельный цикл наблюдений. Шумовая температура составила ~ 100 К в двухполосном режиме.

Нами был разработан алгоритм и значительная часть текста рабочих программ для данного комплекса. Эти программы дают возможность вести наблюдения в диалоговом режиме. Управление работой системы осуществляется при помощи набора «команд», которые могут вводиться в произвольном порядке (с некоторыми ограничениями). Основная программа и ряд подпрограмм обеспечивают расчет необходимых астрономических величин, пересчет координат с эпохи на эпоху, расчет текущих координат источника с учетом ошибок наведения, выдачу управляющих команд в систему наведения антенны, расчет скоростей источника в лабораторной системе отсчета, проведение измерений и калибровки, контроль за состоянием аппаратуры.

Значительная часть наблюдений в рамках настоящей работы проводилась на других инструментах: 13,7-м радиотелескопе в Мецахови (Финляндия), 15-м радиотелескопе ЭЕЭТ в Чили, 100-м радиотелескопе в Эффельсберге, 20-м радиотелескопе в Онсала (Швеция), РТ-22 ФИ РАН и РАТАН-600. Для этих наблюдений использовалась штатная аппаратура указанных радиотелескопов.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Зинченко, Игорь Иванович

Основные результаты проведенного анализа и численных расчетов (выполненных Л.Е.Пироговым) таковы.

1) Основное влияние на интенсивности компонент перехода 7=1 — 0 оказывают перекрытия компонент перехода «7 = 2 — 1.

2) В облаках с кинетической температурой > 30 К и концентрацией газа п < 106 см-3 при умеренных значениях оптической толщи в линиях (г = 1 — 10) относительная интенсивность компоненты .Р = 1 — 1 перехода «7 = 1 — 0, как правило, понижена вследствие локального перекрытия компонент перехода «7 = 2—1. Этот эффект наблюдается во многих «теплых» молекулярных облаках.

3) Отношения интенсивностей компонент перехода 7 = 1 — 0, реально наблюдаемые в межзвездных облаках, во многих случаях хорошо воспроизводятся в моделях сжимающихся, либо расширяющихся облаков.

4) Модели с большой скоростью расширения (V > 2,6 км/с) предсказывают резкое возрастание относительной интенсивности компоненты Г = 1 — 1, что практически никогда не наблюдается (см., однако, разд. 4.1.2).

5) В темных холодных облаках, где относительные интенсивности боковых компонент перехода 3 = 1—0 повышены, не должно быть существенного локального перекрытия центральных компонент перехода 7 = 2—1 (интервал между ними равен тепловой ширине линий при температуре 17 К), а также расширения. Эти облака могут быть либо в квазиравновесном состоянии, либо в состоянии медленного сжатия (если рассматривать только модели со скоростью, пропорциональной радиусу).

5.1.3. Возбуждение межзвездного цианацетилена.

Молекула цианацетилена эффективно используется для зондирования физических условий в плотных межзвездных облаках. Это обстоятельство связано с тем, что, благодаря большому моменту инерции, вращательные уровни НС.зК разделены сравнительно небольшими энергетическими интервалами. Поэтому даже при достаточно низких температурах газа, характерных для плотных конденсаций, возбуждается сразу много вращательных уровней, что обусловливает возможность наблюдения одновременно нескольких эмиссионных линий этой молекулы из одной и той же области исследуемого объекта. В результате оказывается возможным определить несколько параметров среды без дополнительных предположений. Для этого необходимо достаточно точно знать зависимости наблюдаемых характеристик линий от параметров облака. В работе [43] нами представлены результаты численных расчетов возбуждения Н03К в зависимости от кинетической температуры и концентрации газа. В расчетах учитывалось большее число вращательных уровней (40), чем в предыдущих работах (цапр. [142]), что должно обеспечить их более высокую точность. Методика расчетов была аналогична описанной

Заключение

В заключение приводим основные результаты диссертационной работы, одновременно являющиеся и положениями, выносимыми на защиту.

1) На основе поиска и систематических исследований плотных газопылевых конденсаций в областях образования массивных звезд установлено, что по крайней мере половина молекулярных облаков, связанных с областями Н II Шарплеса, содержит плотные ядра; почти все мазеры Н20 в областях звездообразования 90%) ассоциируются с плотными конденсациями; в среднем, исследуемые ядра близки к вириальному равновесию; основные физические параметры этих ядер таковы: размеры - от ~ 0.5 пк до ~ 5 пк, распределение по размерам (Ь) резко спадает при Ь 1.5 пк; масса - от ~ 300 М0 до ~ 30000 М0, спектр масс ядер для М <; 1000 М0 аппроксимируется степенной зависимостью с1М/с[М ос М~а, где ОС ~ 1.9; средняя концентрация водорода составляет п ~ 103 — 105 см-3, в то же время для ядер характерны значительные, до нескольких порядков величины, неоднородности плотности; кинетическая температура Тип ~ 10 — 50 К; дисперсия скоростей значительно выше тепловой, ширины линий составляют от ~ 1.5 км/с до ~ 10 км/с; степень ионизации Хе ^ Ю-6 — Ю-7.

2) Показано, что средняя плотность ядер убывает с удалением от центра Галактики. В интервале галактоцентрических расстояний Я = 7 — 15 кпк п ос ехр(—Л/2.8 ± 0.7кпк). Доля облаков с заметным излучением HCN также при этом уменьшается. Имеется тенденция к увеличению размера с ростом Я. Масса и дисперсия скоростей практически не меняются в указанном интервале галактоцентрических расстояний.

3) Найдены следующие зависимости между дисперсией скоростей, средней плотностью, массой и размером: ДУ ос ¿°-17±0-08) й ^ 1г16±0 2, М ос Ь1Л±0-2 (два последних соотношения не являются независимыми). Установлено, что дисперсия скоростей и средняя плотность газа в ядрах, связанных с областями образования массивных звезд, в несколько раз выше, чем в менее плотных облаках СО и ядрах темных туманностей. Данные зависимости согласуются с предположением, что внутри исследуемых конденсаций, которые находятся в вириальном равновесии, плотность меняется по радиусу, как г1'6±0'2.

4) Развиты модели возбуждения и излучения молекул, а также излучения пыли в плотных межзвездных облаках, в том числе: а) На основе численных расчетов найдены ожидаемые интенсивности линий разных переходов ИСК, НСзМ и их изотопов в плотных межзвездных облаках в случае малой оптической толщи в линиях. Продемонстрированы возможности использования результатов этих расчетов для анализа данных наблюдений. б) Исследованы ожидаемые особенности сверхтонкой структуры линий НСМ в сжимающихся и расширяющихся облаках. На этой основе ограничен класс возможных моделей плотных ядер. в) Показано, что асимметричные профили СО с «самообращением» могут возникать не только за счет поглощающей движущейся оболочки, но и в случае излучающей оболочки более горячей, чем ядро, при ее достаточной плотности. При этом сдвиг «провала» на профиле линии будет соответствовать противоположному знаку радиального движения. г) По данным измерений спектра микроволнового фона получен верхний предел возможного содержания пыли в галактиках в прошлые эпохи.

5) Создан аппаратурный комплекс, обеспечивающий эффективное проведение исследований межзвездных спектральных линий в диапазоне длин волн Л ~ 3 мм. Комплекс включал в себя последовательно охлаждаемый приемник на ДБШ, мазер и, наконец, СИС приемник. По основным техническим характеристикам он не уступает зарубежным аналогам.

Разработаны методики, алгоритмы и программы для спектральных наблюдений на РТ-22 КрАО, а также программы обработки результатов измерений. Выполнен анализ ошибок наведения РТ-22, предложена и реализована методика их коррекции.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Зинченко, Игорь Иванович, 1997 год

Литература

[1] Зинченко И.И., Буров А.Б., Вдовин В.Ф. и др. Спектральные радиоастрономические наблюдения в интервале длин волн 2-4 мм. Письма в Астрон. ою., 1987, т. 13, с. 582588.

[2] Демкин В.М., Зинченко Й.И., Нестеров Н.С., Шанин В.Н. Система автоматизации многоканальных радиоастрономических измерений. Изв. КрАО АН СССР, 1986, т. 74, с. 176-179.

[3] Zinchenko I.I., Andrijanov A.F., Burov А.В. et al. Apparatus for spectral radio astronomical observations at mm wavelenghts. MM Waves and FIR Technology Conf., Digest, p. 35-38, Beijing, 1989.

[4] Vdovin V.F., Zinchenko I.I. Cryogenically cooled radiometers for short millimeter waves: design, measurements and applications. Proc. J^-th Soviet-Finnish Symp. on Radio Astronomy (ed. R.M.Martirossian), Armenian Academy of Sciences, Ashtarack, 1991, p. 28-36.

[5] Воронов B.H., Зинченко И.И. Диплексер для миллиметровых и субмиллиметровых радиометров в виде кольцевого квазиоптического резонатора. XXI Всесоюзн. радиоастрономии. конф., Ереван, 1989. Тезисы докл., с. 41-42.

[6] Шульга В.М., Зинченко И.И., Нестеров Н.С. и др. Наблюдения молекулярных линий в диапазоне 85-90 ГГц на РТ-22 Крымской астрофизической обсерватории с мазерным приемником. Письма в Астрон. ж., 1991, т. 17, с. 1084-1089.

[7] Shulga V.M., Myshenko V.V., Knjas'kov L.B., Zinchenko I.I., Shtanyuk A.M. Spectral receiver system with maser for 3-mm wavelength range. Tr. J. of Phys., 1994, v. 18, p. 1021-1022.

[8] Шитов С.В., Вдовин В.Ф., Зинченко И.И. и др. Испытания радиометра с СИС-смесителем на радиотелескопе РТ-25х2. Препринт ИПФ РАНИ0-309, 1992, 18 с.

[9] Зинченко И.И., Барышев A.M., Вдовин В.Ф., Замятин И.В., Кошелец В.П., Лапинов А.В., Лапкин И.В., Мышенко В.В., Нестеров Н.С., Пирогов Л.Е., Шитов С.В., Шульга В.М., 1996. Спектральные радиоастрономические наблюдения на РТ-22 КрАО с СИС-приемником диапазона длин волн 3 мм. Письма в Астрон. ж., 1997, т. 23, с. 145-148.

[10] Зинченко И.И. О калибровке по собственному излучению атмосферы на миллиметровых волнах. XIVВсесоюзн. радиоастрономии, конф., Ереван, 1982. Тезисы докл., с.404-405.

[11] Зинченко И.И., Нестеров Н.С. Анализ ошибок наведения РТ-22 КАО АН СССР и их учет при помощи ЭВМ. XI Всесоюзн. радиоастрономии. конф.: Ереван, 1978. Тезисы докл., с. 141-142.

[12] Dryagin Y., Vdovin V., Lapkin I., Zinchenko I., Kuittinen K., Oinaskallio E., Peltonen J. Low noise beam-lead diode mixer for the 3 mm radio astronomical receiver at the Metsahovi Radio Research Station. Experim. Astron., 1995, v. 5, p. 279-287.

[13] Буров А.Б., Вдовин В.Ф., Зинченко И.И. и др. Обзор молекулярных облаков, связанных с областями Н II из каталога Шарплеса, в линии J = 1 — 0HCN. Результаты наблюдений. Письма в Астрон. ж., 1988, т. 14, с. 492-502.

[14] Зинченко И.И., Лапинов А.В., Пирогов Л.Е. Обзор молекулярных облаков, связанных с областями Н II из каталога Шарплеса, в линии J = 1 — 0 HCN. Анализ спектральных данных. Астрон. ж., 1989, т. 66, с. 1142-1153.

[15] Зинченко И.И., Красильников А.А., Кукина Э.П., Лапинов А.В., Пирогов Л.Е. Наблюдения молекулярных облаков, связанных с областями Шарплеса, в линии J = 1-0 НСО+. Астрон. ж., 1990, т. 67, с. 908-923.

[16] Pirogov L.E., Zinchenko I.I., Lapinov A.V., Myshenko V.V., Shul'ga V.M. H13CN, H13CO+, HCN and HCO+ observations of dense gas in galactic molecular clouds. Astron. Astrophys. SuppL, 1995, v. 109, p. 333-340.

[17] Pirogov L.E., Lapinov A.V., Zinchenko I.I., Shul'ga V.M. J = 1 - 0 HCN towards bright far-infrared sources: observational data and results of modelling. Astron. Astrophys. Trans., 1996, v. 11, p. 287-301.

[18] Zinchenko I., Forsstrom V., Lapinov A., Mattila K. Studies of dense molecular cores in regions of massive star formation. CS J = 2 — 1 and HCN J = 1 — 0 observations of 11 northern cores. Astron. Astrophys., 1994, v. 288, p. 601-616.

[19] Zinchenko I., Forsstrom V., Lapinov A., Mattila K. CS J = 2 - 1 and HCN J = 1 -0 observations of dense molecular cores in regions of massive star formation. In: The Physics and Chemistry of Interstellar Molecular Clouds (eds. G.Winnewisser, G.C.Pelz). Proc., Zermatt, Switzerland 1993. Lecture Notes in Physics, v. 459, Springer-Verlag, 1995, p.294-295.

[20] Zinchenko I., Mattila K., Toriseva M. Studies of dense molecular cores in regions of massive star formation. II. CS J — 2 — 1 survey of southern H20 masers in the longitude range I = 260° - 310°. Astron. Astrophys. Suppl, 1995, v. Ill, p. 95-114.

[21] Zinchenko I., Lapinov A., Mattila K., Toriseva M. CS studies of dense cores in regions of high mass star formation: a survey of southern molecular masers. Astrophys. Space ScL, 1995, v. 224, p. 585-586.

[22] Zinchenko I. Studies of dense molecular cores in regions of massive star formation. III. Statistics of the core parameters. Astron. Astrophys., 1995, v. 303, p. 554-560.

[23] Zinchenko I., Henning Th., Schreyer K. Studies of dense molecular cores in regions of massive star formation. V. Structure and kinematics of dense cores from ammonia observations Astron. Astrophys., 1997, v. 124, p. 385-395.

[24] Пирогов JI.E., Зинченко И.И. Температуры газа и пыли в плотных молекулярных облаках, связанных с областями Н И. Астрон. ж., 1993, т. 70, с. 959-966.

[25] Zinchenko I.I. The properties of dense molecular cloud cores. Astron. Astrophys. Trans., 1992, v.l, p. 253-267.

[26] Zinchenko I.I. The properties of dense interstellar molecular cloud cores. Proc. 4-th Soviet-Finnish Symp. on Radio Astronomy (ed. R.M.Martirossian), Armenian Academy of Sciences, Ashtarack, 1991, p. 23-26.

[27] Zinchenko I.I. Studies of dense cores in interstellar molecular clouds. Tr. J. of Phys., 1994, v. 18, p. 996-1000.

[28] Буров А.Б., Воронов B.H., Зинченко И.П., Красильников А.А., Кукина Э.П. Обзор темных туманностей в линии HCN и в континууме на волне 3,4 мм. Астрон.ж., 1982, т. 59, с. 267-275.

[29] Зинченко И.И., Кисляков А.Г. Поиск и исследование конденсаций звездообразования в темных галактических туманностях. В кн.: Спектральные исследования космического и атмосферного излучения (ред. А.Г.Кисляков). Горький, 1979, с. 33-66.

[30] Zinchenko I.I., Kislyakov A.G. Radio continuum and molecular line studies of dense cores in dark clouds. In: Nearby Molecular Clouds (ed. G.Serra). Lecture Notes in Physics, v. 237, Springer-Verlag, 1985, p. 72-77.

[31] Зинченко И.П., Кисляков А.Г., Красильников А.А., Кукина Э.П. Источник радиоизлучения в туманности L673. Письма в Астрон. ок., 1978, т. 4, с. 10-12.

[32] Буров А.Б., Воронов В.Н., Зинченко И.И. и др. Наблюдения ряда молекулярных облаков Галактики на волнах 2,6 мм и 3,4 мм в континууме и в линиях молекул HCN и СО. Астрон. цирк., 1985, N 1404, с. 1-4.

[33] Zinchenko I., Forsstrom V., Mattila К. An unusual case of HCN hyperfine anomalies in S76E: physical implications. Astron. Astrophys., 1993, v. 275, p. L9-L12.

[34] Lapinov A.V., Myshenko V.V., Shul'ga V.M., Zinchenko I.I. C3H2 2lf2 - l0,i observations of some molecular clouds. Astron. Astrophys. Trans., 1994, v. 5, p. 325-331.

[35] Shul'ga V.M., Myshenko V.V., Litvinenko L.N., Zinchenko I.I., Lapinov A.V. Observations of cyclopropenylidene line in some molecular clouds. Tr. J. of Phys., 1994, v. 18, p. 1001-1002.

[36] Зинченко И.И., Кисляков А.Г., Красильников А.А. и др. Наблюдения углеродной звезды CIT 6 в линиях СО и HCN. Астрон.ж., 1987, т. 64, с. 870-872.

[37] Зинченко И.И., Красильников А.А., Кукина Э.П., Лапинов А.В., Пирогов Л.Е. Новый мазерный источник и новые мазерные линии HCN. Астрой, цирк., 1988, N 1525, с. 13-14.

[38] Lapinov A.V., Zinchenko I.I., Krasil'nikov A.A., Pirogov L.E. Circumstellar HCN masers. In: Physics and Composition of Interstellar Matter (eds. J.Krelowski, J.Papaj). Proc. of Conf. held in Bachotek, Poland, 4-9 June 1990. Instutute of Astronomy, Nicolaus Copernicus University, Toruri, 1990, p. 183-185.

[39] Венгер A.П., Госачинский И.В., Зинченко И.И., Лапинов А.В. Поиск линии HCN на волне 22 см в источнике IRC-(-10216. Письма в Астрон.эю., 1992, т. 18, с. 322-324.

[40] Зинченко И.И., Херсонский В.К. Возбуждение вращательных уровней межзвездной молекулы HCN. Астрон. ж., 1982, т. 59, с. 676-682.

[41] Зинченко И.И., Херсонский В.К. Межзвездные молекулы со сверхтонкой структурой. Возбуждение HCN и ее изотопических модификаций. Астрофизич. иссл. (Изв. CAO), 1982, т. 16, с. 65-74.

[42] Зинченко И.И., Пирогов Л.Е. Излучение молекул HCN в сжимающихся и расширяющихся межзвездных облаках. Астрон. ою., 1987, т. 64, с. 483-494.

[43] Зинченко И.И., Херсонский В.К. Неравновесное возбуждение вращательных уровней межзвездного цианоацетилена. Астрофизич. иссл. (Изв. CAO% 1986, т. 21, с. 4957.

[44] Зинченко И.И., Лапинов А.В. Профили линий СО в холодных межзвездных облаках. Астрон. ж., 1985, т. 62, с. 860-870.

[45] Зинченко И.И. Влияние космической пыли и молекул на спектр реликтового фона. Письма в Астрон. ж., 1979, т. 5, с. 435-438.

[46] Зинченко И.И. Субмиллиметровый спектр фона и количество пыли во Вселенной. Письма в Астрон. ок., 1989, т. 15, с. 771-776.

ЦИТИРОВАННАЯ ЛИТЕРАТУРА

[47] Myers Р.С. Molecular cloud cores. In: Protostars and Planets II (eds. D.C.Black, M.S.Matthewes). Univ. Arizona Press, 1985.

[48] Zuckerman В., Palmer P. Radio radiation from interstellar molecules. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1974, v. 12, p. 279-314.

[49] Кисляков А.Г., Лебский Ю.В., Наумов A.M. Широкополосные гетеродинные приемники миллиметровых волн. Изв. ВУЗ, Радиофизика, 1968, т. 9, с. 1791-1797.

[50] Penzias A.A., Burrus С.A. Millimeter-wavelength radio-astronomy techniques. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1973, v. 11, p. 51-72.

[51] Kutner M.L., Ulich B.L. Recommendations for calibration of millimeter-wavelength spectral line data. Astrophys. J., 1981, v. 250, p. 341-348.

[52] Ulich B.L. Pointing characteristics of the 36-foot telescope. Tucson, 1976, 56p. (Internal report N 1/NRAO).

[53] Malkamaki L., Mattila K., Raisanen A., Lehto A., Peltonen J. Performance of the acousto-optical spectral line receivers at the Metsahovi 14-m radio telescope. Experim. Astron., 1991, v. 2, p. 149-161.

[54] Booth R.S., Delgado G., Hagstrom M., et al. The Swedish-ESO submillimeter telescope. Astron. Astrophys., 1989, v. 216, p. 315-324.

[55] Лапинов А.В. Расчет излучения HCN в темных облаках. Астрон. ок., 1989, т. 66, с. 264-274.

[56] Sharpless S. A catalogue of Н II regions. Astrophys. J. Suppl., 1959, v. 4, p. 257-279.

[57] Blitz L., Fich M., Stark A. A. Catalog of CO radial velocities toward galactic H II regions. Astrophys. J. Suppl., 1982, v. 49, p. 183-206.

[58] IRAS point source catalog (eds. C.A.Beichman, G.Neugebauer, H.J.Habing, P.E.Clegg, T.J.Chester), 1985.

[59] Benson P.J., Myers P.C. A survey for dense cores in dark clouds. Astrophys. J. Suppl., 1989, v. 71, p. 89-110.

[60] Plume R., Jaffe D.T., Evans II N.J. A survey of CS J = 7 — 6 in regions of massive star formation. Astrophys. J. Suppl., 1992, v. 78, p. 505-515.

[61] Braz M.A., Epchtein N. Catalogue of non stellar molecular maser sources and their probable infrared counterparts in the galactic plane. Astron. Astrophys. Suppl., 1983, v. 54, p.167-185.

[62] Braz M.A., Scalise Jr. E., Gregorio Hetem J.C., Monteiro do Vale J.L., Gaylard M. Search for water vapor masers in the direction of IRAS sources assocoiated with H II regions and molecular clouds. Astron. Astrophys. Suppl., 1989, v. 77, p. 465-469.

[63] Scalise Jr. E., Rodriguez L.F., Mendoza-Torres E. Water vapor maser emission from bright, unassociated IRAS point sources. Astron. Astrophys., 1989, v. 221, p. 105-109.

[64] Avedisova V.S., Palous J. Kinematics of star forming regions. Bull. Astron. Inst. Czechosl., 1989, v. 40, p. 42-52.

[65] Brand J., Blitz L. The velocity field of the outer Galaxy. Astron. Astrophys., 1993, v. 275, p.67-80.

[66] Georgelin Y.M., Georgelin Y.P. The spiral structure of our Galaxy determined from H II regions. Astron. Astrophys., 1976, v. 49, p. 57.

[67] Fich M., Blitz L., Stark A.A. The rotation curve of the Milky Way to 2R0. Astrophys. J, 1989, v. 342, p. 272-284.

[68] Irvine W.M., Goldsmith P.F., Hjalmarson A. Chemical Abundances in Molecular Clouds. In: Hollenbach D.L., Thronson Jr. H.A. (eds.) Interstellar Processes., Reidel, Dordrecht, 1987

[69] Dickman R.L. A survey of carbon monoxide in interstellar dark clouds. Astrophys. J. Suppi, 1978, v. 37, p. 407-427.

[70] Milman A.S., Knapp G.R., Knapp S.L., Wilson W.J. Carbon monoxide observations of 34 dust clouds. Astron. J., 1975, v. 80, p. 101-110.

[71] Phillips J.P. et al. In: Regions of Recent Star Formation, 1982, p. 323.

[72] Turner B.E., Rickard L.J., Xu L.-P. On the nature of the molecular cores in the high-latitude cirrus clouds. I - A survey of H2CO (2 cm), C3H2 and HC3N. Astrophys. J., 1989, v. 344, p. 292-305.

[73] Fich M., Blitz L. Optical H II regions in the outer Galaxy. Astrophys. J., 1984, v. 279, p.125-135.

[74] Langer W.D., Penzias A.A. 12C/13C isotope ratio in the local interstellar medium from observations of 13C/180 in molecular clouds. Astrophys. J., 1993, v. 408, p. 539-547.

[75] Eiroa C., Casali M.M. The Serpens sources SVS 4 and FIRS 1 - New results from infrared images. Astron. Astrophys., 1989, v. 223, p. L17-L19.

[76] Eiroa C., Casali M.M. Near infrared images of the Serpens cloud core - The stellar cluster. Astron. Astrophys., 1992, v. 262, p. 468-482.

[77] Zhang C.Y., Laureijs R.J., Clark F.O., Wesselius P.R. IRAS study of the Serpens molecular cloud. I - Large scale. Astron. Astrophys., 1988, v. 199, p. 170-182.

[78] Scoville N.Z., Yun M.S., Sanders D.B., Clemens D.P., Waller W.H. Molecular clouds and the cloud cores in the inner Galaxy. Astrophys. J. Suppl., 1987, v. 63, p. 821-915.

[79] Martin K., Henning T. 12CO (3-2) Measurements of NGC 281 (S 184). In: Klare G. (ed.) Stellar Evolution and Interstellar Matter (Astronomische Gesellschaft, Abstract Series No. 7). Colordruck Kurt Weber, Hamburg, 1992.

[80] Kahane C., Guilloteau S., Lucas R. A multiline study of a typical giant molecular cloud: S147/S153. Astron. Astrophys., 1985, v. 146, p. 325-340.

[81] Tatematsu K., Nakano M., Yoshida S., Wiramihardja S., Kogure T. CO observations of the S147/S153 complex associated with the SNR G 109.1-1.0. Publ. Astron. Soc. Japan, 1985, v. 37, p. 345-355.

[82] Harju J., Walmsley C.M., Wouterloot J.G.A. Ammonia clumps in the Orion and Cepheus clouds. Astron. Astrophys. Suppl., 1993, v. 98, p. 51-76.

[83] Dinger A.S.C., Dickinson D.F., Gottlieb C.A., Gottlieb E.W. Molecular line observations of AFGL sources. Publ. Astron. Soc. Pacific, 1979, v. 91, p. 830-837.

[84] Carpenter J.M., Snell R.L., Schloerb F.P. Molecular clouds associated with luminous far-infrared sources in the outer Galaxy. Astrophys. J, 1990, v. 362, p. 147-164.

[85] Carpenter J.M., Snell R.L., Schloerb F.P., Skrutskie M.F. Embedded star clusters associated with luminous IRAS point sources. Astrophys. J, 1993, v. 407, p. 657-679.

[86] Loren R.B., Wootten H.A. Star formation in the bright-rimmed molecular cloud IC 1848 A. Astrophys. J, 1978, v. 225, p. L81-L84.

[87] Heyer M.H., Snell R.L., Morgan J., Schloerb F.P. A CO and far-infrared study of the S254-S258 region. Astrophys. J, 1989, v. 346, p. 220-231.

[88] Richardson K.J., White G.J., Gee G., et al. Submillimeter line and continuum observations of the S255 molecular cloud. Mori. Not. Roy. Astron. Soc., 1985, v. 216, p. 713-733.

[89] Winnewisser G., Cook R.L. J. Mol. Spectrosc1968, v. 28, p. 266.

[90] Green S., Chapman S. Collisional excitation of interstellar molecules - linear molecules CO, CS, OCS and HC3N. Astrophys. J. Suppl., 1978, v. 37, p. 169-194.

[91] Mundy L.G., Snell R.L., Evans N.J. II, Goldsmith P.F., Bally J. Models of molecular cloud cores. II. Multitransitional study of C34S. Astrophys. J, 1986, v. 306, p. 670-681.

[92] Martin H.M., Sanders D.B., Hills R.E. CO emission from fragmentary molecular clouds: a model applied to observations of M17SW. Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1984, v. 208, p. 35-55.

[93] Snell R.L., Mundy L.G., Goldsmith P.F., Evans N.J. II, Erickson N.R. Models of molecular clouds. I. Multitransitional study of CS. Astrophys. J, 1984, v. 276, p. 625-645.

[94] Snell R.L., Huang Y.-L., Dickman R.L., Claussen M.J. Molecular outflows associated with bright far-infrared sources. Astrophys. J, 1988, v. 325, p. 853-863.

[95] Zhou S., Wu Y., Evans N.J. II. A CS survey of low-mass cores and comparison with NH3 observations. Astrophys. J, 1989, v. 346, p. 168-179.

[96] Zhou S., Evans N.J. II, Glisten R., Mundy L.G., Kutner M.L. CS multitransitional studies of density distribution in star-forming regions. I - The NGC 2071 region. Astrophys. J, 1991, v. 372, p. 518-530.

[97] Wu Y., Huang M., He J. A catalogue of high velocity molecular outflows. Astron. Astrophys. Sup pi., 1996, v. 115, p. 283-284.

[98] Henning T., Cesaroni R., Walmsley C.M., Pfau W. Maser search towards young stellar objects. Astron. Astrophys. Suppl., 1992 v. 93, p. 525-538.

[99] Yang J., Umemoto T., Iwata T., Fukui Y. A millimeter-wave line study of L1287 - A case of induced star formation by stellar wind compression? Astrophys. J., 1991, v. 373, p.137-145.

[100] Henning T., Pfau W., Altenhoff W.J. Infrared and radio emission from very young and massive stellar objects. Astron. Astrophys., 1990, v. 227, p. 542-552.

[101] Schreyer K., Henning Th., Kompe C., Harjunpaa P. NH3 and HCO+ towards luminous IRAS sources. Astron. Astrophys., 1996, v. 306, p. 267-279.

[102] Churchwell E., Walmsley C.M., Cesaroni R. A survey of ammonia and water vapor emission from ultracompact H II regions. Astron. Astrophys. Suppl., 1990, v. 83, p. 119-144.

[103] Davis C.J., Dent W.R.F. Molecular observations of HH34: does NH 3 accurately trace dense molecular gas near young stars? Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1993, v. 261, p. 371— 378.

[104] Bergin E.A., Langer W.D., Goldsmith P.F. Gas-phase chemistry in dense interstellar clouds including grain surface molecular depletion and desorption. Astrophys. J., 1995, v. 441, p 222-243.

[105] Turner B.E. The physics and chemistry of small molecular clouds in the galactic plane. III. NH3. Astrophys. J., 1995, v. 444, p. 708-720.

[106] Wootten A., Snell R., Glassgold A.E. The determination of electron abundances in interstellar clouds. Astrophys. J., 1979, v. 234, p. 876.

[107] Blitz L. Star forming giant molecular clouds. In: The Physics of Star Formation and Early Stellar Evolution (eds. C.J. Lada k N.D. Kylafis), Kluwer Acad. Publ., 1991.

[108] Salpeter E.E. Astrophys. J., 1955, v. 121, p. 161.

[109] Sakamoto S. Physical conditions of molecular gas in the Galaxy. Publ. Astron. Soc. Pacific, 1994, v. 106, p. 1112.

[110] Juvela M. Studies of dense molecular cores in regions of massive star formation. IV. Multitransition CS-study towards southern H2O masers in the longitude range / = 308° — 360°. Astron. Astrophys. SuppL, 1996, v. 118, p. 191-226.

[111] Larson R.B. Turbulence and star formation in molecular clouds. Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1981, v. 194, p. 809-826.

[112] Kegel W.H. The interpretation of correlations between observed parameters of molecular clouds. Astron. Astrophys., 1989, v. 225, p. 517-520.

[113] Caselli P., Myers P.C. The line width-size relation in massive cloud cores. Astrophys. J., 1995, v. 446, p. 665-686.

[114] Elmegreen B.G. A pressure and metallicity dependence for molecular cloud correlations and the calibration of mass. Astrophys. J., 1989, v. 338, p. 178-196.

[115] Tatematsu K., Umemoto T., Kameya O., et al. Molecular cloud cores in the Orion A cloud. I. Nobeyama CS(l-O) survey. Astrophys. J, 1993, v. 404, p. 643-662.

[116] Larson R.B. Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1969, v. 145, p. 271.

1 07

a. kJ 1

[117] Elmegreen B.G., Falgarone E. A fractal origin for the mass spectrum of interstellar clouds. Astrophys. J., 1996, v. 471, p. 816-821.

[118] Mandelbrot B.B. The Fractal Geometry of Nature. San Fransisco, Freeman, 1983.

[119] Kislyakov A.G., Gordon M.A. CO emission in directions of some millimeter wavelength continuum sources. Astrophys. J., 1983, v. 265, p. 766-777.

[120] Sandell G., Höglund B., Kislyakov A.G. HCN J = 1 - 0 observations in L673 and S235B: two different cases of hyperfine anomalies. Astron. Astrophys., 1983, v. 118, p. 306-312.

[121] Walmsley C.M., Churchwell E., Nash A., Fitzpatrick E. Hyperfine anomalies of HCN in cold dark clouds. Astrophys. J. (Lett.), 1982, v. 258, p. L75-L78.

[122] Lovas F.J., Suenram R.D., Ogata T., Yamamoto S. Microwave spectra and electric dipole moments for low-J levels of interstellar radicals SO, C2S, C3S, c-HC3, CH2CC, and c-C3H2. Astrophys. J., 1992, v. 399, p. 325-329.

[123] Brouillet N., Baudry A., Daigne G. Low spatial resolution observations of C3H2 in H II regions and dark clouds. Astron. Astrophys., 1988, v. 199, p. 312-317.

[124] Cox P., Walmsley C.M., Güsten R. C3H2 observations in dense dark clouds. Astron. Astrophys., 1989, v. 209, p. 382-390.

[125] Madden S.C., Irvine W.M., Mattews H.J., Friberg P., Swade D.A. A survey of cyclo-propenylidene (CsH2) in galactic sources. Astron. J., 1989, v. 97, p. 1403-1422.

[126] Neckel T., Chini R., Güsten R., Wink J.E. Star formation in the large globule L 810. Astron. Astrophys., 1985, v. 153, p. 253-259.

[127] Turner D.G. The large globule L 810 as a possible member of the Vulpécula OBI complex. Astron. Astrophys., 1986, v. 167, p. 157-160.

[128] Harju J. HCN and HNC observations towards dark clouds. Astron. Astrophys., 1989, v. 219, p.293-302.

[129] Henkel C., Matthews H.E., Morris M., et. al. Molecular lines in IRC+10216 and CIT 6. Astron. Astrophys., 1985, v. 147, p. 143-154.

[130] Wilson W.J., Schwartz P.R., Epstein E.E. Carbon monoxide and hydrogen cyanide millimeter-wave emission from stars. Astrophys. J., 1973, v. 183, p. 871-880.

[131] Mufson S.L., Liszt H.S. Mass loss from the infrared star CIT 6. Astrophys. J., 1975, v. 202, p. 183-190.

[132] Knapp G.R., Kuiper T.B.H., Zuckerman B. CO observations of mass outflow from the infrared star CIT 6. Astrophys. J1979, v. 233, p. 140-144.

[133] Guilloteau S., Omont A., Lucas R. A new strong maser: HCN. Astron. Astrophys., 1987, v. 176, p. L24-L26.

[134] Lucas R., Cernicharo J. Discovery of strong maser emission from HCN in IRC+10216. Astrophys. J. (Lett.), 1989, v. 218, p. L20-L22.

[135] Numerical Data and Functional Relationships in Science and Technology, v. 6 (eds. K.H. Hellwege, A.M. Hellwege), Springer-Verlag, 1974.

[136] Green S., Thaddeus P. Rotational excitation of HCN by collisions. Astrophys. J., 1974, v. 191, p. 653-657.

[137] Varshalovich D.A., Khersonsky V.K. Collisional excitation of interstellar molecules. Astrophys. Lett., 1977, v. 18, p. 167-172.

[138] Phillips T.G., Jefferts K.B., Wannier P.G. A new DCN line: DCN (HCN) excitation. Astrophys. J. (Lett.), 1974, v. 192, p. L153-L156.

[139] Guilloteau S., Baudry A. Thermal overlap effects and collision models: HCN. Astron. Astrophys., 1981, v. 97, p. 213-217.

[140] Rybicki G.B., Hummer D.G. A generalization of the Sobolev method for flows with non local radiative coupling. Astrophys. J., 1978, v. 219, p. 654-675.

[141] Gottlieb C.A., Lada C.J., Gottlieb E.W., et al. Observations of millimeter-wave HCN in four prototype clouds. Astrophys. J., 1975, v. 202, p. 655-672.

[142] Vanden Bout P.A., Loren R.B., Snell R.L. Cyanoacetylene as a density probe of molecular clouds. Astrophys. J., 1983, v. 271, p. 161-169.

[143] Leung C.M. Radiative-transfer effects and the interpretation of interstellar molecular cloud observations. I. Basic physics of line formation. Astrophys. /., 1978, v. 225, p. 427441.

[144] Snell R.L. A study of nine interstellar dark clouds. Astrophys. J. Suppl., 1981, v. 45, p.121-175.

[145] Гринберг M. Межзвездная пыль. M., Мир, 1970, 200 с.

[146] Scoville N.Z., Kwan J. Infrared sources in molecular clouds. Astrophys. J., 1976, v. 206, p.718-727.

[147] Долгинов A.3., Митрофанов И.Г. Ориентация космических пылинок. Astrophys. Space Sci., 1976, v. 43, p. 257-287.

[148] Hildebrand R.H. Magnetic fields and stardust. Quat. J. Roy. Astron. Soc., 1988, v. 29, p.327-351.

[149] Davis L., Greenstein J.L. Orientation of interstellar grains. Astrophys. </., 1951, v. 114, p.206-220.

[150] Purcell E.M. Suprathermal rotation of interstellar grains. Astrophys. J., 1979, v. 231, p. 404.

[151] Jones R.V., Spitzer L. Jr. Magnetic alignmentof interstellar grains. Astrophys. J., 1967, v. 147, p. 943-950.

[152] Mouschovias T. Ch. Nonhomologous contraction and equilibria of self-gravitating, magnetic interstellar clouds embedded in an intercloud medium: Star formation. II. Results. Astrophys. J., 1976, v. 207, p. 141-160.

[153] Dyck H.M., Beichman S.A. Observations of infrared polarization in the Orion nebula. Astrophys. J., 1974, v. 194, p. 57-62.

[154] Aitken D.K., Jones B. Observations of infrared extinction of IRS 5 in W3 compared with the Galactic center and the Becklin-Neugebauer object. Astrophys. J., 1973, v. 184, p. 127-133.

[155] Dennison B. On the infrared polarization of the Orion nebula. Astrophys. J., 1977, v. 215, p. 529-532.

[156] Dragovan M. Submillimetre polarization in the Orion nebula. Astrophys. J., 1986, v. 308, p.270.

[157] Gonatas D.P., Engargiola G.A., Hildebrand R.H., et al. The far-infrared polarization of the Orion nebula. Astrophys. J., 1990, v. 357, p. 132-137.

[158] Mezger P. Dust emission as a probe of dense interstellar matter. In: Physics and Composition of Interstellar Matter (eds. J.Krelowski, J.Papaj). Proc. of Conf. held in Bachotek, Poland, 4-9 June 1990. Instutute of Astronomy, Nicolaus Copernicus University, Toruri, 1990, p. 97-108.

[159] Goodman A. Mapping magnetic fields in the ISM: Infrared and Sub-mm polarimetry. In: Physics and Chemistry of Interstellar Molecular Clouds (eds. G. Winnewisser, G.C. Pelz). Proc., Zermatt, Switzerland 1993. Springer-Verlag, 1995, p. 82-85.

[160] White S.D.M., Rees M.J. Core condensation in heavy halos: a two-stage theory for galaxy formation and clustering. Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1978, v. 183, p. 341-358.

[161] Вейнберг С. Гравитация и космология. М., Мир, 1975, 696 с.

[162] Rowan-Robinson М., Negroponte J., Silk J. Distortions of the cosmic microwave background spectrum by dust. Nature, 1979, v. 281, p. 635-638.

[163] Варшалович Д.А., Левшаков С.А. Линии молекулярного водорода в спектрах квазаров. Письма в Астрон. ж., 1978, т. 4, с. 115-117.

[164] Варшалович Д.А., Левшаков С.А. Линии поглощения молекул Н2 и СО в спектре квазара PHL 957. Письма в Астрон. ж., 1979, т. 5, с. 371-374.

[165] Mauersberger R., Henkel С. Dense gas in galactic nuclei. Astronomische Gesellschaft. Reviews in Modern Astronomy, 1993, v. 6, p. 69-101.

[166] Matsumoto Т., Hayakawa S., Matsuo H. et al. The submillimeter spectrum of the cosmic background radiation. Astrophys. J., 1988, v. 329, p. 567-571.

[167] Mather J.C., Cheng E.S., Cottingham D.A. et al. Measurement of the cosmic microwave background spectrum by the СОВЕ FIRAS instrument. Astrophys. /., 1994, v. 420, p.439-444.

[168] Alfven H., Mendis A. Interpretation of observed cosmic microwave background radiation. Nature, 1977, v. 266, p. 698-699.

[169] Bond J.R., Carr В.J., Hogan C.J. Spectrum and anisotropy of the cosmic microwave background. Astrophys. J., 1986, v. 306, p. 428-450.

[170] Loren R.B., Evans N.J. II, Knapp G.R. Properties of molecular clouds containing Herbig-Haro objects. Astrophys. J., 1979, v.234, p.932-948.

[171] Evans N.J., Blair G.N., Harvey P., et al. The energetics of molecular clouds. IV - The S88 molecular cloud. Astrophys. J., 1981, v. 250, p. 200-212.

[172] Кисляков А.Г., Тернер Б.Е. Плотность ядер молекулярных облаков в зависимости от их галактоцентрического расстояния. Астрой, ж., 1995, т. 72, с. 168-179.