HCO⁺恒星形成区G75.78+0.34的射电连续发射

摘要

我们提供1.3和3.6 cm的连续射电图像和HCO⁺超大质量恒星形成区G75.78+0.34的光谱由甚大阵列(VLA)和伯克利伊利诺斯州马里兰协会(BIMA)干涉仪获得。连续发射中探测到三个结构:一个与著名的彗星Hɪɪ区域有关，另外两个更紧凑的结构位于彗星Hɪɪ区域的东部6英寸和南部2英寸。利用总通量和强度峰值，我们估计了电子密度≈1.5×10⁴厘米⁻³的排放标准≈6×10⁷厘米⁻⁶ pc, a mass of ionized gas of≈3米_⊙，直径为0.05 pc的彗星Hɪɪ区域，是超致密Hɪɪ区域的典型值。的HCO⁺排放可能源于以前在HCN和CO中观察到的分子外流。

1.介绍

Hɪɪ区域根据其大小、电离气体质量、密度和发射测量(例如，[1])。经典的Hɪɪ区域，如猎户座星云，其大小约为10pc，密度约为100cm^3.~ 10⁵米_⊙和EM ~ 10²pc厘米⁶．致密Hɪɪ区域具有密度5×10^3.厘米^3.的,大小0.5 pc，电离气体质量~1 M_⊙和em.10⁷pc厘米⁻⁶而超紧凑Hɪɪ地区的规模为0.1 PC，和热电子密度10⁴厘米^3.，电离气体质量为~10⁻²米_⊙和em.10⁷pc厘米⁻⁶［2，3.］．

对H∞地区的物理性质及其分类的研究是了解他们如何发展和恒星形式的基本关键。厘米波长下的无线电连续发射迹线迹线排放电离气体。另一方面，H∞区域旁边的分子气的研究提供了有关这些对象的重要信息和应用于这些物体的星形成理论的问题。到目前为止，大多数分子气体的研究都基于具有低偶极矩的共同发射，这意味着低旋转过渡不会呈现致密气体，而具有更高偶极矩的分子可用于观察高密度气体。高密度核心（n〜10⁴－10⁵厘米^3.)可以从HCN和HCO的毫米和亚毫米线发射来研究⁺分子(4］．

在这项工作中，我们使用1.3 cm和3.6 cm的超大阵列图像研究了超致密Hɪɪ区域G75.78+0.34的气体物理条件，以及伯克利伊利诺斯州马里兰协会(BIMA)在3 mm的干涉数据。这个物体呈现了在CO中观察到的众所周知的分子外流[5，6]及HCN [7]位于巨大的分子云ON2中，最早由Matthews等人发现[8]，在5和10.7 GHz的观测值。Sánchez-Monge等[9[使用VLA观察，研究G75.78 + 0.34的气体含量。他们发现来自三个部件的无线电发射：由B0型星激发的组件超自联，并且没有相关的灰尘发射，几乎未解决的超声波，与在毫米和中小型波长下检测到紧凑的灰尘丛相关的区域相关联，以及嵌入灰尘冷凝的紧凑型源。3.5毫米G75.78 + 0.34的连续发射由围绕令人兴奋的星星的离子气体自由排放，粉尘排放可能仅贡献其3.5毫米连续体的一小部分[7］．

本文组织如下。节2我们描述观察结果。部分3.给出我们的结果，这些结果将在本节中讨论4．本节给出了这项工作的结论5．

2.观察

2．1．位数据

HCO排放的观测⁺（J= 1-0) at 89.1885 GHz and HCN (J= 1-0)在88.63 GHz从G75.78+0.34和G75.77+0.34进行，由Welch等人使用Berkley Illinois Maryland Association (BIMA)干涉仪[10，使用最短基线配置(D-array)。

使用Mars和3C273观测数据作为主要振幅和带通校准器，数据缩减遵循Sault等人使用MIRIAD软件的标准程序[11］．合成图的半最大值全宽(FWHM)约为18 arcsec，得到的速度采样为δV≈0.34公里的年代⁻¹．HCN排放已经在Riffel和Lüdke [7，在那里可以找到更多有关观测和数据缩减过程的细节。在这里，我们提出并讨论HCO的光谱⁺．

2．2.电台连续图像

我们利用干涉阵列在配置为“A”的VLA数据档案(项目ID: AK440)中获得的G75.78+0.34在8.46 GHz (3.6 cm)和22.46 GHz (1.3 cm)的甚大阵列(VLA)连续射电观测数据。这些观测数据是按照NRAO天文图像处理系统(AIPS)的标准程序进行VLA射电连续成像处理的。这些频率下的角分辨率为0”。24和0”。3.6 cm和1.3 cm观测值分别为08。这些分辨率相当于6.5 × 10的空间分辨率⁻³2009pc和2.2 × 10⁻³假设G75.78+0.34的距离为5.6 kpc [12]，从中估计出主要成分A、B、C的尺寸分别为0.065、0.013、0.027 pc。

3.结果

3．1.连续发射

在图1我们展示了G75.78+34的1.3厘米连续图像，在图中显示了被识别为A、B和C的三个成分。我们的图像与Sánchez-Monge等人提供的图像非常一致[9使用相同的仪器配置。组分A的结构较为复杂，更向南北方向延伸，且至少有两个高发射节。它与伍德和丘奇威尔在6厘米处观测到的彗星Hɪɪ区域有关[12]他们的形象看起来比我们更光滑，可能是因为它的空间分辨率较低。另一方面，组件B和C更紧凑，未在6厘米处检测到。组件C与Hofner和Churchwell检测到的水爆发发射进行了Cospospatial [13］．

G75.78+0.34的3.6 cm图像如图所示2，显示了在1.3厘米的图像中观察到的相同的三个成分。A组分在1.3 cm处的复杂结构在3.6 cm图像中看不到，因为其空间分辨率较低。我们的3.6厘米图像与伍德和丘奇威尔展示的图像非常相似[12］．在3.6 cm图像上看到的分量的线性大小与上面列出的1.3 cm图像上的类似。

表格1表示测量的总通量()及峰值强度(）对于图中确定的每个组件1和2分别长1.3厘米和3.6厘米。

３．２．HCO⁺线发射

我们的BIMA观测的信噪比不够高，不足以构建HCO的排放线通量图和通道图⁺通过混合自校准和闭合映射，我们能够在Riffel和Lüdke的HCN中实现最接近间距配置的BIMA剖面[7作为我们的第一个结果进行了讨论。的HCO⁺频谱如图所示3.它是通过整合我们的BIMA观察的整个领域获得的，包括G75.78 + 0.34和G75.77 + 0.34小时区域。的HCO⁺在89.193、89.195和89.197 GHz处出现三个强度峰值，表明HCO的存在⁺具有独特运动学的云。

4.讨论

4．1.电离气体

呈现的无线电连续体图像可用于研究与G75.78 + 0.34相关的电离气体的性质。我们可以使用表格的总助熔剂和峰值强度1计算与彗星Hɪɪ区域有关的A分量的一些物理参数。继Panagia和Walmsley [14在假设Hɪɪ区域大致为球形的情况下，我们可以得到电子密度() 在哪里是总通量，是电子温度，为到物体的距离，是Arcminutes的角半径，和

排放测度由下式给出:

电离气体的质量可由[14］ 在哪里是他的富足吗⁺相对于H⁺．

小型射电源的亮度温度由(例如，[12]） 在哪里是频率，为mJy/束的峰值强度，是玻尔兹曼常数吗为光束的立体角(例如，[15]） 在哪里是弧度观测的角度分辨率。

最后，光学深度（)估计使用

为了得到上述物理参数，我们假设了电子温度和丰度的典型值 K and,分别。利用上面的方程和Section的角分辨率2， 我们获得和 sr for the 1.3 cm image and和  sr为3.6 cm图像。半径()可以直接从图中测量1和2从而估计出G75.78+0.34的相关物理参数。

在表2我们给出了由上述方程估计的物性参数，可以与以往文献估计的物性参数进行比较。所得的电子密度值与Wood和Churchwell所得的值在一定程度上一致[12]从6厘米的无线电辐射(厘米⁻³)，并以7毫米的观测值计算厘米⁻³［16]以及Sánchez-Monge等人发现的那个。［9]来自一项多频率研究(厘米⁻³）.这里发现的排放测量值介于Matthews等人发现的值之间[17的厘米⁻⁶ pc, by Wood and Churchwell [12的厘米⁻⁶pc, Sánchez-Monge等[9的厘米⁻⁶电脑。伍德和丘奇威尔[12)发现 K and因此，从1.3厘米排放中获得的价值观与他们的达成愉快，而那些从3.6厘米估计的那些有点小。这里获得的G75.78 + 0.34的质量大约比Matthews等人发现的值小一个数量级。［17]，大约比Sánchez-Monge等人得到的值大一个数量级[9，这可能是由于这些作者和我们在整合通量时所使用的区域大小不同，也可能是由于计算中使用的假设。参数见表2确认G75.78 + 0.34是超自联H∞区域[3.，证实了Sánchez-Monge等人先前的研究结果[9］．

对于B和C分量，我们仅使用1.3 cm图像估计物理参数，因为它具有最高的空间分辨率。对于分量B，我们得到厘米⁻³，厘米⁻⁶和大量的电离气体米_⊙，假设该区域的半径为0.25弧秒。假设分量C的半径为0.4弧秒，我们得到厘米⁻³，厘米⁻⁶ pc, and米_⊙．这些值类似于超紧凑Hɪɪ区域的预期值[2，3.］．事实上，Sánchez-Monge等人[9]确定C组分是一个超紧凑的Hɪɪ区域，在毫米和中红外波长与灰尘排放有关，而B组分似乎嵌入在灰尘中。

4．2．分子气体

虽然HCO的信噪比⁺数据不够高，不足以构建通量和航道图，正如Riffel和Lüdke为HCN所做的那样[7]使用同样的数据，它的探测可以告诉我们一些关于恒星形成区域G75.78+0.34的信息。如图所示的复杂线廓线3.表明HCO⁺发射源于运动学紊乱的气体，由于它通常来自高密度气体，即HCO⁺发射也可能追踪我们在之前的文章中观测到的G75.78+0.34在HCN中观测到的双极性分子外流。Hogerheijde的BIMA观测也为大蛇星座恒星形成区域提供了类似的结论[18]，因此发现HCN和HCO⁺在流出点附近存在增强的排放，而N₂H⁺反映了云的分布。

4.2.1。准备SEST观测与SiO发射的不检测

除了BIMA数据之外，我们还在2003年4月20日雇用了瑞典语 - ESO Submillimeter望远镜（最适用），以检测SiO（2-1的86.646GHz），SIO（130.268 GHz）等更高的激励线（2-1），SIO（5-4，在217.104 GHz）和SIO（8-7,347.330 GHz），以较高激发为G75.78 + 0.34和G75.77 + 0.34的爆频调查。即使每次过渡约1小时的较长集成时间，我们也无法置信比5更好地检测这些线条σ高于仪器噪音水平。

另一方面，H¹³在我们的SEST观测中出现了86.338 GHz的CN，呈现出与HCN(1-0)相似的轮廓，这表明发射可能发生在类似的物理和运动学条件的区域。因此，我们的观测结果表明，SiO线可能不是冲击驱动的G75.78+0.34中流出的良好观测示踪线。

该结论在Zhu等人用Zhu等人的毫米波天文学（Carma）中的研究中获得的恒星形成核心W3-SE的类似结果。［19，作者报告了HCO的检测结果⁺而W3-SE在独立观测中也未检测到86.243 GHz的SiO(2-1)线。这当然带来了这样一个事实，即利用SiO来获取这个致密天体的天体物理条件的信息是困难的。SiO是由年轻的大质量恒星辐射驱动MHD激波锋破坏尘埃颗粒而产生的。

另一方面，我们必须强调，有几项关于UCHɪɪ区域和更进化的对象的工作表明，SiO是一个很好的外流示踪剂(例如，[20.- - - - - -22)， G75.78+0.34中没有激发的SiO线可能是由于SEST观测的灵敏度较低。为了更好地限制G75.78+0.34中SiO的释放或缺失，并解开这种明显矛盾的说法，今后需要新的、更敏感的观测。

5.结论

我们使用VLA和BIMA观察研究了从星形形成区域G75.78 + 0.34的无线电连续体和分子排放。我们的主要结论如下。(我)3.6厘米和1.3厘米的连续射电图像为Hɪɪ区域G75.78+0.34提供了三个组成部分，一个与彗星Hɪɪ区域有关，另一个位于彗星Hɪɪ区域以东6英寸，另一个位于其以南2英寸。(2)彗星Hɪɪ区域的电子密度为≈1.5×10⁴厘米⁻³的排放标准≈6×10⁷厘米⁻⁶的电离气体≈3米_⊙，直径0.05 pc，与超紧凑Hɪɪ区域的预期值一致。(3)的HCO⁺（J= 1-0)似乎起源于气体，它遵循先前在主要HCN跃迁中观测到的外流的天体物理条件。然而，需要新的增强灵敏度和分辨率的干涉观测来更好地约束HCO⁺起源在G75.78 + 0.34。(iv)使用单碟观察，最高的G75.78 + 0.34未检测到高达200GHz的SIO高转变，表明它不是致密核心中流出的良好示踪剂，或者在这些相关频率下需要更多的灵敏度。

利益冲突

作者声明本文的发表不存在利益冲突。

致谢

作者感谢裁判员提供的宝贵建议，帮助改进本文。埃弗顿Lüdke特别要感谢BIMA工作人员和ESO La Silla的SEST观测团队，感谢他们的评论，改善了观测结果。SEST射电望远镜由瑞典昂萨拉射电天文台操作。超大阵列是由美国国家射电天文台在联合大学公司和美国国家科学基金会的合作协议下运行的一个设施。这组作者得到了巴西CNPq、CAPES和FAPERGS机构的部分支持。

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