Наблюдения линий цианоацетилена (HCзN) на радиотелескопе РТ-22 ПРАО АКЦ ФИАН с высоким спектральным разрешением
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Требования к аппаратуре >>
1. Цианоацетилен (HC3N) и необходимость его наблюдений
Согласно современным представлениям, многие из плотных ядер в темных молекулярных облаках являются областями маломассивного звездообразования, то есть их эволюция приводит к возникновению внутри них звезд малых масс, подобных Солнцу. Это одна из причин, вызывающих большой интерес к ним.
Темные молекулярные облака уже много лет изучаются путем наблюдения радиолиний различных молекул в них. Эти наблюдения позволяют определять основные параметры этих объектов: размеры, массы, плотности, температуры. С течением времени облака проходят разные стадии своей эволюции, определение и изучение каждой из которых очень важно для понимания процессов звездообразования. Как показано в работе [2], определение фазы эволюции может быть проведено по соотношению обилий цианополиинов - линейных молекул, состоящих из нечетного числа атомов углерода, образующих цепь, завершающуюся атомом водорода с одной и атомом азота с другой стороны: HCnN (n=1,2,3,5,7,9). Существует несколько изомеров молекул, имеющих несколько иную структуру: HNCC..C, HC..CNC и т.д.
Наблюдения цианоацетилена представляют особый интерес, поскольку он является одним из самых обильных цианополиинов. Впервые излучение межзвездных облаков в линиях HC3N было обнаружено Тернером (Turner) в 1971 году [4]. Как и другие цианополиины, цианоацетилен имеет изомеры, однако их относительные распространенности по сравнению с молекулами вида HCCCN весьма малы. Например, в молекулярном облаке TMC-1 отношение обилий изомеров HC3N [HCCCN]:[HNCCC] составляет 160:1 [1]. В работе рассматривается спектр самого распространенного изомера.
Получение высококачественного профиля спектральных линий позволяет установить наличие или отсутствие узких деталей в спектральных линиях. К таковым относится самопоглощение, позволяющее выявить, является изучаемый объект сжимающимся или расширяющимся. Линии HC3N узки, поэтому их наблюдения необходимо проводить с высоким спектральным разрешением и высоким отношением сигнал/шум.
Авторами для наблюдений были выбраны линии молекулы вблизи 36,3 ГГц, соответствующие вращательному переходу J=4-3. Все вращательные переходы HC3N разделяются на несколько компонент сверхтонкого расщепления из-за взаимодействия квадрупольного момента атома 14N с вращательным моментом молекулы. Переход J=4-3 разделен на 6 компонент, три из которых близко расположены и составляют 96% от общей интенсивности переходов.
В таблице 1 представлены частоты переходов, их относительные интенсивности и отличие частоты перехода от 36392,3238 МГц в скоростных единицах (сдвиг по скорости).
|
Таблица 1. Частоты перехода HC3N (J=4-3) и их относительные интенсивности. | ||||||||
|
Чувствительность РТ-22 не позволяет зарегистрировать слабые компоненты сверхтонкого расщепления. Поэтому далее рассматриваются только три ярчайших компоненты.
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Требования к аппаратуре >>
|
Публикации с ключевыми словами:
Радиоастрономия - Радиотелескоп - межзвездные молекулы - Межзвездная среда
Публикации со словами: Радиоастрономия - Радиотелескоп - межзвездные молекулы - Межзвездная среда | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
