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.

F -> F' Относительная интенсивность Частота (МГЦ) Сдвиг по скорости (км/с) 4-4 3-2 4-3 5-4 3-4 3-3 2,080 23,810 31,250 40,741 0,033 2,083 36390,8804 36392,2304 36392,3238 36392,3574 36392,7276 36394,1709 11,890 0,769 0,0 -0,277 -3,326 -15,216

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: Местное межзвездное облако "Одиссей" и радиотелескоп Краткая история быстрых радиовсплесков Странные радио-кольца Орион над радиотелескопом Грин-Бэнк Обрушение телескопа Аресибо Очень большой массив при заходе Луны Все публикации на ту же тему >>