HC3N,另一种激波示踪分子？

张江水,汪友鑫,陈家梁,赵洁瑜,邹益鹏

(广州大学 天体物理中心，广东 广州 510006)

激波，即冲击波，是星际介质(Interstellar Medium,ISM)中一种普遍的现象，可能由超新星爆炸、星风以及快速移动的星际气体团块之间的碰撞等驱动[1]。恒星的形成、演化和死亡过程都与激波密切相关，一方面，星际介质中的激波可能触发分子云核的塌缩，从而导致新的恒星的形成；另一方面，新形成的恒星又会在演化过程中产生新的激波[2]。目前，已知的激波示踪分子主要有氧化硅(SiO)、氧化硫(SO)和异氰酸(HNCO)[3-5]。其他分子是否可以示踪激波？以及它们示踪的物理环境和已知的激波示踪分子是否具有差异，这些问题依旧是天体化学研究中的重点问题。寻找新的激波示踪分子对于理解这些分子的化学特性和限定恒星形成中的物理环境具有重要意义。

1971年，HC3N首次在银河系中心人马座Sgr B2中被探测到[6]，是一个良好的致密分子探针[7-9]。它的主要合成途径为C2H2+ CN → HC3N + H[10-11]。激波模型提出HC3N的前体分子(C2H2)在高速(～40 km s-1)激波的作用下被释放到气态环境中，并和CN反应生成HC3N[12]。观测方面，在具有明显外向流的源中，HC3N的谱线显示出明显的线翼特征[13]，相对于HC5N和N2H+，HC3N的谱线具有更大的线宽[14-15]。以上的模型和少量的观测研究表明，HC3N可能是另一种激波示踪分子。

为了证实HC3N是否可以示踪激波，笔者申请并获得了IRAM 30 m望远镜的观测时间，对21个大质量恒星形成区的HC3N J=12-11和另一种高速激波示踪分子SiO J=5-4进行了观测。本文的第1节主要介绍观测情况，在第2节给出对观测资料的处理过程，以及相应的处理分析结果。关于HC3N谱线的线翼以及HC3N和SiO积分强度之间的相关性，在第3节中进行了讨论。第4节列出了主要结论。

1 观 测

在2020年9月和10月，笔者利用当前最先进的单天线毫米波望远镜IRAM 30 m(西班牙，格拉纳达)(1)https://www.iram-institute.org/EN/对21个大质量恒星形成区的HC3N J=12-11和SiO J=5-4进行了观测。观测中采用具有双极化功能的8个混频接收机(Eight Mixer Receiver,EMIR)和宽带模式下的快速傅里叶变换频谱仪(FTS)。观测的频率范围为108～115.5 GHz和216.5～220.5 GHz，频率分辨率为195 kHz，对应的速度分辨率在109 GHz和 217 GHz分别为～0.5 km·s-1和0.3 km·s-1。观测的HC3N J=12-11和SiO J=5-4谱线的静止频率分别为109.173 634 GHz和217.104 980 GHz，对应的望远镜波束大小分别为19角秒和10角秒。观测采用位置切换模式(Position-switching mode)，其Off点的位置在源的方位角上偏离30角分。

表1 样本源的观测参数及谱线参数Table 1 Observed parameters and spectral parameters of our sources

(续表1)

2 数据处理和结果

笔者使用专用射电连续谱和谱线分析软件(GILDAS/CLASS)(2)https://www.iram.fr/IRAMFR/GILDAS/对观测资料进行了处理分析。为了提高信噪比，将同一个源、同种分子的谱线进行平均，并进行基线改正和平滑处理(平滑后的谱线速度分辨率约为0.6 km s-1)。结果显示，在这21个目标源中都探测到了HC3N J=12-11，而SiO J=5-4只在12个源中被探测到(信噪比>5)。

观察探测到的谱线，发现所有源的SiO J=5-4谱线和大多数源(16个)的谱线HC3N J=12-11都显示出明显的线翼特征。对这些源的谱线，直接使用Class软件中的“Print”命令得到谱线的积分强度和峰值等谱线参数。对于其他源(G073.65、G135.27、G160.14、G168.06和G196.45)的HC3N J=12-11谱线，通过对其进行高斯拟合，获得相应的谱线参数。图1给出了这些源的谱线图和拟合结果。

图1 观测得到的HC3N J=12-11和SiO J=5-4的谱线及拟合线(绿线)Fig.1 Spectral lines and fits (green lines) for HC3N J=12-11 and SiO J=5-4 obtained from the observations注：上部为HC3N J=12-11谱线,中部为SiO J=5-4谱线。为清晰显示HC3N J=12-11谱线的线翼特征，将其谱线进行了放大(见底部)。绿色线条表示高斯拟合结果

3 分析和讨论

3.1 线翼

谱线的线翼特征主要是源于分子气体的非热运动，包括外向流、内落和电离氢区的膨胀等。因为HC3N分子的谱线在整个速度范围内通常是光学薄的，所以高速非热运动的气体与总气体的相对比例与流量成正比[16]。因此，如果探测到这种光学薄的致密气体分子探针具有明显的线翼，那就说明目标源中具有明显的高速非热运动气体。对上述提到的HC3N J=12-11谱线具有明显线翼成份的16个源进行调研，发现其中4个源(G059.78、G109.87、G111.54和G168.06)存在CO分子的外向流[17],5个源(G010.621、G029.95、G059.78、G111.54和G133.94)存在气体内落特征[18]。进一步与致密电离氢区的源表[19-21]交叉认证发现，其中14个源属于致密电离氢区。这些反应出HC3N分子确实存在于恒星形成活跃的区域。

3.2 HC3N和SiO的相关性统计和分析

基于以上处理分析结果，有12个源同时探测到了HC3N J=12-11和SiO J=5-4。对这12个源进行分析，图2给出了它们的HC3N和SiO谱线积分强度的对比情况，可以发现，HC3N和SiO之间存在显著的相关性。使用不加权的最小二乘法进行拟合，得到：IHC3N=(1.12±0.21)ISiO+(0.51±2.69)，对应的线性相关系数为0.86。这与之前基于43个南天的大质量恒星形成区样本的观测分析结果一致[22]，拟合结果得到，IHC3N=(1.15±0.09)ISiO+(1.08±2.45)，相关系数为0.89。

HC3N和SiO之间存在显著相关性，而氧化硅(SiO)分子是示踪恒星形成区高速(20～50 km·s-1)激波区域的极佳探针[23]，支持HC3N为另外一种高速激波示踪分子。这从激波模型结果也能得到验证，在高速激波的作用下，尘埃表面的硅原子和含硅分子被释放到气态环境中，随后被氧化成SiO[5,24-25]。HC3N也可以在类似的情况下产生，即在激波的作用下，HC3N的前体分子(C2H2)从尘埃表面释放到气态环境中并与CN反应生成HC3N。此外，相关的激波理论模型显示，HC3N的丰度在高速激波通过的区域确实会明显增大[12,26]。基于以上结果和讨论，笔者认为HC3N分子类似于SiO分子，可以作为另外一种高速激波示踪分子。

需要指出的是，在少数探测到HC3N的源中，并没有探测到SiO分子。这可能表明HC3N也能在非激波环境下产生，激波触发其产生并非其唯一的形成机制。

图2 HC3N J=12-11和SiO J=5-4的积分强度的对比Fig.2 A comparison of the line integrated intensities of HC3N J=12-11 and SiO J=5-4注：实线表示不加权的最小二乘法拟合结果

4 总 结

为检验HC3N分子是否可以作为激波示踪分子，我们使用IRAM 30米望远镜对21个大质量恒星形成区的HC3N J=12-11和SiO J=5-4进行了观测。对观测资料进行了处理分析，主要结果如下：

(1)在21个源中都探测到了HC3N J=12-11，在其中12个源中探测SiO J=5-4分子。

(2)探测到的所有SiO J=5-4谱线和绝大多数的HC3N J=12-11谱线都显示出明显的线翼特征。对HC3N J=12-11有明显线翼的源进一步分析显示，HC3N确实存在于恒星形成活动活跃的区域。

(3)HC3N和SiO的积分强度之间具有显著的相关性。结合之前的模型和观测结果，HC3N可以作为激波的示踪分子。