МРНТИ 41.23.29; 41.25.15 https://doi.org/10.26577/RCPh.2020.v74.i3.03
Т. Комеш1,2,3 , А.Б. Манапбаева1 , Ж. Eсимбек2 , Н.Ш. Алимгазинова1 , М.Т. Кызгарина1* , Б. Куанбек1 ,
1Казахский национальный университет имени аль-Фараби, Казахстан, г. Алматы,
2Синьцзянская астрономическая обсерватория Академии наук Китая, Китай, г. Урумчи
3Университет академии наук Китая, Китай, г. Пекин
*e-mail: [email protected]
ИНТЕРПРЕТАЦИЯ РАДИОАСТРОНОМИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ H2CO И H110Α В ОБЛАСТЯХ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ W40 И SERPENS SOUTH МОЛЕКУЛЯРНОГО ОБЛАКA AQUILA
В работе представлены результаты радиоастрономических наблюдений спектральных линий поглощения молекулы формальдегида (H2CO) и рекомбинационной линии H110α в направлении к молекулярному облаку Aquila. Произведена интерпретация радиоастрономических наблюдений H2CO (l10-l11) и H110α в W40 и Serpens South молекулярного комплекса Aquila Rift, которые получены на 26 м радиотелескопе Нань-Шань Синьцзянской астрономической обсерватории Китайской академии наук. Для построения радиокарт были использованы также архивные данные, полученные при наблюдениях молекул 12СО(2−1) и 13CO(2−1) и 6 см континуума для региона Aq- uila Rift.
На основе полученных наблюдательных данных были рассчитаны оптическая глубина и плотность столбца для линии поглощения H2CO и линии излучения 13CO (J=1–0), построены интегрированные карты интенсивности с областью ионизированного водорода Н II и наложенными контурами, которые соответствуют линиям поглощения H2CO и рекомбинационной линии H110α в направлении молекулярного облака Aquila; карты интенсивности излучения
13CO (1−0), распределения 6 см радиоконтинуума, инфракрасного излучения, наложенные на интегрированные контуры поглощения H2CO; зависимости линейных потоков и пиковых плотностей столбцов для H2CO и 13CO. В работе показано, что регион Serpens South, выделенный контурами при поглощении формальдегида H2CO, происходит от космического микроволнового фона. Была обнаружена корреляция между значениями параметров для линии поглощения H2CO и линии излучения 13CO. Построены интегрированные карты интенсивности при различных значениях скорости канала линии поглощения H2CO в направлении молекулярного облака Aquila.
Выявлено, что скорости H2CO и 13CO имеют близкие друг к другу значения.
Анализ проведенного исследования позволил сделать вывод о том, что линии поглощения молекулы формальдегида H2CO и линии излучения 13CO происходят из одного и того же региона в комплексе Aquila Rift молекулярного облака Aquila.
Ключевые слова: молекулярные облака, спектр, звездообразование.
Т. Komesh 1,2,3, A.B. Manapbayeva 1, J. Esimbek 2, N.Sh. Alimgazinova 1, M.T. Kyzgarina1*, B. Kuanbek1
1Al-Farabi Kazakh National University, Kazakhstan, Almaty,
2Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, China, Urumqi
3University of the Chinese Academy of Sciences, China, Beijing
*e-mail: [email protected]
Interpretation of radioastronomic observations of H2CO and H110α in W40 and Serpens South star formation regions of Aquila molecular cloud
This study presents the results of radio astronomy observations of the absorption spectral lines of a formaldehyde molecule (H2CO) and the H110α recombination line towards the Aquila molecular cloud.
The paper interprets the radio astronomy observations of H2CO(l10-l11) and H110α in the W40 and Serpens South of the Aquila Rift molecular complex, which were obtained by the 26m Nan-Shan radio telescope of the Xinjiang Astronomical Observatory of the Chinese Academy of Sciences. In order to construct radio maps, we also used archival data obtained by observing 12СО(2–1) and 13CO(2–1) and 6cm con- tinuum molecules for the Aquila Rift region.
Based on the obtained observational data, the optical depth and column density were calculated for the H2CO absorption line and 13CO emission line (J=1–0), integrated intensity maps were constructed with the ionized hydrogen region НII and imposed contours that correspond to the absorption lines of H2CO and the recombination line H110α in the direction of the Aquila molecular cloud; maps of radiation intensity 13CO(1–0), distribution of 6cm of the radio continuum, infrared radiation superimposed on in- tegrated absorption contours of H2CO; dependences of linear flows and peak column densities for H2CO and 13CO are obtained. It is shown that the Serpens South region, highlighted by the contours during the absorption of formaldehyde H2CO, comes from the cosmic microwave background. A correlation was found between the parameter values for the H2CO absorption line and the 13CO emission line. Integrated intensity maps were constructed for various values of the channel velocity of the H2CO absorption line in the direction of the Aquila molecular cloud. It was revealed that the rates of H2CO and 13CO have close values to each other.
An analysis of the study led to the conclusion that the absorption lines of the H2CO formaldehyde molecule and the 13CO emission lines originate from the same region in the Aquila Rift complex of the Aquila molecular cloud.
Key words: molecular clouds, spectrum, star formation.
Т. Көмеш1,2,3, А.Б. Манапбаева1, Ж. Eсiмбeк2, Н.Ш. Алимгазинова1, М.Т. Қызгарина1*, Б. Қуанбек1
1Әл-Фараби атындағы Қазақ ұлттық университеті, Қазақстан, Алматы қ.,
2Шыңжаң Астрономиялық Обсерваториясы, Қытай Ғылым Академиясы, ҚХР, Үрімжі қ.
3Қытай Ғылым Академиясы Университеті, ҚХР, Пекин қ.
*e-mail: [email protected]
Aquila молекулалық бұлтының W40 және Serpens South жұлдызтүзілу аймақтарындағы H2CO және H110α радиоастрономиялық бақылауларының интерпретациясы Бұл зерттеуде Aquila молекулалық бұлты бағытындағы формальдегид молекуласының (H2CO) жұтылу спектрлік сызықтарын және H110α рекомбинация сызығын радио астрономиялық бақылау нәтижелері ұсынылды. Мақалада Қытай ғылым академиясының Шыңжаң астрономиялық обсерваториясының 26-метрлік Nanshan радиотелескопында алынған Aquila Rift молекулалық кешенінің W40 және Serpens South H2CO (l10-l11) және H110α астрономиялық бақылаулары түсіндірілді. Радио карталарды салу үшін біз Aquila Rift аймағы үшін 6 см континуум және
12СО(2–1) және 13CO(2–1) молекулаларды бақылау арқылы алынған мұрағаттық деректерді де пайдаландық. Алынған бақылаушылық мәліметтер негізінде H2CO жұтылу сызығы мен 13CO (J=1–
0) сәуле шығару сызығының оптикалық тереңдігі мен бағанның тығыздығы есептелінді, Aquila молекулалық бұлты бағытындағы H2CO жұтылу сызығы мен H110α рекомбинация сызығына сәйкес келетін контурлар салынған және Н II иондалған сутегі аймағы бар интенсивтіліктің қарқындылық картасы құрылды; 13CO (1–0) сәуле шығару қарқындылығының, 6 см радио континуумның таралуы, H2CO жұтылудың интеграцияланған контурлары салынған инфрақызыл сәулеленулер карталары жасалынды; сызықтық ағындар мен шың бағандары тығыздығының тәуелділігі H2CO мен 13CO үшін тұрғызылды. Жұмыста H2CO формальдегидтің жұтылуы кезінде контурлармен ерекшеленген Serpens South аймағы ғарыштық микротолқынды фоннан шығатыны көрсетілді.
H2CO жұтылу сызығы мен 13CO сәуле шығару сызығының параметрлік мәндерінің арасында корреляция табылды. Интенсивтіліктің интеграцияланған карталары Aquila молекулалық бұлты бағытында H2CO жұтылу сызығының канал жылдамдығының әртүрлі мәндері үшін құрылды.
H2CO мен 13CO жылдамдықтары бір-біріне жақын мәндерге ие екендігі анықталды.
Жүргізілген зерттеуді талдау H2CO формальдегид молекуласының жұтылу сызықтары және 13CO шығарылу сызықтары Aquila молекулалық бұлтының Aquila Rift кешеніндегі бірдей аймақтардан пайда болады деген қорытындыға әкелді.
Түйін сөздер: молекулалық бұлттар, спектр, жұлдызтүзілу.
Введение
Одной из важнейших задач астрофизики яв- ляется исследование областей и процессов об- разования звезд. Так как молекулярные облака межзвездной среды Галактики являются важ- нейшими структурами в областях звездообра- зования, то изучение их состава, внутреннего
строения, происхождения и эволюции позволит внести существенный вклад в решение данной проблемы.
Молекулярное облако – тип межзвёздно- го облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам и различ- ным сложным соединениям. Молекулы же из- за сложной их структуры имеют очень много
спектральных линий в радиодиапазоне. В ряде работ [1-3] показано, что молекулярные облака насыщены сложными молекулами: в спектре легко отождествляются линии воды, монокси- да углерода и диоксида серы, а также органи- ческих соединений – формальдегида, метано- ла, диметилового эфира, синильной кислоты и их изотопных аналогов. В работе [1] было показано, что молекулы позднего типа (напри- мер, NH3) имеют более высокое содержание в активных областях звездообразования. В настоящее время практически не были изучены свойства и динамика поведения фольмадегида в молекулярных облаках, поэтому представляет интерес изучение таких сложных органических соединений.
Молекула формальдегида H2CO наблюдает- ся при поглощении в фоновом континууме, и это дает различные ограничения для миллиметро- вых и субмиллиметровых спектральных линий, которые видны как перед областью ионизиро- ванного водорода Н II, так и за ней. H2CO можно рассматривать как показатель физических усло- вий для переднего плана облака. Распределение формальдегида H2CO в Галактике исследовано в работе [4]. Линии поглощения H2CO на частоте 4,830 ГГц и рекомбинационные линии H110α на частоте 4,874 ГГц для 262 Галактических радио- источника были изучены в [5]. Эти исследова- ния подтверждают, что распределение H2CO связано с большинством регионов ионизиро- ванного водорода H II. В работе [6] установле- но, что распределение молекулы формальдегида H2CO аналогично распределению молекул 12CO и 13CO. Корреляция между распределениями молекул 13CO и молекул формальдегида H2CO выше, чем между распределениями молекулами
12CO и H2CO. Это говорит о том, что данные мо- лекулы 13CO и H2CO присутствуют в типичных областях.
Данная работа посвящена изучению моле- кулярного облака Aquila путем анализа радио- астрономических наблюдений спектраль ных ли- ний формальдегида (H2CO) и рекомбина ционной линии H110α. Основная цель исследования – на основе анализа полученных собствен- ных радиоспектров, построенных радиокарт и изучения физических свойств молекулы формальдегида H2CO обнаружение областей звездо образования с последующим определе- нием стадий их эволюции.
Молекулярное облако Aquila (Aquila Molecular Cloud – AMC) или комплекс Aquila Rift, как показывают наблюдения CO и НI [7,8]
расположен вдоль галактической плоскости и простирается от 20° до 40° по долготе и от − 1°
до 10° по широте. В западной части Aquila Rift находится несколько активных областей звездо- образования: Serpens Main, Serpens South, W40 и MWC297. Нас интересует часть комплекса Aquila Rift, в котором находятся две известные области звездообразования: западный Serpens South, который представляет собой молодой встроенный кластер [9], и восточный W40, пред- ставляющий собой кластер, связанный с регио- ном ионизированного водорода Н II [9]. Рассто- яние до региона W40 оценивается в 300-900 Пк и пока точно не определено [10]. В работе [11]
для региона Serpens South было использовано расстояние равное 260 Пк. Наблюдения косми- ческим телескопом Spitzer в инфракрасном диа- пазоне показывают, что кластеры W40 и Serpens South расположены рядом так, что кажется, что Serpens South является частью региона W40 [12].
Авторы работы [12] предположили, что Serpens South может быть частью Serpens, так как он имеет одинаковую скорость (6 км/с). В работе [13] показано, что кластер Serpens South имеет скорость в диапазоне от 4,5 до 6,5 км/с, что яв- ляется примерно таким же, как и у Serpens. Ана- лизируя наблюдения линий рекомбинации CII и CO авторы [13] предположили, что он может быть частью молекулярного облака, связанного с W40. Позднее, представленные в работе [14], результаты наблюдений молекулы N2H+ за всем регионом W40/Serpens South показали аналогич- ные скорости по всему региону с разницей по скорости приблизительно в 2 км/с. Следователь- но, можно считать, что область W40 является единым комплексом на том же расстоянии, что и Serpens. Широкомасштабные наблюдения из- лучения 12СО (2−1) и 13CO (2−1) в сторону Aquila Rift и Serpens, представленные в работе [15], показывают два пространственно удлиненных компонента Serpens South и W40 с различными скоростями. Это говорит о том, что дуги и круп- номасштабные расширяющиеся оболочки и/или истечения влияют на скорость и играют роль в формировании и эволюции регионов Serpens South и W40 [16].
Наблюдения и архивные данные по ком- плексу Aquila Rift
Линия поглощения формальдегида H2CO (l10- l11) (λ=6 см, ν0 = 4829.6594 МГц) и радиореком- бинационная линия H110α (ν0 = 4874,1570 МГц) наблюдалась в молекулярном облаке Aquila в те-
чение февраля 2015 года на 26-м радиотелескопе Нань-Шань Синьцзянской астрономической об- серватории Китайской академии наук. Телескоп расположен на станции Нань-Шань (E87010/ 40//, N4028/22//). На длине волны H2CO радиотелескоп имеет ширину диаграммы направленности ан- тенны по уровню половинной мощности – . Наблюдения проводились при помощи модер- низированной программы наблюдений On-The- Fly со средним временем интегрирования в одну минуту для каждой позиции. Центральное поло- жение модели наблюдения составляло 18h30m03s
− 2°02’40» (J2000). При проведении наблюде- ний использовался 6-сантиметровый прием- ник с двойной поляризацией, имеющий низкий уровень шума и температуру системы около 23 К. Для того, чтобы свести к минимуму воз- можные потери информации при регистрации радиоизлучения и повысить качество ее обра- ботки использовался банк цифровых фильтров с 8192 каналами и пропускной способностью на 64 МГц, соответствующий скоростному разре- шению 0,48 км/с на уровне частоты 4.852 ГГц.
Наблюдаемый масштаб для одного источника не более 1,8 градусов. Размер наблюдаемого мо- лекулярного облака Aquila составил 100′×100′.
Отношение сигнал/шум всех обнаруженных то- чек было лучше, чем 3. Поскольку молекуляр- ный сигнал формальдегида слабый, требовалось длительное время интеграции около 12 минут, что дало хорошее отношение сигнал/шум. Для одновременного наблюдения линии поглощения формальдегида H2CO и радиорекомбинацион- ной линии H110α была установлена центральная частота спектрометра на частоте 4851,9102 МГц.
Чувствительность системы (DPFU, градус на
единицу потока) составляла 0,116 K/Ян, а свето- чувствительность основного луча на этой длине волны – 65% [17].
В исследовании были использованы архив- ные данные, полученные при наблюдениях мо- лекул 12СО(2−1) и 13CO(2−1) с помощью милли- метрового телескопа диаметром 13.7 м в Purple Mountain Observatory (PMO) в апреле и мае 2011 года [18]. Разрешение по скорости для них со- ставляло 0,17 км/с и системная температура этих наблюдений в режиме «On-The-Fly» варьирова- лась от 250 до 310 K. Сигма уровень шума для данных 13CO(1−0) и 12СО(1−0) составил 0.056 K и 0.122 K, соответственно [19].
Данные 6 см континуума для региона Aquila Rift были получены из китайско-немецкой по- ляризованной съемки с использованием 25-ме- трового телескопа Urumqi (National Astronomical Observatories, CAS) [20]. Центральная частота данных была 4.8 ГГц, а полоса пропускания на- блюдения была 600 MHz. Разрешение данных составляло 9’.5, а системная температура была около 22 K в зените.
Интерпретация наблюдений и анализ ре- зультатов исследований
Для обработки данных H2CO и H110α нами были использованы программные пакеты CLASS и GREG (пакет GILDAS). Данные по
13CO(J=1−0) были адаптированы к 10′ сетке на- блюдения H2CO.
Интегрированные карты интенсивности H2CO и H110α в направлении молекулярного обла- ка Aquila показаны на рисунке 1. На данном ри- сунке цветные полосы даны в единицах Kꞏкм/с.
a б
Рисунок 1 – Интегрированные карты интенсивности с областью ионизированного водорода Н II
с наложением контуров поглощения H2CO (a) и контуров излучения H110α (б) в направлении молекулярного облака Aquila:
а) уровни контура от -0,4 до -1,8 с шагом -0,15 Кꞏкм/с; б) уровни контура от 0,3 до 1,8 с шагом 0,25 Кꞏкм/с
На рисунке 1,а мы видим, что на интегриро- ванной карте интенсивности H II с наложенными контурами линии поглощения H2CO наблюда- ются два ядра, которые соответствуют области W40 и Serpens South. На интегрированной кар- те интенсивности область Н II с наложенными контурами линии излучения H110α (рисунок 1,б) мы видим только линии, которые указывают на область W40. Карты интенсивности излучения
13CO (J=1−0), распределения 6 см радио-конти-
нуума и инфракрасного излучения (по данным каталогов IRAS [21] и WISE [22]) в направле- нии молекулярного облака Aquila, наложенные на интегрированные контуры поглощения H2CO представлены на рисунке 2. Здесь видно, что кроме ядра, представленного контурами H2CO, ядер, соответствующих области Serpens South, не наблюдается. В то время как для области W40, мы видим четко выраженное ядро на каж- дой из интегрированных карт рисунка 2.
в) г)
Рисунок 2 – Интегрированные карты интенсивности с контурами линии поглощения H2CO в направлении молекулярного облака Aquila: a) излучения 13CO (J=1−0); б) распределения 6 см радио-континуума; в) инфракрасного излучения на длине волны 60 мкм (IRAS); г) инфракрасного
излучения на длине волны 3,4 мкм (WISE). Уровни контура H2CO уровни контура от -0,4 до -1,8 с шагом -0,15 Кꞏкм/с. Цвет представлен в единицах: a) К; б) мК; в) МЯн/стер; г) МЯн/стер а) б)
Как видно, из представленных карт для мо- лекулярного облака Aquila (рисунки 1, 2), две области звездообразования W40 и Serpens South наблюдаются только на интегрированной кар- те областью ионизированного водорода Н II с наложенными контурами линии поглощения H2CO. Во всех остальных случаях область Ser- pens South не обнаруживается. Таким образом, мы можем считать, что ядро, выделенное конту-
рами молекулы формальдегида H2CO, соответ- ствующее региону Serpens South, происходит от космического микроволнового фона.
Карты интенсивности H2CO при различных скоростях канала, показывающие распределе- ние молекулярного облака, представлены на рисунке 3 со скоростным интервалом 1 км/с.
На рисунке цветовая полоса дана в единицах Kꞏкм/с. Скорости линий на интегрированных
картах интенсивности H2CO и 13CO (J=1-0) ва- рьируются от 3 до 11 км/с. Градиент скорости составляет несколько км/с для H2CO (рисунок 3) и 13CO сквозь облако. Как видно из рисунка 3, большая часть региона Serpens South имеет скорость 6 км/с, в то время как большая часть
региона W40 имеет скорость 7 км/с. В панели со скоростью 5 км/с на востоке-западе и на се- веро-западе наблюдается линейная структура.
Аналогично, в панели со скоростью в 8 км/с, можно выделить северо-юго-восточную струк- туру, проходящую через регион W40.
Рисунок 3 – Скорость канала линии H2CO в направлении молекулярного облака Aquila
На рисунке 4,а представлена гистограмма, показывающая разницу скоростей в совпада- ющих точках объекта между H2CO и H110α. Мы видим, что для региона Н II вокруг W40 боль- шинство скоростей линии H110α меньше, чем ско- рости H2CO. По наблюдениям [23, 24] составля- ющая скорости 3 км/с может быть не связана с регионом W40.
Однако, построив для области W40 зависи- мость интенсивности линии поглощения моле- кулы формальдегида H2CO от скорости радиоре- комбинационной линии H110α мы обнаружили их линейную зависимость (рисунок 4,б), которую, в свою очередь, можно объяснить гипотезой, представленной в работе [25]. Согласно гипотезе предположим, что в центре сзади есть действую- щий источник (кластер WR/OB), и это приводит в движение дугу ионизации в направлении на нас, и когда позиция от центра увеличивается, угол между направлением движения дуги и луча зрения становится больше. Проекция скорости вдоль луча зрения будет уменьшаться.
На рисунке 5 представлены диаграммы поло- жение-скорость для H2CO и 13CO в направлении молекулярного облака Aquila. Здесь мы можем видеть медленное изменение в диаграмме поло- жение-скорость для H2CO и градиент скорости для обеих диаграмм в несколько км/с. Скорости вокруг Serpens South ниже, чем скорости вокруг W40.
Далее нами были рассчитаны оптическая глубина и плотность столбца для H2CO и 13CO.
Затем построены диаграммы, которые показы- вают наличие корреляции между линейными потоками, положением и пиковыми плотностя- ми столбцов H2CO и 13CO (рисунки 6, 7,а). Ги- стограмма разности скоростей центров линий поглощения H2CO и излучения 13CO (рисунок 7,б) также показывает, что скорости H2CO и
13CO близки друг к другу. Таким образом, мы можем предполагать, что линии поглощения молекулы формальдегида H2CO и линии из- лучения 13CO происходят из того же региона облака.
а) б)
Рисунок 4 – а) Гистограмма разности скоростей центров линий между H2CO и H110α;
б) Зависимость интенсивности H2CО от скорости рекомбинационной линии H110α. Коэффициент корреляции -0,760561
а) б)
Рисунок 5 – Диаграммы положение-скорость для H2CO (a) и 13CO (b) в направлении молекулярного облака Aquila:
а) уровни контура составляют от 0 до 0,1 с шагом 0,01 К; б) уровни контура составляют от 0,3 до 2 с шагом 0,15 К
а) б) Рисунок 6 – Зависимости линейных потоков H2CO и 13CO (а) и пиковой плотности столбцов H2CO от плотности столбцов 13CO (б)
а) б) Рисунок 7 – Распределение скорости центра линии в значениях 13CO и H2CO (а)
и гистограмма разности скоростей центров линий между 13CO и H2CO.
(а) Цветные полосы даны в единицах км/с.
Заключение
Нами впервые проведен анализ радиоастро- номических наблюдений молекулы формальде- гида H2CO и рекомбинационной линии H110α на южных районах W40 и Serpens South молекуляр- ного облака Aquila, которые были получены на 26-м радиотелескопе Нань-Шань Синьцзянской астрономической обсерватории Китайской ака- демии наук.
В работе для комплекса Aquila Rift молеку- лярного облака Aquila построены карты интен- сивности с областью ионизированного водорода Н II и наложением контуров H2CO и H110α; карты излучения 13CO (J = 1−0), распределения 6 см радио-континуума и инфракрасного излучения на длинах волн 60 мкм и на 3,4 мкм, наложен- ные на интегрированные контуры поглощения H2CO. Показано, что только на интегрированной карте интенсивности Н II с наложенными конту-
рами линии поглощения H2CO наблюдаются две области звездообразования W40 и Serpens South, в то время как во всех остальных построенных картах область звездообразования Serpens South не обнаруживается. Это говорит о том, что ядро, выделенное контурами молекулы формальде- гида H2CO, соответствующее региону Serpens South, происходит от космического микроволно- вого фона.
Выявлено, что ширина линии поглощения H2CO, происходящего от космического микро- волнового фона, больше, чем ширина линии H2CO из региона Н II. Оптическая глубина и плотность столбца H2CO от микроволново- го фона также немного толще и плотнее, чем для региона ионизированного водорода Н II.
Было обнаружено, что для области звездоо- бразования W40 зависимость интенсивности линии поглощения H2CO от скорости радио- рекомбинационной линии H110α представляет линейную зависимость. Определены оптиче- ская глубина и плотность столбца для H2CO и
13CO (J=1-0). Зависимости линейных потоков и пиковых плотностей столбцов H2CO и 13CO показали наличие корреляции. Выявлено, что скорости H2CO и 13CO имеют близкие друг к другу значения. Таким образом, мы можем предполагать, что линии поглощения молеку- лы формальдегида H2CO и линии излучения
13CO происходят из одного и того же региона в комплексе Aquila Rift молекулярного облака Aquila.
Литература
1 Suzuki H., Yamamoto S., Ohishi M. A survey of CCS, NC5N and NH3 toward dark cloud cores and the IR production chemistry// The Astrophysical Journal. – 1992. – Vol.392. – P.551-570.
2 Tang X.D., Henkel C. Kinetic temperature of massive star-forming molecular clumps measured with formaldehyde// As- tronomy & Astrophysics. – 2018. – Vol.611. – P.17.
3 Li Q., Zhou J., Esimbek L. High-mass Outflows Identified from COHRS CO (3–2) Survey// The Astrophysical Journal. – 2018. – Vol.867. – P.10.
4 Davies R. D., Few R. W. The Large-Scale Characteristics of the Galaxy// IAU Symp. – 1979. – Vol.84. – P.81.
5 Downes D., Wilson T. L., Bieging J., Wink J. H110 alpha and H2CO survey of galactic radio sources // Astronomy and Astrophysics. – 1980. – Vol. 40. – P. 379-394.
6 Tang X. D., Esimbek J., Zhou J. J. The relation of H2CO, 12CO, and 13CO in molecular clouds// Astron. Astrophys. – 2013.
– Vol. 551. – P. A28
7 Dame T. M., Hartmann D., Thaddeus P. The Milky Way in Molecular Clouds: A New Complete CO Survey// The Astro- physical Journal. – 2001. – Vol. 547. – P.792.
8 Prato L., Rice E. L., Dame T. M. Where are all the Young Stars in Aquila? // Handbook of Star Forming Regions. – 2008. – Vol. 4. – P.18.
9 Bontemps S., Andr´ e P., Könyves V. The Herschel first look at protostars in the Aquila rift // Astron.Astrophys. – 2010. – Vol. 518. – P. L85
10 Rodney S.A., Reipurth B. The W40 Cloud Complex// Handbook of Star Forming Regions. – 2008. – Vol. 5. – P.683.
11 Eiroa C., Djupvik A. A., Casali M. The Serpens Molecular Cloud // Handbook of Star Forming Regions. – 2008. – Vol. 5. – P.693.
12 Gutermuth R.A., Bourke T.L., Allen L.E. The Spitzergould belt survey of large nearby interstellar clouds// The Astrophysi- cal Journal. – 2008. – Vol. 673. – P. L151–L154.
13 Zeilik M., Lada C. J. Near-infrared and CO observations of W40 and W48 // The Astrophysical Journal. – 1978. – Vol. 222.
– P. 896–901.
14 Maury A. J., Andr´ e P., Men’shchikov A., Könyves V., Bontemps S. The formation of active protoclusters in the Aquila rift:a millimeter continuum view // Astronomy & Astrophysics. – 2011. – Vol. 535. – P. 77.
15 Nakamura F., Sugitani K., Tanaka T. Cluster Formation Triggered by Filament Collisions in Serpens South // The Astro- physical Journal Letters. – 2014. – Vol. 791. – P. L23.
16 Nakamura F., Dobashi K., Shimoikura T., Tanaka T., Onishi T. Wide-field 12CO (J=2-1) and 13CO (J=2-1) Observations toward the Aquila Rift and Serpens Molecular Cloud Complexes. I. Molecular Clouds and Their Physical Properties// The Astro- physical Journal. – 2017. – Vol. 837. – P. 154.
17 Komesh T. H2CO and H110α Observations toward the Aquila Molecular Cloud // The Astrophysical Journal. – 2019. –Vol.
874(2). – P. 1-10.
18 http://www.radioast.nsdc.cn
19 Ortiz-León G. N., Dzib S. A., Kounkel M. A. The gould’s belt distances survey (Gobelins) // The Astrophysical Journal. – 2017. –Vol. 834. – P. 143.
20 Sun X. H., Reich W., Han J. L. A Sino-Germanλ6 cm polarization survey of the Galactic planeIII. The region from 10◦ to 60◦ longitude // A&A. – 2011. –Vol. 527. – P. A74.
21 http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/cat/II/125
22 http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=II/328
23 Shimoikura T., Dobashi K., Nakamura F. Dense Clumps and Candidates for Molecular Outflows in W40// The Astrophysical Journal. – 2015. –Vol. 806. – P. 201.
24 Shimoikura T., Dobashi K., Nakamura F., Shimajiri Y., Sugitani K. Cluster formation in the W 40 and Serpens South com- plex triggered by the expanding H II region// PASJ.– 2018. –Vol. 115. – P. 131.
25 Wu G., Esimbek J., Zhou J.-J., Han X.-H. H2CO and H110α survey toward UCHII regions// Research in Astronomy and Astrophysics.– 2011. –Vol. 11. – P. 63.
References
1 H. Suzuki, S. Yamamoto and M. Ohishi. The Astrophysical Journal 392, 551-570 (1992).
2 X. D. Tang and C. Henkel. Astronomy & Astrophysics 611, 17 (2018).
3 Q. Li, J. Zhou and L. Esimbek. The Astrophysical Journal 867, 10 (2018).
4 R. D. Davies and R. W. Few. IAU Symp. 84, 81 (1979).
5 D. Downes, T. L. Wilson, J. Bieging and J. Wink. Astronomy and Astrophysics 40, 379-394 (1980).
6 X. D. Tang, J. Esimbek and J. J. Zhou. Astron. Astrophys. 551, A28 (2013).
7 T. M. Dame, D. Hartmann and P. Thaddeus. The Astrophysical Journal 547, 792 (2001).
8 L. Prato, E. L. Rice and T. M. Dame. Handbook of Star Forming Regions I 4, 18 (2008).
9 S. Bontemps, P. Andr´ e and V. Könyves. Astron.Astrophys. 518, L85 (2010).
10 S.A. Rodney and B. Reipurth. Handbook of Star Forming Regions 5, 683 (2008).
11 C. Eiroa, A.A. Djupvik and M. Casali. Handbook of Star Forming Regions 5, 693 (2008).
12 R.A. Gutermuth, T.L. Bourke and L. E. Allen. The Astrophysical Journal 673, L151–L154 (2008).
13 M. Zeilik and C.J. Lada. The Astrophysical Journal 222, 896–901 (1978).
14 J. Maury, P. Andr´ e, A. Men’shchikov, V. Könyves and S. Bontemps. Astronomy & Astrophysics 535, 77 (2011).
15 F. Nakamura, K. Sugitani and T. Tanaka. The Astrophysical Journal Letters 791, L23 (2014).
16 F. Nakamura, K. Dobashi, T. Shimoikura, T. Tanaka and T. Onishi. The Astrophysical Journal 837, 154 (2017).
17 T. Komesh. The Astrophysical Journal 874(2), 1-10 (2019).
18 http://www.radioast.nsdc.cn
19 G.N. Ortiz-León, S.A. Dzib and M.A. Kounkel. The Astrophysical Journal 834, 143 (2017).
20 X. H. Sun, W. Reich and J. L. Han. A&A. 527, A74 (2011).
21 http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/cat/II/125
22 http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=II/328
23 T. Shimoikura, K. Dobashi and F. Nakamura. Astrophys. J. 806, 201 (2015).
24 T. Shimoikura, K. Dobashi, F. Nakamura, Y. Shimajiri and K. Sugitani. PASJ 115, 131 (2018).
25 G. Wu, J. Esimbek, J.-J. Zhou and X.-H. Han. Research in Astronomy and Astrophysics 11, 63 (2011).
