Мазеры в областях звездообразования

ОГЛАВЛЕНИЕ
Стр.
ВВЕДЕНИЕ . 9
ГЛАВА I.
Поиск метанольных мазеров I класса на 20
частоте 44 ГГц.
1.1. Постановка задачи. 20
1.2. Исследование сильных мазеров.
1.2.1. Наблюдения на 14-м радиотелескопе испанс- 20
кого национального радиоастрономического центра.
1.2.2. Результаты и комментарии к отдельным ис- 22
точникам.
1.2.3. Плотность метанола на луче зрения и его 25
обилие.
1.2.4. Второй цикл наблюдений на том же радио- 27
телескопе.
1.3. Обзор областей звездообразования в южном
полушарии.
1.3.1. Наблюдения на 64-м радиотелескопе в Парк- 29
се.
1.3.2. Описание выборки источников. 29
1.3.3. Обсуждение полученных результатов. 30
1.3.3.1. Комментарии к отдельным источникам. 30
1.3.3.2. Свойства мазеров, излучающих на частоте 32
44 ГГц.
1.3.3.3. Соотношение с другими мазерами. 33
1.3.3.4. Связь между мазерами I и II класса. 33
2
1.3.4.
Выводы.
35
ГЛАВА II.
Поиск метанольных мазеров I класса на частоте 95 ГГц.
II. 1. Постановка задачи. 37
11.2. Обзор областей звездообразования в северном полушарии.
Н.2.1. Наблюдения на 20-м радиотелескопе обссрва- 39
тории в Онсале.
11.2.2. Спектры и параметры наблюдавшихся линий. 39
11.2.3. Обсуждение полученных параметров. 40
II. 2.4. Выводы. * 42
11.3. Обзор областей звездообразования в южном полушарии.
И.3.1. Наблюдения на 22-м радиотелескопе обсерва- 43
тории в Мопре.
11.3.2. Результаты и комментарии к отдельным ис- 44
точникам.
11.3.3. Общий анализ результатов наблюдений север- 49
ных и южных источников.
11.3.4. Выводы. 51
ГЛАВА III.
Поиск метанольных мазеров II класса на частотах 157 ГГи и 6.7 ГГц.
111.1. Открытие серии метанольных мазерных ли-
3
52
54
54
57
59
60
61
62
63
63
71
71
72
73
74
75
75
77
78
ний на частоте 157 ГГц.
Постановка задачи.
Наблюдения на 12-м телескопе на Китт Пике. Результаты и комментарии к отдельным источникам.
Природа редких мазеров на 157 ГГц.
Выводы.
Обзор на частоте 6.7 ГГц.
Постановка задачи.
Наблюдения на 32-м радиотелескопе обсерватории в Медичине.
Представление полученных данных. Расстояния до источников.
Комментарии к отдельным источникам. Обсуждение.
Распределение в Галактике.
Дисперсия скоростей.
Мазеры на частоте 6.7 ГГц и ультракомпакт-ные НІ 1-зоны.
Сравнение мазеров на частотах 6.7 ГГц и 44 ГГц.
Накачка дальним инфракрасным излучением. Переменность.
Выводы.
ГЛАВА ГУ. Поиск метанольных мазеров II класса на частотах 107 ГГи и 108 ГГц.
Постановка задачи.
4
IV. 2.
1У.2.1.
1У.2.2.
1У.2.3.
1У.2.3.1.
1У.2.3.2.
1У.2.4.
1У.2.4.1.
1У.2.4.2.
ГУ.2.5.
ГУ.З.
1У.3.1.
1У.3.2.
1У.З.З.
1У.3.4.
У.1.
У.2.
Открытие метанольных мазеров на частоте 107 ГГц - обзор в северном полушарии. Наблюдения на 20-м радиотелескопе обсср- 78
ватории в Онсале.
Описание полученных спектров. 79
Комментарии к отдельным источникам. 80
Эмиссионные ИСТОЧНИКИ. 80
Абсорбционные источники. 82
Обсуждение. 82
Уточнение частоты перехода 31_4оА^. 82
Мазеры II класса. 82
Выводы. 84
Открытие новых источников метанольного излучения на частотах 107 и 108 ГГц - обзор в южном полушарии.
Наблюдения на 22-м радиотелескопе обсер- 85
ватории в Мопре.
Результаты и комментарии к отдельным ис- 86
точникам.
Некоторые соображения, касающиеся приро- 89
ды излучения на частотах 107 и 108 ГГц.
Выводы. 92
ГЛАВА У.
Поиск мазеров ОН от 1ВА8-источни-ков на высоких галактических широтах.
Постановка задачи. 94
Выборка источников и наблюдения на 96
перископическом радиотелескопе в Нансэ.
5
У.З. Спектры и параметры новых источников. 96
У.4. Комментарии к отдельным источникам. 98
У.4.1. Мазеры, обнаруженные в первом цикле наб- 98
людений.
У.4.2. Мазеры, обнаруженные во втором цикле наб- 99
людений.
У.5. Свойства высокоширотных мазеров. 103
У.6. Выводы. 105
ГЛАВА VI.
Природа некоторых областей звездообразования по результатам многочастотных наблюдений в линиях метанола, гидроксила ОН и водяного пара.
VI. 1. Введение. 107
VI.2. Природа М8Е - одного из самых сильных
мстанольных мазеров I класса.
VI.2.1. Описание области. 109
VI.2.2. Исследование источника в линиях метанола. 111
VI.2.3. Сравнение относительных интенсивностей 114
мстанольных линий.
VI.2.4. Интерпретация результатов наблюдений ма- 115
зерных линий.
VI.2.5. Выводы. 119
V1.3. Горячий метанольный мазер I класса \V33Met.
VI.3.1. Описание области \УЗЗ. 121
VI.3.2. Описание наблюдений. 122
VI.3.3. Обсуждение основных результатов. 123
6
VI.3.4.
VI.3.5. VI.3.6.
VI.4.
VI.4.1. VI.4.2.
VI.4.3. VI.4.3.1 VI.4.3.2.
VI.4.3.3. VI.4.4.
VI.4.5.
VI.5.
VI.5.1. VI.5.2.
VI.5.3.
VI.5.4. VI.5.5.
VI.6.
V1.6.1. VI.6.2.
Сравнение наблюдаемых параметров линий с 126 расчетными.
Интерпретация полученных данных. 129
Выводы. 131
Тонкая пространстветгая структура метанолъ-
ных мазеров G14.33-0.64' Ь379Ш83 и 00027.
Постановка задачи. 132
Наблюдения на антенной решетке УЬА и об- 133
работка данных.
Изображения мазеров.
Спектры и структура мазера в 14.33-0.64. 134
Спектры и структура мазера 1^37911183; собст- 135
венные движения мазерных компонентов.
Спектры и структура мазера 00027. 137
Обсуждение пространственной структуры 138
мазеров.
Выводы. 141
Необычный мстанольный мазер 345.01+1.79. История исследования источника. 142
Анализ спектров ОН, Н20, метанола, СО и 144
С8.
Анализ пространственного расположения ма- 145
зерных пятен.
Обсуждение. 147
Выводы. 148
Мстанольныс мазеры класса II - планеты вокруг О-звезды в \¥3(ОН).
Постановка задачи. 150
Антенная решетка ВІМА и параметры наблю- 150
7
денИЙ.
VI.6.3. Спектры и изображения источника в отдель- 151
ных мазерных пятнах.
VI.6.4. Обсуждение характеристик карты источника 152
на 107 ГГц .
VI.6.4.1. Сравнение интенсивностей линий на частоте 152
6.7 ГГц и на частоте 107 ГГц.
VI.6.4.2. Положение метанольных мазеров относитсль- 154
но зоны НИ.
VI.6.4.3. Модель метанольного мазера II класса. 155
VI.6.7. Выводы. 158
VI. 7. Дисковая структура мазера Н20 в IC1396N.
VI.7.1. Постановка задачи. 159
VI.7.2. Наблюдения на VLBA: параметры и харак- 159
теристики.
VI.7.3. Представление полученных данных. 160
VI.7.3.1. Спектр. 160
VI.7.3.2. Абсолютные координаты. 161
VI.7.3.3. Высокоскоростные детали. 161
VI.7.3.4. Центральная группа. 162
VI.7.4. Пространственная структура мазера. 163
VI.7.4.1. Аналогия с диском в галактике NGC4258. 163
VI.7.4.2. Геометрия диска. 165
VI.7.4.3. Модель фронта ударной волны. 168
VI.7.4.4. Модель с молекулярным потоком. 169
VI.7.5. Выводы. 171
VII. ЗАКЛЮЧЕНИЕ. 173
VIII. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ. 182
DС ТАБЛИЦЫ. 200
X. РИСУНКИ. 276
8
ВВЕДЕНИЕ
Исследование природы областей звездообразования и их эволюции -от стадии молекулярных облаков до звезд - одно из наиболее популярных н бурно развивающихся направлений современной астрофизики. Области звездообразования, как правило, состоят из многих объектов, находящихся на разных стадиях эволюции. Молодые звезды класса О, глубоко погруженные в молекулярное облако, активизируют межзвездную среду. Они ионизуют вокруг себя газ, образуя ультракомпактные НИ зоны, и провоцируют испарение пыли, создавая тем самым условия для накопления различного вида молекул - как самых простых, так и более сложных - в плотных газо-пылевых оболочках и коконах нейтрального молекулярного газа, соприкасающегося с фронтом НИ зоны. При этом в молекулярном газе в зависимости от его плотности и степени нагрева возникает много различных субстанций дозвездного состояния материи, по-разному проявляющих себя для наблюдателя. Это могут быть сгустки вещества, видимые в оптическом диапазоне как темные глобулы, могут быть невидимые в оптике сгустки, излучающие в ближнем II дальнем инфракрасном диапазоне пли в радподиапазоне в непрерывном спектре и в молекулярных линиях.
Излучение некоторых молекул не удается интерпретировать в рамках равновесного состояния вещества - оно оказалось мазерным. Наиболее распространенными мазерами, связанными с ранней дозвездной стадией эволюции, являются мазеры ОН, П20 и метанола СН3ОН. Вероятнее всего. эти мазеры характеризуют различные эволюционные фазы дозвездного вещества, но в то же время очевидно, что между ними существует связь. Установление характера этой связи помогло бы проследить эволюционные процессы в молекулярных облаках - от стаднп диффузного межзвездного газа до появления протозвездных и молодых звездных объектов.
Наличие мазеров - общая характеристика всех областей звездообразования, но в различных областях мазерная активность выглядит совср-
9
шснно по-разному, что является отражением разнообразия физических условии, в которых формируются мазеры. Изучение мазеров может дать богатую информацию о состоянии вещества, в газо-пылевом комплексе, к которому относятся мазеры.
За последние годы было выполнено много детальных исследований космических мазеров ОН и Н>0. Большая часть усилий была направлена на изучение мазеров в сантиметровом диапазоне длин волн, и теперь имеется относительно ясное представление о расположении гидроксильных (ОН), и водяных (Н2О) мазеров в околозвездных оболочках и менее детальное в областях звездообразования. С другой стороны, большое количество теоретических работ продвинуло понимание механизмов накачки таких мазеров.
В настоящее время метапол (СН3ОН) - наряду с радикалом ОН и молекулой водяного пара - является наиболее изучаемой нз межзвездных молекул. Исследованию метанольных мазеров посвящена и большая часть диссертации, поэтому остановимся на описании этой молекулы более подробно.
Метанол широко распространен в межзвездной среде и играет важную роль в химии межзвездной среды, будучи промежуточным звеном в процессе синтеза более сложных молекул из более простых. Эта молекула очень обильна - она вторая по распространенности после Н2О в межзвездных пылинках. В природе реализуется две специи метанола - А и Е, различающиеся взаимной ориентацией спинов ядер водорода группы СНз относительно осп вращения молекулы (схема молекулы показана на рис. А), и представляющих собой, фактически, две разные молекулы. Они имеют различные вращательные системы уровней, но не настолько, чтобы это могло повлиять на требования к условиям накачки. Поэтому наблюдения линий А и Е молено интерпретировать в совокупности. Из-за небольшой асимметрии молекулы снимается вырождение энергетических уровней, и в спектре метанола имеется около двухсот разрешенных переходов, доступных современным средствам наблюдений, из которых открыто более 20 переходов в сантиметровом и миллиметровом диапазонах длин волн.
Метанол в космосе впервые был обнаружен Боллом и др. (Ball et al.
10
1970) в направлении на центр Галактики (переход 1г А~ — її А+, 834 МГц). Это были классические тепловые лпнпп. В 1971 г. Барретт и др. (Barrett et al. 1971) обнаружили серию линии метанола J2 - J\E на частоте 25 ГГп в направлении туманности Клеймана-Лоу. Позднее по наблюдениям пменно этих линии было доказано, что они имеют мазерную природу:
а.) Хиллз и др. (Hills et al. 1978) с помощью наблюдении на 100-м радиотелескопе в Эффельсберге с высоким пространственным и спектральным разрешением показали, что линии очень узкие (не более 0.36 км/с), а размеры излучающих конденсации очень малы (10"-30") и яркостная температура очень высокая - по крайней мере, раза в 3 выше кинетической температуры в конденсациях;
b) Барретт и др. (Barrett et al. 1975) выявили переменность в излучении этих линии, что является классическим симптомом нетепловой, т.е. мазерной природы излучения;
c) с помощью интерферометрттческих наблюдений Мацакпс и др. (Matsakis et al. 1980) показали, что размеры конденсаций малы и яркостная температура в отдельных мазерпых пятнах достигает 108 К.
Моримото и др. (Morimoto et al. 1985) обнаружили узкие (AV<1.5 км/с) линии на фоне более широкпх компонентов в переходах - ЗоЕ (3G ГГц) и 7о — 6іі4+ (44 ГГц) в направлении SgrB2 и некоторых других молекулярных облаков и также показали, что эти узкие линии являются мазер-ными. Впоследствии Ментен и др. (Menten et al. 1986), Хашик и Баан (Haschick, Ваап 1989), Норрис и др. (Norris et al. 1987), Батрла и др. (Batrla et al. 1987), Хашик и др. (Haschick et al. 1990), Бачпллср и др. (Bachiller et al. 1990), Форстер и др. (Forster et al. 1990), Берулттс и др. (1990) провели ряд обзоров в этих и некоторых других линиях метанола. Эти обзоры также показали, что в областях звездообразования часто наблюдаются узкие (<1 км/с) мазерные детали, иногда на фоне более широких компонентов. Чаще всего метанольные мазеры дают одиночные линии, реже мазерные линии состоят из нескольких деталей, разнесенных по лучевым скоростям на несколько км/с. Ни в одном из источников не наблюдались высокоскоростные детали, отстоящие от центра на десятки км/с.
Самые сильные метанольные мазеры возникают в А-метаноле в пере-
11
ходе 5i — 60на частоте б.7 ГГц, они впервые наблюдались Ментеном (1991а). Потоки от этих мазеров зачастую больше, чем потоки мазеров ОН в тех же источниках. Очень сильные линии наблюдались также в переходе 2о — 3_1 jЕ на частоте 12.2 ГГц (Batrla et al. 1987).
Метанольные мазеры, излучающие в разных линиях, отличаются друг от друга по характеру связи с зонами НИ, мазерами ОН и Н20, источниками инфракрасного излучения и другими объектами областей звездообразования. Их удается разделить на два класса - I и II, (Batrla et al. 1987, Menten 1991b) - на первый взгляд, по типу соотношения с другими объектами дозвезднои стадии эволюции. Так, метанольные мазеры I класса не совпадают с мазерами ОН, Н20, компактными зонами НИ и источниками инфракрасного излучения ближнего диапазона, а мазеры II класса - совпадают с мазерами ОН, компактными зонами НИ, но не совпадают с мазерами Н20. Но кроме этого, чисто внешнего -астрономического - различия, метанольные мазеры I п II класса различаются по типу переходов между уровнями, что, по сути дела, отражает разные механизмы накачки мазеров, т.е. разные физические условия в тех конденсациях, где формируются мазеры. Согласно современным представлениям о накачке этих мазеров, метанольные мазеры I класса возникают при возбуждении энергетических уровней столкновениями с последующим спонтанным распадом (Lees 1973), а мазеры II класса - при возбуждении энергетических уровней дальним инфракрасным излучением с последующим распадом этих уровней под воздействием столкновений (Peng ancl Whiteoak 1992). Первый механизм накачки реализуется в горячих конденсациях (Тьъ « 50 К - 100 К) с плотностью примерно 106-107 см“3 при отсутствии внешнего излучения, второй - в холодных (Тkin « 10 К - 50 К) более плотных конденсациях (105-10с см“3), которые паходятся в поле излучения, например, пыли, нагретой звездой. Поскольку скорость распада уровней в этих случаях различается, то и инвертированными оказываются разные каскады уровней.
На рис. В приведена схема уровней в Ап Е-мстаноле. В источниках I класса инвертированы уровни каскада К=0 по сравнению с уровнями каскада К=1 в А-метанолс, а также уровни каскада К=—1 по сравнению с каскадом К=0, К=—1 по сравнению с каскадом К=—2, К=2 по
12
сравнению с каскадом К=1 в Е-метаноле.
В источниках II класса инвертированы уровни каскада К=1 в А-метаполе по сравнению с уровнями каскада К=0, а также уровни каскада К=0 по сравнению с каскадом К=—1 в Е-метаноле. Это правило было выведено эмпирически, например, в отношении каскадов К=0 и К=—1 в Е-метаноле из наблюдений метанольных мазеров Внлсоном и др. (Wilson et al. 1985, 1993).
Таким образом, мазерное излучение I класса возникает в переходах, например, 70 - 6iА+ (44 ГГц), 80 - 7\А+ (95 ГГц), 4_i - 30Е (36 ГГц),
— J\E (25 ГГц). Мазерное излучение II класса возникает, например, в переходах 5о — GjA4' (6.7 ГГц), 20 — 3_iЕ (12.2 ГГц).
Не-мазерные, пли тепловые линии пзлучепня возникают между уровнями внутри К-каскадов.
На рис. В синими стрелками отмечены переходы I класса, красными -II класса. Сплошные стрелки относятся к открытым мазерным линиям, пунктирные - к ожидаемым. Стрелками, обведенными кружком, отмечены мазеры, открытые в наших обзорах.
Мы начали интенсивно заниматься исследованием межзвездного метанола с 1989 года. К этому времени постепенное накопление статистических данных из наблюдений мазерных источников метанола позволило сделать вывод, что во многих областях звездообразования мазеры I и II класса наблюдались в направлении одних и тех же объектов на одних и тех же координатах в пределах диаграмм телескопов, при этом оставалось непонятным, исходят ли эти лпшш от одних и тех же сгустков вещества в разных фазах эволюции, или эти сгустки находятся в разпых физических условиях, возникнув одновременно, некоторые - как мазеры I класса, некоторые - как П-го. Стало ясно, что разрешить эту проблему можно только при более тщательном исследовании взаимного пространственного расположения источников излучения метанола в сочетании с анализом их положений относительно мазеров ОН и Но О, т.е. с привлечением наблюдений на интерферометрах. В то же время было необходимо провести наблюдения в тех переходах, в которых можно ожидать открытие новых мазерных линий, и продолжить исследование уже открытых мазерных переходов, наблюдая новые источники.
13
Главная цель работы - исследование объектов, излучающих ма-зерные ЛИНИИ ОН. СН3ОН II Н2О для объяснения природы мазсрных источников, их эволюционного статуса и взаимоотношения с другими объектами области звездообразования - имеет несколько аспектов, а именно:
- определение интенсивности, спектральной структуры и ширины наблюдаемых мазсрных деталей;
- определение встречаемости мазеров разных классов в пределах одной области звездообразования и распространенности в Галактике в целом:
- определение пространственной структуры мазсрных деталей, расположения мазеров относительно границ изучаемой области, положения относительно компактных инфракрасных и радиоисточнпков, положения относительно друг друга;
- поиск возможной связи между метанольными мазерами и другими объектами, типичными для областей звездообразования в разных фазах эволюции, т.е. пекулярными объектами типа глобул, объектами Хербига-Харо, мощными источниками инфракрасного излучения, ультракомпакт-ными НН-зонамн. интенсивными выбросами вещества в виде молекулярных потоков, излучающими либо отражающими туманностями, а также источниками мазерного излучения ОН и Н2О:
- определение эволюционного статуса межзвездных конденсаций, в которых формируются мазеры;
- определенно физических условий в мазсрных конденсациях.
Для достижения этих целей было выполнено следующее:
- проведен ряд обширных обзоров областей звездообразования в известных мстанольных мазсрных линиях для открытия новых мазеров и увеличения статистического материала;
- проведен ряд обширных обзоров в наименее исследованном миллиметровом диапазоне длин волн для открытия новых мстанольных мазер-ных линий;
- проведены многочастотные наблюдения отдельных областей звездообразования в широком диапазоне частот:
14
- проведен обширный обзор в линиях ОН высокоширотных газо- пылевых комплексов с целью поиска мазеров ОН. излучение которых не рассеивается в межзвездной плазме, а размеры и структура не искажаются;
- проведено картографирование мазеров метанола, ОН и Н2О на интерферометрах с большими базами для измерения и сравнения их размеров н определения взаимного расположения:
- исследование тонкой пространственной структуры мазсрных конденсации, излучающих в линиях метанола. ОН и Н20.
Исследование мстанольных мазеров I класса проведено на двух частотах - 44 ГГц її 95 ГГц как в северном, так и в южном полушарии.
Мазеры II класса исследовались нами на частоте 6.7 ГГц в переходе 5о — 6і-4+. Кроме того, были предсказаны и обнаружены мазерные линии в переходе Зі — 40Л+ на частоте 107 ГГц (обзоры выполнены в северном и южном полушарии), в переходе Оо — 1-іЕ. на частоте 108 ГГц, а также в серии переходов Jo — J-iE н линии 2i — ЗоД+ на частоте 157 ГГц.
С целью подготовки программы определения истинных угловых размеров областей мазернон активности с помошыо V.LBI был проведен поиск высокоширотных мазеров ОН.
Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения, списка литературы, таблиц и рисунков. Общий объем диссертации 282 стр.. включая 49 таблиц и 75 рисунков. Таблицы н рисунки приводятся в конце диссертации, нумерация общая. Список литературы содержит 233 наименования. Таблицы, в которых приведены списки источников с отрицательными результатами наблюдений, а также рис. 37 но представлены в тексте ввиду большого объема диссертации, хотя им присвоена общая порядковая нумерация (но не присвоена постраничная нумерация). С этими таблицами и с рис. 37 можно ознакомиться в соответствующих публикациях или - в электронной форме - в Internet, по адресу
http: / / www.asc.rssi .ru/MosDeparts/SpaceR A/R spec t и/IValtts/thesis/tal
Главы с I по V посвящены обзорам. VI глава диссертации посвящена многочастотным исследованиям отдельных областей звездообразования
в мазерных линиях метанола в широком диапазоне частот. ОН и Н20 - на одиночных антеннах и на интерферометрах. Эта глава снабжена собственным введением.
Необходимые ссылки, исторические справки и анализ материалов, которые были получены параллельно с нашими работами, приводится в пунктах ’’постановка задачи”, предваряющих каждую главу диссертации и, по мере необходимости, в тексте диссертации.
На защиту выносятся следующие результаты:
1 ) Обнаружение 55 метанольных мазеров I класса на частоте 44 ГГц в процессе обзора 250 областей звездообразования в южном полушарии, что вдвое увеличило количество мазеров, открытых на этой частоте. На основании найденной антпкорреляции в излучении метанольных мазеров I и II класса приведены веские аргументы в пользу того, что определение этих классов должно быть основано на типе переходов между уровнями различных каскадов в молекуле, а не на типе ассоциации с астрономическим объектом.
2) Обнаружение 111 источников излучения в процессе обзора 189 областей звездообразования в линии метанола на 95 ГГц в северном и южном полушарии, из которых 75 являются мазерами I класса, а остальные -либо слабыми мазерами, либо квазнтепловымн источниками. Найдена корреляция потоков мазеров на 95 и 44 ГГи. которая позволила подтвердить столкновительную модель накачки метанольных мазеров I класса и определить плотность вещества в мазерных конденсациях.
3) Открытие нового мстанольного мазера II класса: предсказаны и обнаружены мазерные линии на очень высокой частоте 157 ГГи в серии ./о — -J~\E и в линии 2\ - 3(\А+.
4) Обнаружение 20 новых метанольных мазеров II класса на частоте
6.7 ГГц в процессе обзора источников IRAS, биполярных потоков и уль-тракомпактных областей НИ (всего исследовалось 429 источников). Под-
верждена переменность мазеров, излучающих на 6.7 ГГц, и их связь со лабыми ультракомпактнымн НІІ-зонамп.
5) Открытие нового мстанольного мазера II класса в переходе Зі —
4оА-\- на частоте 107 ГГц, подобного наиболее сильному метанольному мазеру этого класса, излучающему на частоте G.7 ГГи.
Обнаружение метанольиого излучения в этом переходе в направлении 33 источников из 129 исследованных в процессе обзора на этой частоте в северном п южном полушарии: 12 из 33 источников являются мазерами.
Открытие нового мстанольного мазера II класса в переходе Оо — 1-і Е на частоте 108 ГГц. Это единственный мазер из 16 источников мстанольного излучения, обнаруженных на этой частоте (всего исследовался 41 источник). Подтвержден радпатпвно-столкновительный механизм накачки мазеров II класса.
6) Обнаружение 25 новых незвездных мазеров ОН вдали от галактической плоскости в процессе обзора, который проводился с целью подготовки программы определения истинных угловых размеров областей мазерной активности и мазерных пятен с помощью VLBI (всего исследовано 245 объектов). Выделен новый подкласс II) мазеров ОН, которые излучают только в линии 1667 МГц. Найдена зависимость потока в линиях ОН от потока в инфракрасном диапазоне.
7) Открытие уникального мстанольного мазера I класса - второго по яркости среди сотни известных на частоте 44 ГГц - в области звездообразования М8Е; определение характеристик мазерной конденсации на основании многочастотных исследований в линиях метанола I и II класса на частотах 36, 44. 95, 107. 108. 133. 157. 165. 229 и 230 ГГц.
8) Определение характеристик области мстанольного излучения W33Met на основании многочастотных исследований в линиях метанола I и II класса на частотах 9.9. 36. 44. 84. 95. 98. 108, 133, 157, 165 ГГц;
9) Определение тонкой пространственной структуры метанольных мазеров I класса на основании наблюдений на частоте 44 ГГц с высоким угловым разрешением. Показано, что некоторые мазеры представляют собой цепочки ярких неразрешенных мазерных пятен, вытянутых вдоль искривленных линий или дуг. Длина таких дуг - от 20 до 1000 а.о. Яр-костная температура самых сильных пятен превышает 3.6x10* К. Распределение мазерных пятеп согласуется с предположением об их возникновении на границе между молекулярными потоками и окружающими молекулярными облаками.
17
10) Определение характеристик области мстанольного излучения в источнике 345.01+1.79 на основании многочастотных исследований в линиях метанола I и II класса на частотах 44, 95. 107, 108, 133. 157, 165 п 229 ГГц.
11) Определение пространственной структуры мстанольного мазера II класса на основании пнтерферометрнческого исследования мазерно-го излучения на частоте 107 ГГц в области звездообразования \¥3(ОН): предложена модель планетарного диска, согласно которой метанольные и ОН-мазеры вращаются вокруг О-звезды на краю НН-зоны и возникают в газовых оболочках, которые образуются в результате сублимации льда с поверхности твердых плането-подобных тел.
12) Определение пространственной структуры мазера Н2О. Результаты пнтерферометрпческого исследования мазера Н20 в области звездообразования 1С13961Ч: моделирование карты восьми мазерных пятеп, соответствующих центральной части спектра, ксплернанскпм диском, который представляет собой резервуар материн и углового момента в процессе формирования центральной звезды и планетной системы.
Апробация результатов.
Основные результаты диссертации докладывались и обсуждались на следующих семинарах, симпозиумах и конференциях:
- семинары по астрофизике и радиоастрономии Астрокосмичсского Центра ФИ АН;
- ежегодные отчетные конференции Астрокосмичсского Центра ФИ-АН;
- совещание рабочей группы "Физика межзвездной среды" (Москва, 1994 г.);
- семинары по астрофизике и радиоастрономии в обсерваториях: Джобсе (Испания) 1989, Арсспбо (США) 1992. Медон (Франция) 1993 и 1995. Онсала (Швеция) 1993. СЭШО (Австралия) 1997:
- международная конференция "АяГгорЬуяка! таяегя" (Арлингтон. США, 1992);
18
■ международный симпозиум MAC- N170 "СО: twentv-fivc years of millimeter-wave spectroscopy”, (Тусон, США, 1995):
- XXVI Радиоастрономическая конференция, (Санкт-Петербург, Россия, 1995);
- международный симпозиум MAC N178 * Molecules in Astrophysics: Probes and Processes”, (Лейден, Нидерланды 199G):
- международный коллоквиум MAC N1C4 "Radio emission from galactic and extragalactic compact sources”, (Сокорро. США, 1997);
- XXVII Радиоастрономическая конференция. (Санкт-Петербург, Россия, 1997);
- международная конференция "Protostars and planets IV". Санта-Барбара, США. 1998):
- всероссийская конференция ” Астрофизика па рубеже веков“ (Пугцп-но, Россия, 1999);
- международный симпозиум MAC N197 "Astrochcmistry: from molecular clouds to planetary systems” (Согвнпо, Корея, 1999).
Материалы диссертации изложены в 34 публикациях.
19
ГЛАВА I
ПОИСК МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ I КЛАССА НА ЧАСТОТЕ 44 ГГц
1.1. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ
До 1989 г. мы исследовали метанольные мазеры I класса только в переходе 4_і - 3оЕ на частоте 3G ГГц. Исследования на одной частоте не давали возможности сделать какие-либо серьезные выводы о физических условиях в мазерных конденсациях и о моделях накачки мазеров. Необходимо было переходить к многочастотным наблюдениям с вовлечением в процесс исследования многих уровнен в молекуле и увеличить количество источников для повышения надежности статистических оценок.
С момента открытия в четырех галактических источниках мета-нольного мазерного излучения в переходе То — Gj.4+ на частоте 44 ГГц (Morimoto et al. 1985) были проведены обзоры Хашиком и др. (Hnschick et al. 1990), Бачиллером и др. (Bacliiller et al. 1990). Форстером ндр. (Forster ct. al. 1990) в направлении компактных НІІ-зон. В результате обзоров, выполненных на радиотелескопах северного полушария, был обнаружен 51 метанольный мазер.
Наше первое исследование сильных и широко распространенных мс-танольных мазеров I класса на 44 ГГц мы провели в 1989 г. на 14-м радиотелескопе Национального Радиоастрономического Центра в Испании (Вальтц и др. 1991). Эта небольшая работа изложена в параграфе 1.2. Наблюдалось несколько хорошо известных областей звездообразования, причем наблюдения на 44 ГГц были дополнены наблюдениями на частоте 48 ГГц в тепловой линии метанола lft — 0о.4+ для определения плотности метанола на луче зренпя. Кроме того, поскольку мазсрнос излучение на частоте 48 ГГц не обнаруживалось, одновременное наблюдение псточ-
20
ника на двух частотах позволяло четко диагностировать компоненты мазерной и тепловой природы.
Для установленпя положительной связп метанольных мазеров I класса с какими-либо астрофизическими объектами - в частности, с мазерами ОН п Но О, необходимо было увеличить объем исследуемого материала для проведения падежного статистического анализа. Поэтому мы предприняли поиск метанольных мазеров на частоте 44 ГГц в южном небе с помощью Паркского радиотелескопа (Австралия) (81узЬ? Какшку, УаГШ еЬ а1. 1994Ь). Было исследовано более 250 позиций в направлении компактных НП-зон, мазеров Н2О, ОН и метанольных мазеров II класса, излучающих на частоте 6.7 ГГц. В этом обзоре были открыты еще 55 мазеров, тем самым полное число метанольпых мазеров на 44 ГГц стало больше сотни. Результаты изложены в третьем параграфе.
21
1.2. ИССЛЕДОВАНИЕ СИЛЬНЫХ МАЗЕРОВ
1.2.1. Наблюдения на 14-м радиотелескопе национального радиоастрономического центра
В октябре 1989 г. на 14-м телескопе Астрономического центра в Дже-бесе (Испания) были проведены первые предварительные наблюдения некоторых хорошо известных областей звездообразования. Использовался приемник с охлаждаемым смесителем на диодах Шоттки с температурой около 70 К при двухголосном приеме. На частотах наблюдений 44.0G943 ГГц (Haschick et al. 1990) л 48.37246 ГГц (Lees et al. 1973) коэффициент использования апертуры антенны составляет 0.17; диаграмма направленности 2', так что 1 К антенной температуры соответствует 90 Ян. Точность наведения выверялась но источникам непрерывного спектра и составляла около 20". Спектрометр представлял собой ’’гребенку” фильтров 256x50 кГц, которые дают разрешение 0.34 км/с на 44 ГГц. Наблюдения DR21, W51 и Ori-KL были выполнены в режиме частотной модуляции, в то время как SgrB2 и SgrA-A, в которых лпнни очень широкие, наблюдались в режиме диаграммной модуляции.
1.2.2. Результаты и комментарии к отдельным источникам
Координаты источников и параметры лпнпй, определенные из аппроксимаций профилями Газ'сса, приводятся в таблице 1. На рисунках 1-5 показаны некоторые спектры, полученные на частотах 44 и 48 ГГц. Некоторые профили на 44 ГГц демонстрируют компоненты на нескольких скоростях; широкие и узкие линии наблюдаются одновременно в профилях линий в направлении Оп-КЬ, \У51, SgrA-A и 01121. Как мы покажем ниже, узкие компоненты чаще обуславливаются мазерным излучением, в то время как широкие компоненты, в основном, тепловым. В \¥3(ОН)
пе были обнаружены линии ни на тон, ни па другой частоте. Далее мы обсудим отдельно результаты для каждого источника.
Ori-KL. В направлении туманности Кляпнмана - Jloy в Орионе наблюдается много сильных эмиссионных линии. В профилях линии 7о — 6\А+ имеется узкая деталь на скорости ~8.5 км/с на фоне широкого компонента, ширина которого около 6 км/с (рис. 1). Ясно, что широкий компонент имеет тепловое происхождение, так как он обнаруживается и на 48 ГГц. Происхождение узкого компонента менее очевидно. Мы построили карты по схеме креста из пяти точек как в линии 70 — 6i А+) так и в линии 1о — 0оА+. Из этих карт следует, что излучение в узких компонентах возникает в компактной области размером около 30" вокруг туманности Кляймана-Лоу. Таким образом, мы приходим к выводу, что узкий компонепт также имеет тепловое происхождение. Меитен и др. (Menten et al. 1988а), составив карту этой области, показали, что обилие метанола увеличивается в областях горячего газа, окружающих инфракрасные источники.
SgrA. Комплекс молекулярных облаков SgrA является экстраординарным среди гигантских облаков, в которых идет процесс образования массивных звезд. Как и в SgrB2 (см. ниже), в направлении пика радиоконтинуума SgrA-A мы обнаружили сильное излучение метанола в диапазоне скоростей шире более 40 км/с (см. рис. 2). Широкий компонент излучения присутствует в обеих линиях 7о - 6iA+ и 10 - 0оА+, что указывает на его тепловую природу. Наряду с широким компонентом излучения обращает на себя внимание пик на 47.5 км/с в профиле линии 7о — Gi А+. Эта узкая деталь, которая впервые была открыта Хашпком и др. (Hascliick et al. 1989), несомненно, имеет мазерпую природу.
SgrB2. Комплекс молекулярных облаков SgrB2 содержит большое количество мазеров ОН и Н2О, которые связаны с сильными источниками радноконтинуума. Таким образом, он является интересным кандидатом для поиска мазера на метаноле. В наших спектрах в обеих линиях -7о — 6iA+ и 10 — ОоА+ - присутствует сильное излучение в диапазоне скоростей ~40 км/с. Форма профилей неодинакова (см. рис 3.), однако различие в размерах диаграмм на 44 и 48 ГГц затрудняет детальное
23
сравнение. Мы не нашли какие-либо детали, которые можно было бы идентифицировать с мазерным излучением.
W51. W51 - теплое молекулярное облако, расположенное на расстоянии 8 кпк от Солнца. В облаке идет активный процесс образования массивных звезд; имеются сверхкомпактныс области НИ, связанные с горячими плотными ядрами; известно, что в облако вкраплено много инфракрасных источников, имеются также сильные мазеры ОГІ и Н2О. Мы сделали небольшие карты в линиях метанола 70 - 6\А+ и 10 - О0А+ с центром в W5lM(el/e2). В профилях линии 70 — 6|.4+ (см. рис. 4) присутствуют четыре узкие детали (на скоростях VL$n=49, 54, 5G п G4 км/с), которые накладываются на широкий компонент. Этот широкий компонент перекрывает диапазон скоростей более 20 км/с п виден также в профиле тепловой линии 10 — ОоА+. Из нашей карты на 44 ГГц следует, что узкие компоненты пространственно ограничены, что подтверждает их мазерную природу. Эти результаты находятся в хорошем согласии с результатами наблюдений Хашика и Баана (Hascliick and Baan 1989) с более высоким угловым разрешением.
DR21(OH). Молекулярное облако DR21. по-видимому, является очень богатым источником излучения в метаноле: в нем обнаружены многие линии СН3ОН, включая линию 5_] — 4оЕ на 84.5 ГГц (Batrla and Menten 1988). Мы наблюдали DR21 (ОН) в направлении мазера OIL Кроме того, мы получили спектры на 44 и 48 ГГц в точке, расположенной на 1' к югу от DR2l(OH). Профили на 44 ГГц (рис. 5) показывают, что имеется узкая деталь с центром на \ч.9/?=0.4 км/с и широкий компонент на более низкой скорости. Наши наблюдения (см. также карты из работы Бачиллсра и др. (Bachiller et- al. 1990h)) указывают, что узкий компонент имеет пик, совпадающий с позицией мазера ОН. Этот результат согласуется с результатами наблюдений Хашика и др. (Hascliick ct al. 1989). В профиле на 48 ГГц присутствует широкий компонент излучения, сравнимый с тем. который наблюдается на 44 ГГц; такое близкое согласие указывает на тепловую природу компонента на этом значении скорости.
W3(OH). Комплекс W3 - одна из наиболее изученных областей звездообразования в Галактике. Это облако расположено на расстоянии
2.2 кпк и содержит три наиболее известные зоны активного звездообразования. Самой важной из них является \УЗ(ОН). в которой имеется сверх-компактная НИ-зона. инфракрасный источник и несколько мазеров ОН. Несмотря на сильное излучение метанола, наблюдаемое в нескольких переходах в направ лопни \УЗ(ОН). мы не обнаружили излучение в линиях То — 6іЛ+ и 10 — ОоЛ+. Вероятно, это связано с тем фактом, что в \УЗ(ОН) присутствуют мазеры метанола только II класса. Причина, почему \УЗ(ОН) не дает мазерное излучение на 44 ГГц и дает слабое тепловое излучение (обнаруженное Хашнком и др. (НаясЫск еі а1. 1989). но не обнаруженное в наших исследованиях), остается пока неизвестной.
1.2.3. Плотность метанола на луче зрения
и его обилие
Интересно оценить плотность метанола на луче зрения по полным интегральным интенсивностям линий То — біЛ+ и 1о — ОоД+. В действительности, эти оценки могут быть сделаны с различной точностью только для тепловых компонентов спектров. Чтобы отделить тепловое излучение от мазерного на 44 ГГц. мы аппроксимировали наблюдаемые профили суммой гаусснан. Результаты этих аппроксимаций приводятся в таблице 1. Мазсрныс детали имеют типичную ширину линии <1 км/с, в то время как ширина линий для тепловых компонентов составляет 2-10 км/с, а в направлении облаков в галактическом центре - ~20 км/с. Мы предполагаем, что тепловые линии 7о — 6|.-1+ и 1о — 00.4+ - оптически тонкие и что 8„(2.7)«8„(ТГ<>/), где 8„(Т)=1і//к_,(ехр,І"/кТ—1). При этих условиях плотность на луче зрения определяется по формуле
зк-іо*д(т„і)іТр<іг
ЗЛ/і ехр(-£„//,Тго/ )
где N - полная плотность на луче зрения, и - частота перехода, // - собственный дипольный момент молекулы (0.9 Деб для переходов с ДК=0, 1.4 Деб для переходов с ДК=1), Э,,/ - сила ліпшії. С}(Тго/) - ста-
25
тистпческая сумма, Ем - энергия верхнего уровня основного состояния, / Tfidv - интегральная интенсивность линии в К км/с. Мы предполагаем, что статистическая сумма задается формулой Q=2x0.64xTl.^ (Menten et al. 1988a), где множитель 2 учитывает наличие А- и Е-симметрип метанола. Наконец, мы предполагаем, что вращательные уровни термализо-ваны (ТГ0/=Т^)-
Так как переходы метанола имеют относительно большие дииольные моменты, кажется вероятным, что вращательное возбуждение этих молекул является квазптепловым. При вращательных температурах Т,.0/ <Тд. мы получим меньшие величины для плотности на луче. Например, изменение Trot от 80 К до 30 К приведет к изменению плотности на луче зрения в 4 раза по сравнению с полученной из интенсивности линии 10 — 0оА+. Для всех наблюдаемых источников мы вычислили плотность метанола на луче зрения из интегральной интенсивности теплового излучения на 44 и 48 ГГц. Значения кинетических температур были взяты из литературы. Результаты приводятся в таблице 2. Типичные значения плотности на луче зрения - около 1010 см-2. Однако в облаках галактического центра (SgrB2 и SgrA-A) плотность метанола на луче зрения >10|с см“2. Значения плотности на луче зрения, вычисленные из интегральных интенсивностей линий 7о—Gi А+. находятся в хорошем согласии с величинами, полученными из интенсивностей линий 1о — ОоЛ+, если кинетическая температура источника высока. Однако в случае DR21(OH), в котором кинетическая температура предполагается равной 30 К, плотность, полученная из интенсивности линии Tn - Gi-4+, в 8 раз выше той величины, которая получена из интенсивности линии 10—0оА+. Для того, чтобы объяснить это расхождение, отметим, что уровень 7оЛ+ расположен на G0 К выше основного. Так. если возбуждение является термическим, кажется маловероятным, что этот уровень значительно заселяется при кинетических температурах около 30 К. Существуют два механизма, действием которых можно объяснить наблюдаемую высокую населенность этого уровня:
1) линия 7о — 6iA+ формируется в областях, относительно горячих, пли 2) уровень 7оА+ является ’’перегретым" (Т,.г >Т*.). Оба варианта представляются возможными, так как известно, что в облако вкрапле-
2G
ны энергетические источники, а на переходе То - 6[Л+ часто наблюдается мазерное действие. С другой стороны, уровень 10.4‘ь расположен на 2.3 К выше основного состояния, таким образом, возбуждение этого уровня молекулы возможно даже в холодных облаках: этот факт делает линию 1о — 0оА+ хорошим индикатором для протяженных областей, в то время как линия 7() — GiA4' представляется очень удобной для выявления наличия горячих зон в облаках. Мы полагаем, что в частном случае DR21(OH) плотность, вычисленная по наблюдениям линии 1q — ОоА4", является хорошей оценкой плотности метанола, усредненной по 2'-днаграмме телескопа в Джебесе. Линия 70 — Gi.4+, вероятно, формируется в областях меньших размеров вокруг энергетических источников. Оценка обилия метанола в облаках, которые мы исследовали, очень затруднительна, так как, во-первых, существует проблема в оценке непрозрачности при вычислении плотности на луче зрения, и, во-вторых, плотность п//2 в областях в пределах 2'-диаграммы известна плохо. Кроме того, достаточно большую роль в таких удаленных облаках может играть эффект клочковатостн облака. Из наблюдении пыли и различных молекулярных линии в этих облаках мы оцениваем, что типичная величина поглощения в видимой области, усредненная по 2'-диаграмме телескопа в Джебесе. составляет около 10 зв. величин. Таким образом, типичное обилие метанола составляет несколько едпнпи на 10“7. Эта величина находится в хорошем согласии с оценкой Ментона и др. (Menten et al. 1986а), полученной по наблюдениям переходов Е-метанола в сантиметровом диапазоне длин волн.
1.2.4. Второй цикл наблюдений на том же радиотелескопе
Эти очень успешные наблюдения позволили нам осуществить второй цикл наблюдений на том же телескопе в 1991 г.. результаты которого подробно изложены в диссертации Каленского С.В. (1993 г.). В выборку 150 источников, исследованных во втором цикле, автором данной диссертации были включены 30 биполярных потоков, поскольку появились
указания на то, что метанольные мазеры, возможно, связаны с высокоскоростными потоками (Plainbeck and Menton 1990, Haschick et al. 1990, Bachiller et al. 1990b). В направлении трех из них, которые были отобраны для наблюдений и как холодные глобулы, содержащие инфракрасные источники, обнаружены мазеры на частоте 44 ГГц (координаты приведены в таблице 3). их связь с биполярными потоками обсуждалась в статье Каленского и др. (1992а) и на конференции ’’Astrophysical masers" (Kalenskii, Berulis, Val’tts et al. 19921)). Исследование этих глобул с биполярными потоками - GGD27, L379 и IC1396N - мы продолжили в дальнейшем (см. VI главу диссертации), поэтому для иллюстрации приводим некоторые их спектры и карты (см. рис. 6-13). опубликованные также в работе Каленского и др. (1992а). В направлении остальных 27 биполярных потоков мазерное излучение обнаружено не было. Их список приводится в таблице 4 по адресу Internet, указанному во введении.
Наблюдения этого цикла дополнили уже существующие обзоры большинства хорошо известных областей звездообразования северного полушария на частоте 44 ГГц исследованиями холодных глобул и для расширения статистического материала было необходимо продолжить работу в южном полушарии.
2S
1.3. ОБЗОР ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ЮЖНОМ ПОЛУШАРИИ
1.3.1. Наблюдения на 64-м радиотелескопе
в Парксе
10-15 сентября в Парксе на 64-м радиотелескопе были выполнены наблюдения в южном полушарии на частоте 44.06943 ГГц (Навсіїіск сЬ а1. 1990). На такой высокой частоте Паркскпй телескоп ранее никогда не работал. На зтой частоте функционирует только внутренняя 16-м часть радиотелескопа. Точность поверхности этой части телескопа составляет 0.27 мм (гтэ), коэффициент использования апертуры - 34% и диаграмма направленности по половине мощности интенсивности - 1.6 угловых минут. Точность наведения телескопа - лучше 15 угловых секунд (гтз). 1 К антенной температуры соответствует 39.4 Ян. В наблюдениях использовался однополосный приемник с мазерным усилителем на входе и с шумовой температурой на входе 52 К; шумовая температура системы варьировалась между 125 К и 300 К в зависимости от угла места источника и погодных условий. Спектрометр представлял собой 2048-канальный автокоррелятор с полной полосой 16 МГц. обеспечивающий разрешение 0.053 км/с. Наблюдения проводились в режиме частотной модуляции. В полученные данные внесены поправки за атмосферное поглощение.
1.3.2. Описание выборки источников
Выборка источников для наблюдений содержала Галактические НИ зоны, включая тс, в направлении которых наблюдается поглощение в линии метанола на 12 ГГц (Peng and Wliiteoak 1992), НгО мазеры, метано льные мазеры II класса, излучающие на частоте 6.7 ГГц, и темные облака. Список включил в себя 250 источников. Линия была обнаружена
29
в направлении 55 новых источников, кроме того, повторно наблюдались некоторые уже известные источники. Результаты гауссовой обработки профилей линий приведены в таблице 5. Спектры приведены на рис. 14 и его продолжениях. Для некоторых источников были сделаны сетки смещений для более точного определения координат; в таблице 5 приводятся новые координаты. Список источников, в направлении которых линия не была обнаружена, приведен в таблице б в Internet. Типичный верхний предел на плотность потока заключен между 5 Ян и 10 Ян - в зависимости от времени интегрирования и погодных условий. Один из источников таблицы 6, 11.93-0.62, в обзоре Бачиллера п др. (Bacliiller ot al. 1990b) приводится в списке положительных результатов. Бачиллер и др. нашли узкую деталь на 35.19 км/с на фоне широкого плато. Мы не обнаружили никакой узкой детали с потоком больше 5 Ян, но широкая деталь, возможно, присутствует в нашем спектре. В список обнаруженных нами источников мы включили три источника (см. раздел 1.3.1), наблюдавшихся ранее Хашиком и др. (Haschick et. al. 1990) и Форстером и др. (Forster et. al. 1990), т.к. наши спектры существенно отлпчаются от наблюдавшихся ранее. В четырех источниках в Магеллановых Облаках излучение метанола обнаружено не было. Результаты этой работы опубликованы в статье Слыша, Каленского. Вальтц и др. (Slysli, Kalenskii, Val’tts et al. 1994b).
1.3.3. Обсуждение полученных результатов
1.3.3.1. Комментарии к отдельным источникам
333.13-0.43. Профиль линии на 44 ГГц состоит из шести или семи деталей, расположенных по скорости регулярно с расстоянием между деталями около 0.8 км/с. Профиль Н2О мазера в этом источнике (Batchelor et, al. 1980) имеет только три спектральных детали приблизительно с таким же интервалом по скорости между деталями. Ассоциируется с маленькой НИ зоной. Метанольный мазер на 6.7 ГГц имеет три спектральных детали в перекрывающемся интервале скоростей (MacLeod and Gaylard
ЗО
1992).
333.23-0.05. Один из самых сильных новых мотанольных мазеров. Профиль имеет форму треугольника с вершиной на радиальной скорости —87.2 км/с. Ассоциируется с маленькой НИ зоной (Haynes et al. 1978), ОН и Н20 мазерами (Batchelor et al. 1980, Caswell et al. 1980). Профиль линии Н20 имеет очень похожую форму и ту же радиальную скорость.
335.59-0.29. Этот сильный источник имеет только один узкий компонент на —45.4 км/с, в то время как метанольный спектр на G.7 ГГц имеет четыре компонента на более отрицательных скоростях (MacLeod and Gay lard 1992).
337.91-0.47. Это другой очень сильный источник на 44 ГГц. Профиль состоит из одной узкой детали на —43.4 км/с. Спектр линии П20 - более сложный, с дополнительными деталями (Batchelor et al. 1980); спектр метанола на 6.7 ГГц состоит из двух близко расположенных узких линий, смещенных по отношению к линии на 44 ГГц в сторону положительных скоростей. (MacLeod and Gaylard 1992). С этим мазером ассоциируется довольно сильная компактная НИ зона (Haynes et al. 1978).
341.22-0.21. Один из квазитепловых источников. Имеет слабую широкую линию. Спектр на 6.7 ГГц содержит две узкие линии, расположенные в спектре по обе стороны от линии на 44 ГГц (MacLeod et al. 1992). Другие примеры квазитепловых источников - 326.66-4-0.57 и 328.20-0.58. Есть некоторые указания на то, что последний источник - протяженный для нашей диаграммы, т.к. такая же линия наблюдалась на позиции в стороне на 1.8 зтловых минут. На этой позиции Понг и Вайтоук (Peng and Whiteoak 1992) нашли абсорбцию в метаноле на 12 ГГц.
343.12-0.06. В профиле этого источника - четыре или более узких компонентов. Источник удален от ближайшей НИ зоны, но ассоциируется с мазерами ОН и Н20. Профиль линии Н>0 - также многокомпонентный и занимает тот же интервал скоростей (Batchelor et al. 1980); об обнаружении мазера II класса на этих координатах не сообщалось.
351.16+0.70 (NGC6334B) и 351.24+0.67 (NGC6334C). Эти два более сильных источника на 44 ГГц в области NGC6334 дополняют список двух других, открытых в этой области Хашиком н др. (Hascliick et al. 1990). Спектр NGC6334B представляет собой довольно широкую
31
линию, которая, возможно, является суперпозицией многих узких деталей. Ментен (Menten 1991а) нашел метанольный мазер на 6.7 ГГц на этих координатах. Источник NGC6334C совпадает с объектом Хербига-Харо GGD25. Профиль линии также состоит из многих компонентов. В метанольных переходах на 6.7 и 12 ГГц источник наблюдается в поглощении в том же интервале радпальных скоростей (Menten 1991а. Peng* and Whiteoak 1992).
351.41+0.64 (NGC6334F) и 351.78-0.54. Эти два источника были открыты на 44 ГГц Форстером и др. (Forster et al. 1990), a NGC6334 F наблюдался также Хашпком и др. (Haschick et al. 1990). Мы наблюдали сложный профиль NGC6334F, состоящий из пяти узких деталей - в противоположность Форстеру и др. и Хашпку и др., которые сообщали об одной широкой детали. В 351.78-0.54 мы нашли четыре узких компонента, в то время как Форстер п др. также наблюдали одну широкую деталь.
0.54-0.85 (RCW142). Излучение от этого источника на 44 ГГц было обнаружено Форстером н др. (Forster et. al. 1990), но профиль сильно отличается от нашего. Мы наблюдаем одну узкую (0.65 км/с) линию на 14.8 км/с, в то время как Форстер и др. приводят гауссовы параметры широкой (6.1 км/с) линии на 17.2 км/с.
14.33-0.64. Сильный источник с четырьмя компонентами в спектре; это мазер Н20 (Cesaroni et. al. 1988), но об обнаружении мазера на 6.7 ГГц на этих координатах не сообщалось.
23.43-0.19. Источник демонстрирует сложный профиль на 44 ГГц с четырьмя узкими деталями на фоне одной широкой (рис. 14). В том же интервале скоростей Ментен (Menten 1991а) нашел мазер на 6.7 ГГц.
1.3.3.2. Свойства мазеров, излучающих на 44 ГГц
Почти все источники, открытые в данном обзоре, имеют ширину линии <1 км/с, некоторые уже 2 км/с. Исключение составляют квазптепло-выс источники, о которых шла речь в пункте 1.3.3.1. Их ширина линии заключена в пределах от 0.7 км/с до 2 км/с. Источники, для которых бы-
32
ли сделаны сетки смещении, не разрешаются с нашей диаграммой, опять же за исключением одного квазптеплового источника. Узость линий в сочетании с большими потоками - сильное доказательство в пользу того, что большинство новых источников на 44 ГГц - мазеры. Более веские доказательства того, что это мазеры, могут быть получены из ннтерфс-ромстрических измерений их угловых размеров.
1.3.3.3. Соотношение с другими мазерами
Этот обзор не был сделан для всей Галактической плоскости, скорее, он был направлен на исследование известных объектов - таких, как Н20 и ОН мазеры, метанольные мазеры на 6.7 ГГц пли источники поглощения в метаноле на 12 ГГц. Неудивительно поэтому, что большинство найденных нами новых источников на 44 ГГц были найдены на положеннях известных ранее мазеров. 80% новых источников на 44 ГГц связаны с Н20 или ОН мазерами. Но гораздо более интересен тот факт, что 82%) новых источников на 44 ГГц были надены на позициях мазеров на 0.7 ГГц. В северном полушарии с мазерами на 6.7 ГГц ассоциируется несколько более низкий процент мазеров на 44 ГГц (04%.). Необходима-более богатая выборка мазеров на б.7 ГГц, чтобы подтвердить или опровергнуть корреляцию между 0.7 ГГц и 44 ГГц-мазерами.
1.3.3.4. Связь между мазерами I и II класса
Мазеры, илучающие на 44 ГГц, принадлежат к I классу мстанольных мазеров, (Menten 1991b), а мазеры на 0.7 ГГц - ко II классу. Различие между ними заключается как в типе переходов, так и в местоположении в области звездообразования. Но в то время как разделение зтих мазеров на два класса по типу переходов в метаноле является достаточно очевидным и соответствует, вероятно, разным механизмам накачки мазеров, связь разного класса мазеров с различными типами аетрономи-
33
ческих объектов представляется более расплывчатой. Можно привести примеры источников чисто I класса - такие, как NGC 2264, в котором есть только сильная эмиссия на 44 ГГц и нет излучения на 6.7 ГГц -более того, на 6.7 ГГц наблюдается поглощение. Чистым примером источника класса II может служить Сер А, дающий сильное излучение на 6.7 ГГц и полное отсутствие излучения на 44 ГГц. (Haschick et. al. 1990, Menten 1991a). Но результаты предыдущих обзоров предполагали, а рез}'льтаты настоящего обзора четко показывают, что в большинстве источников мазеры класса I и класса II смешаны и находятся в одном и том лее крупномасштабном объеме - вместе с мазерами ОН и Н2О. Статистика показывает, что мазеров на 6.7 ГГц (II класс) больше, чем на 44 ГГц (I класс), но почти все мазеры I класса имеют соответствующие им мазеры на 6.7 ГГц. Это не относится к мазерам II класса - многие из них не ассоциируются с мазерами I класса. Когда мазеры обоих классов наблюдаются на одних п тех же координатах, спектры их сильно различаются. Хотя спектральные деталп занимают одно и то же положение в спектральном интервале, подетального соответствия спектров не наблюдается. Более того, заметна тенденция спектральных детален одного класса избегать радиальные скорости, занятые спектральными деталями другого класса. Доказательство этой несовместимости подтверждается обратной корреляцией между плотностями потоков мазеров разных классов в одном и том же источнике. Если плотность потока на 6.7 ГГц большая, на 44 ГГц эот источник слабый, и наоборот. В нашем обзоре источникам с потоком больше 100 Ян на 44 ГГц соответствуют источники на 6.7 ГГц, которые слабее, в среднем, в 0.32 раза (отношение средней плотности потока на 6.7 ГГц к средней плотности потока на 44 ГГц для выборки источников с потоком на 44 ГГц >100 Ян). Но источникам с потоком больше 100 Ян на 6.7 ГГц соответствуют источники на 44 ГГц. которые слабее в 21 раз (отношение средней плотности потока на 6.7 ГГц к средней плотности потока на 44 ГГц для выборки источников с потоком на 6.7 ГГц >100 Ян. Для источников с верхним пределом на 44 ГГц плотность потока предполагалась равной 1/2 от верхнего предела). Это означает, что сильная эмиссия на 6.7 ГГц подавляет излучение на 44 ГГц и наоборот. В исключительных случаях очень сильных мазеров проис-
34
ходит полное подавление - как в источнике NGC 2264 чисто I класса или в источнике Сер А чисто II класса. Подобная тенденция существует и в обзорах северного полушария, где соотношения между потоками составляют 0.32 и 15, соответственно.
Тенденция к подавлению излучения между классами 1 и II может быть понята в рамках модели, в которой мазеры обоих классов занимают один и тот же объем, заполненный полем субмиллиметрового излучения, обеспечивающего накачку мазеров II класса (Cragg et al. 1092). Это поле излучения создает инверсию переходов, обеспечивающих излучение мазеров II класса, но может уменьшить пли даже разрушить инверсию переходов, ответственных за излучение класса I, которая обеспечивается столкновениями (Lees 1973). В более сильном поле излучения возникают более сильные мазеры II класса и более слабые мазеры I класса. Если же поле излучения слабое или совсем отсутствует, мазеры класса II исчезают, а мазеры класса I усиливаются в полную мощность. Слабые мазеры как I, так и II класса могут сосуществовать в одной и той же области, не мешая друг другу. Эти представления несовместимы с определениями метанольных мазеров I и II классов, данные Батрлой и др.. а позднее -Мснтсном (Batrla et. al. 1987, Menten 1991b). Мы предполагаем, что мазеры класса I и мазеры класса II должны быть определены как излучающие в одном или в другом типе переходов.
1.3.4. Выводы
1. В результате обширного обзора южного полушария на радиотелескопе в Парксе было открыто 55 новых метанольных источников на 44 ГГц - столько же, сколько было открыто в обзорах северного полушария.
2. Большинство новых источников ассоциируется с ОН и/или Н2О мазерами и с метанольными мазерами на 6.7 ГГц.
3. Получено доказательство анти-корреляции между потоками на 44 ГГц п 6.7 ГГц, которая указывает на то. что оба типа мазеров возникают в одном и том же объеме, несмотря на принадлежность этих двух
35
переходов метанола к разным классам.
4. Таким образом, определенно I и II класса метанольных мазеров должно быть модифицировано, поскольку наибольшее различие кроется в различных типах переходов, а не в различных типах ассоциации с астрономическими объектами.
36