Мазеры в областях звездообразования тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Физический Институт им.П.Н.Лебедева

Российской Академии Наук р р £ () Д

1 о Дпр

На правах рукописи УДК 523.164

ВАЛЬТЦ Ирина Евгеньевна

МАЗЕРЫ В ОБЛАСТЯХ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискаиие ученой степени доктора физико-математических наук

Москва - 2000

Работа выполнена в Астрокосмическом Центре ФИАН.

Официальные оппоненты:

чл.-корр. РАН Варшалович Д.А.

доктор физико-математических наук Бочкарев Н.Г.

доктор физико-математических наук Зинченко И.И.

Ведущая организация: Государственный Астрономический

Институт им. Штернберга

Зо

Защита состоится " /Г- 2000 г. в « & »

часов на заседании Диссертационного совета Д002.39.01 Физического института им. Лебедева РАН по адресу: 117294, г. Москва, ГСП, В-333, Ленинский проспект, 53.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФИАН. Автореферат разослан " ^ " _2000 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ.- мат. наук

В 6 Ковалев Ю.А.

В 632,^03

/-

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ. Актуальность темы.

Исследование природы областей звездообразования и их эволюции -от стадии молекулярных облаков до звезд - одно из наиболее актуальных и бурно развивающихся направлений современной астрофизики. Области звездообразования, как правило, состоят из многих объектов, находящихся на разных стадиях эволюции. Молодые звезды класса О ионизируют вокруг себя газ, образуя ультракомпактные НИ-зоны, нагревают и испаряют пыль, 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.

Молодые дозвездные объекты часто бывают невидимы в оптике, будучи погруженными в плотное межзвездное газо-пылевое облако. Тем не менее, их активность проявляется в радио и в инфракрасном диапазоне

- как в непрерывном спектре, так и в линиях различных молекул. 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, Н2О и метанола СН3ОН. Наличие мазеров

- общая характеристика всех областей звездообразования, но в различных областях мазерная активность выглядит совершенно по-разному, что отражает разнообразие физических условий, в которых формируются мазеры.

I В общих чертах связь мазеров с областями звездообразования

очевидна и не вызывает сомнений. Но в каждом конкретном случае ; требуется кропотливая работа по сбору и анализу наблюдательных I данных, которые могли бы объяснить как природу мазерного источника, ! так и его эволюционный статус и взаимоотношение с другими объектами | области звездообразования.

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 Н20. Б'олыыая часть усилий была направлена на изучение мазеров в сантиметровом диапазоне длин волн, и теперь имеется относительно ясное представление о расположении

гидроксильных (ОН) и водяных (НгО) мазеров в околозвездных оболочках и менее детальное - в областях звездообразования. С другой стороны, большое количество теоретических работ продвинуло наше понимание механизмов накачки таких мазеров.

В настоящее время метанол (СН3ОН) - наряду с радикалом ОН и молекулой водяного пара - является наиболее изучаемой из межзвездных молекул. Исследованию метанольных мазеров посвящена и б'ольшая часть нашей работы, 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 H20 в межзвездных пылинках. Из-за небольшой асимметрии молекулы снимается вырождение энергетических уровней, и в спектре метанола имеется около двухсот разрешенных переходов, доступных современным средствам наблюдений. Некоторые из них могут быть инвертированы и дать мазерные линии.

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 1991) - на первый взгляд, по типу соотношения с другими объектами дозвездной стадии эволюции: так, метанольные мазеры I класса ассоциируются с холодными пылевыми ядрами молекулярных облаков, но не совпадают с мазерами ОН, Н20, компактными зонами HII и источниками инфракрасного излучения ближнего диапазона, а мазеры II класса - совпадают с мазерами ОН, компактными зонами НИ, но не совпадают с мазерами НзО.

Более глубокое различие заключается в разных типах переходов между уровнями. По сути дела, это отражение разных механизмов накачки мазеров, т.е. разных физических условий в тех конденсациях, где формируются мазеры. Вероятнее всего, метанольные мазеры I класса возникают на уровнях энергии, возбуждаемых столкновениями с последующим спонтанным распадом (Lees 1973), а мазеры II класса - на уровнях энергии, возбуждаемых дальним инфракрасным излучением (Menten et al. 1986).

Накопление статистических данных из наблюдений мазерных источников метанола позволило сделать вывод, что наметившаяся эмпирическая классификация не очень строгая и четкая. Во многих областях звездообразования мазеры I и И класса наблюдаются в

направлении одних и тех же объектов на одних и тех же координатах в пределах диаграмм телескопов, при этом до сих пор неизвестно, исходят ли эти линии от одних и тех же сгустков вещества в разных фазах эволюции, или эти сгустки находятся в разных физических условиях, возникнув одновременно, некоторые - как мазеры I класса, некоторые -как 11-го. Разрешить эту проблему можно только при более тщательном исследовании взаимного пространственного расположения и размеров источников излучения, т.е. с привлечением наблюдений на интерферометрах как метанольных мазеров, так и мазеров ОН и НгО. В то же время необходимо проводить наблюдения в тех переходах, в которых можно ожидать открытие новых мазерных линий, и продолжить исследование уже открытых мазерных переходов, наблюдая новые источники.

Цель диссертационной работы.

Главная цель работы - исследование объектов, излучающих мазерные линии ОН, СН3ОН и Н20 для объяснения природы мазерных источников, их эволюционного статуса и взаимоотношения с другими объектами области звездообразования. Эта цель имеет несколько аспектов, а именно:

- определение интенсивности, спектральной структуры и ширины наблюдаемых мазерных деталей;

- определение встречаемости мазеров разных классов в пределах одной области звездообразования и распространенности в Галактике в целом;

определение пространственной структуры мазерных деталей, расположения мазеров относительно границ изучаемой области, положения относительно компактных инфракрасных и радиоисточников, 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, ультрако.мпактными НП-зонами, интенсивными выбросами вещества в виде молекулярных потоков, излучающими либо отражающими туманностями, а также источниками мазерного излучения ОН и Н^О;

определение эволюционного статуса межзвездных конденсаций, в

которых формируются мазеры;

- определение физических условий в мазерных конденсациях.

Научная и практическая ценность работы.

Научная и практическая ценность исследований, представленных в диссертации, заключается в том, что результаты этих исследований носят фундаментальный характер. На них могут базироваться новые эксперименты по изучению процессов в областях звездообразования, с их помощью можно уточнить существующие теории эволюции межзвездной среды. Данные получены на 10 телескопах мира (в том числе и на российском), работающих в режиме одиночных антенн, и на лучших интерферометрических системах - \ЪА, УЬВА (США), Наррабрай (Австралия), В1МА (США).

Конкретно можно выделить следующее:

- проведен ряд обширных обзоров областей звездообразования в известных метанольных мазерных линиях для открытия новых мазеров и увеличения статистического материала;

- проведен ряд обширных обзоров в наименее исследованном миллиметровом диапазоне длин волн для открытия новых метанольных мазерных линий;

- проведены многочастотные наблюдения отдельных областей звездообразования в широком диапазоне частот;

- проведен обширный обзор в линиях ОН высокоширотных газопылевых 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 Н20 на интерферометрах с большими базами для измерения и сравнения их размеров и определения взаимного расположения, исследована тонкая пространственная структура метанольных мазеров;

- сопоставлены, систематизированы и проанализированы наблюдательные данные как в совокупности в обзорах, так и по некоторым отдельным областям звездообразования, содержащим

комплексы объектов, ассоциирующихся с ранней дозвездной фазой существования молекулярных облаков - от стадии __ диффузного межзвездного газа до появления протозвездных и молодых звездных объектов.

- на основе полученных данных для 8 областей звездообразования разработан сценарий формирования и развития мазерных конденсаций, в рамках которого объясняется их эволюционный статус и взаимоотношение с другими объектами газо-пылевых комплексов. Рассмотрены аргументы в пользу моделей протопланетных дисков и ледяных планет, трассируемых молекулярным мазерным излучением.

Научная новизна

работы состоит в получении, анализе и интерпретации большого количества новых наблюдательных данных.

Проведены многочастотные исследования излучения спектральных линий метанола (на 13 частотах для отдельных областей), в том числе и в наиболее сложных высокочастотных диапазонах, а также гидроксила ОН и водяного пара в источниках, ассоциирующихся с ранней дозвездной фазой существования молекулярных облаков - от стадии диффузного межзвездного газа до появления протозвездных и молодых звездных объектов.

В процессе систематических обзоров неба выполнено более 1500 наведений на позиции предполагаемых источников излучения. Открыты новые мазерные источники, открыты новые мазерные линии метанола, в том числе и такие, в которых мазерное излучение наблюдается очень редко (в переходах, 3i~40A+, Oo-l-tE, Jo-J-iE на частоте, 107 ГГц, 108 ГГц и 157 ГГц. соответственно). Все новые источники подробно описаны в каждом обзоре.

Исследована тонкая пространственная структура мазерных источников с высоким разрешением и на высоких частотах, что позволяет выявить их истинные размеры.

Полученные данные обработаны самыми современными программными пакетами, проанализированы как в совокупности в обзорах, так и по отдельным областям звездообразования.

Результаты этих работ широко используются учеными как в нашей стране, так и за рубежом.

Конкретно новизну результатов можно сформулировать следующим

образом:

1. Открытие более 200 новых мазерных источников.

2. Открытие новых мазерных переходов.

3. Открытие мазеров в миллиметровом диапазоне длин волн, что накладывает жесткие ограничения на модели накачки мазеров.

4. Установление связи различных мазеров с различными этапами эволюции областей звездообразования и роли метанольных мазеров как решающего звена в этой эволюционной цепи.

Подробно новизна результатов отражена в 12 пунктах, вынесенных на защиту.

На защиту выносятся следующие результаты:

1 ) Обнаружение 55 метанольных мазеров I класса на частоте 44 ГТц в процессе обзора 250 областей звездообразования в южном полушарии, что вдвое увеличило количество мазеров, открытых на этой частоте. На основании найденной антикорреляции 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 квазитепловыми источниками. Найдена корреляция потоков мазеров на 95 и 44 ГГц, которая позволила подтвердить столкновительную модель накачки метанольных мазеров I класса и определить плотность вещества в мазерных конденсациях.

3) Открытие нового метанольного мазера II класса - предсказаны и обнаружены мазерные линии на очень высокой частоте 157 ГГц в серии Jo-J.iE и в линии 2i-30A+.

4) Обнаружение 20 новых метанольных мазеров II класса на частоте 6.7 ГГц в процессе обзора источников IRAS, биполярных потоков и ультракомпактных областей HII (всего исследовалось 429 источников). Подтверждена переменность мазеров, излучающих на 6.7 ГГц, и их связь со слабыми ультракомпактными НИ зонами.

5) Открытие нового метанольного мазера II класса в переходе 3|-40А' на частоте 107 ГГц, подобного наиболее сильному метанольному мазеру этого класса, излучающему на частоте 6.7 ГГц.

Обнаружение метанольного излучения в этом переходе в направлении 33 источников из 129 исследованных в процессе обзора на этой частоте в северном и южном полушарии. 12 из 33 источников являются мазерами. Открытие нового метанольного мазера II класса в переходе Oo-l^E на частоте 108 ГГц. Это единственный мазер из 16 источников метанольного излучения, обнаруженных на этой частоте (всего исследовался 41 источник). Подтвержден радиативно-столкновительный механизм накачки мазеров П 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 Ib мазеров ОН, которые излучают только в линии 1667 МГц. Найдена зависимость потока в линиях ОН от потока в инфракрасном диапазоне.

7) Открытие уникального метанольного 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 метанольного излучения \V33Met 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.е. Яркостная температура самых сильных пятен превышает З.бхЮ8 К. Распределение мазерных пятен согласуется с предположением об их возникновении на границе между молекулярными потоками и окружающими молекулярными облаками.

10) Определение характеристик области метанольного 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 и 229 ГГц.

11) Определение пространственной структуры метанольного мазера II класса на основании интерферометрического исследования мазерного излучения на частоте 107 ГГц в области звездообразования \УЗ(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 Н20. Результаты интерферометрического исследования мазера Н20 в области звездообразования 1С1396Ы: моделирование карты восьми мазерных пятен, соответствующих центральной части спектра, кеплерианским диском, который представляет собой резервуар материи и углового момента в процессе формирования центральной звезды и планетной системы.

Личный вклад автора.

Часть результатов, включенных в диссертацию, выполнена в коллективе авторов и опубликована в совместных статьях. Общий вклад всех авторов этих статей мы считаем равным, но при этом конкретные виды работ (постановка задачи, проведение наблюдений, обработка данных, анализ результатов и их интерпретация и т.д.), как правило, выполняются не в равной степени и варьируются в различных статьях. В список основных положений, вынесенных на защиту, включены только те выводы и результаты, в получение которых вклад автора был максимальным, или, по крайней мере, равным вкладу других авторов.

Коллективом авторов, принимавших участие в данных работах, до 1989 г. проводились исследования метанольного излучения только на частоте 36 ГГц. Автором диссертации были начаты многочастотные исследования областей звездообразования. В 1989 г. по инициативе автора была предложена программа наблюдений на частоте 44 ГГц, эти наблюдения были автором осуществлены и послужили основой для постановки новых обзоров на этой частоте.

В 1991 г. автором были поставлен еще один цикл наблюдений на 44 ГГц; мазерные источники, открытые в этом обзоре, исследовались автором в дальнейшем. В 1993 г. по инициативе автора был предпринят поиск метанольных мазеров на частоте 44 ГГц в южном полушарии, в результате которого было удвоено число мазеров, излучающих на этой частоте. Автор принимала участие как в постановке задачи, так и в наблюдениях, обработке и интерпретации полученных данных. Автору принадлежит идея о взаимном подавлении мазерного излучения 1 и II класса в общих гнездах мазерной активности.

Два цикла наблюдений, проведенных в северном и южном полушарии с целью поиска метанольных мазеров I класса на частоте 95 ГГц в 1993 и 1997 г.г., были выполнены автором самостоятельно. Найденная корреляция между интенсивностями линий на частотах 44 и 95 ГГц на большом статистическом материале позволила надежно определить физические условия в газо-пылевых конденсациях.

В четырех обзорах на частотах 6.7 ГГц, 107 ГГц, 108 ГГц, 157 ГГц, посвященных исследованию метанольных мазеров II класса, автор принимала непосредственное участие на всех этапах работы.

Для обзора на частоте 6.7 ГГц в 1995 г. автором была составлена выборка источников с молекулярными потоками для исследования связи мощных выбросов вещества на ранней стадии эволюции звезд с мазерной активностью. Автор принимала участие как в наблюдениях, так и в интерпретации полученных результатов.

Наблюдения на частотах 107 ГГц в северном и южном полушарии и на частоте 108 ГГц в южном полушарии в 1993 и 1997 г.г. были выполнены автором самостоятельно, Мазерное излучение на частоте 107 ГГц было открыто автором.

В процессе обзора на 157 ГГц в 1994 г. автором были открыты источники мазерного излучения.

Автором была подготовлена выборка 245 высокоширотных объектов с целью поиска нерассеянных мазеров ОН для подготовки интерферометрическнх наблюдений с большими базами. Автор принимала непосредственное участие в наблюдениях источников этой выборки в 1993 и 1995 г.г. и интерпретации полученных результатов.

На протяжении 10 лет в рамках общих обзорных программ автором проводились многочастотные и интерферометрические наблюдения некоторых специально отобранных областей звездообразования, исследованию природы которых посвящена VI глава диссертации.

Автором разработана концепция эволюционного развития мазерных источников в областях М8Е, 345.01 + 1.79, W33Met.

Автором проведены исследования тонкой пространственной структуры метанольных мазеров на интерферометрах с большими базами.

Автором приведены аргументы в пользу модели протопланетного диска в глобуле 1С1396Ы и модели ледяных планет в районе ультракомпактной зоны \УЗ(ОН).

Апробация результатов.

Основные результаты диссертации докладывались и обсуждались на следующих семинарах, симпозиумах и конференциях:

- семинары по астрофизике и радиоастрономии Астрокосми-ческого Центра ФИАН;

- ежегодные отчетные конференции Астрокосмического Центра ФИАН;

- совещание рабочей группы "Физика межзвездной среды" (Москва, 1994 г.);

- семинары по астрофизике и радиоастрономии в обсерваториях: Джебес (Испания) 1989, Аресибо (США) 1992, Медон (Франция) 1993 и 1995, Онсала (Швеция) 1993, CSIRO (Австралия) 1997;

- международная конференция "Astrophysical masers" (Арлингтон, США, 1992);

- международный симпозиум MAC N170 "СО: twenty-five 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 1996);

- международный коллоквиум MAC N164 "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 на рубеже веков" {Пущино, Россия, 1999);

- международный симпозиум MAC N197 "Astrochemistry: from molecular clouds to planetary systems" (Согвипо, Корея, 1999).

Объем и структура диссертации.

Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения, списка литературы, таблиц и рисунков. Общий объем диссертации - 382 стр., включая 49 таблиц и 75 рисунков. Рисунки и таблицы приводятся в конце диссертации, нумерация общая. Список литературы содержит 230 наименований.

Краткое содержание диссертации.

Во введении приводятся необходимые исторические справки; постановка задачи сформулирована отдельно для каждой главы.

Главы I-V посвящены обзорам в известных и новых линиях метанола тех газо-пылевых комплексов, которые по совокупности критериев могут содержать области звездообразования.

В I и // главах представлены результаты исследования метанольных мазеров I класса, излучающих на частоте 44 ГГц в переходе 70-6,А+ и на частоте 95 ГГц в переходе 80~7|А+. Эти работы представляют собой обзор областей звездообразования в Галактической плоскости в северном и южном полушарии с целью поиска метанольных мазеров I класса на уровне потока 5-10 Ян на частоте 44 ГГц и на уровне потока 1-5 Ян на частоте 95 ГГц.

В Ш и JV главах представлены результаты поиска метанольных мазеров II класса на частотах 157 ГГц в серии переходов J0-J.|E и в линии 2рЗоА+, на 6.7 ГГц в переходе 50-6|А+, на 107 ГГц в переходе 3¡-40A+ и на 108 ГГц в переходе 0()-1-|Е. Наблюдения на частоте 107 ТТц представляют собой обзор областей звездообразования в Галактической плоскости в северной и южной полусфере на уровне потока 3-4 Ян.

В главе V представлены результаты поиска высокоширотных мазеров

ОН.

Глава VI посвящена многочастотным и интерферометрическим исследованиям некоторых отдельных областей звездообразования,

содержащих комплексы объектов, характеризующих дозвездную стадию развития молекулярного облака.

Глава I.

Мазерное излучение метанола на 44 ГГц в северном полушарии исследовалось наиболее полно в двух обзорах - Haschjck, Menten and Baan 1990 и Bachiller et al. 1990.

Первые наблюдения, выполненные нами на 14-м радиотелескопе Национального Радиоастрономического Центра в Испании, были проведены в линиях метанола 70-6iA+ на частоте 44 ГГц и 1о~00А+ на частоте 48 ГГц. Сопоставление наблюдений в этих двух линиях позволило разделить мазерную и тепловую компоненты излучения. Мазерные детали линии обнаружены в DR21(OH), W51M и SgrA-A; в направлении

OriKL и SgrB2 мазеры не обнаружены. Тепловое излучение наблюдалось в обеих линиях в направлении всех этих источников, что позволило определить плотность метанола на луче зрения. Получено, что содержание метанола (относительно Н2) в этих источниках составляет около 10"7.

Для установления положительной связи метанольных мазеров I класса с какими-либо астрофизическими объектами - в частности, с мазерами ОН и HiO, необходимо было увеличить объем исследуемого материала для проведения надежного статистического анализа. Поэтому мы предприняли поиск метанольных мазеров на частоте 44 ГГц в южном небе с помощью Паркского радиотелескопа (Австралия). Ранее в южной полусфере обзоры на этой частоте не предпринимались. Было исследовано около 250 позиций в направлении Галактических HII-зон, мазеров Н20 и метанольных мазеров II класса, излучающих на частоте 6.7 ГГц. Открыто 55 новых мазеров, среди них М8Е - второй по мощности среди всех известных мазеров на 44 ГГц (520 Ян). Большинство новых мазеров ассоциируется с мазерами Н20, ОН и метанольными мазерами II класса. Найдена сильная антикорреляция между интенсивностями мазеров I и II класса и их положениями на оси скоростей, которая заключается в том, что сильные мазеры I класса не сосуществуют с сильными мазерами II класса, а в случаях, если они наблюдаются вместе, их радиальные скорости различны. Высказано предположение, что антикорреляция может быть следствием того факта, что оба типа мазеров возникают в общих гнездах мазерной активности, но внешнее поле излучения действует различно на переходы I и II класса. Приводятся аргументы в пользу нового определения мазеров I и II класса, основанного только на типе перехода и не привязанного к типу астрономического объекта, с которым

ассоциируется мазер, как это предполагалось предыдущим определением (Batrla et al. ¡987; Menten 1991).

Глава И.

В этой главе представлены результаты обзора северного неба, выполненные на 20-м радиотелескопе в Онсале (Швеция) и результаты первого поиска метанольных мазеров на 95 ГГц в южной полусфере, который был осуществлен с помощью 22-м австралийского радиотелескопа в Мопре. Переход, подобный переходу 7o~6jA+, но с частотой 95 ГГц, возникает между уровнями 80 и 70А\ верхний из которых лежит на 18.5 К выше по энергии, чем уровень 70. Мазерное излучение в этой линии наблюдалось и исследовалось ранее (Ohishi et al. 1986, Nakano and Yoshida 1986, Plambeck and Wright 1988, Plambeck and Menten 1990, Menten 1991, Pratap and Menten 1993, Kalenskii et al. 1994) - с интегральным потоком, не меньшим, чем на частоте 44 ГГц. Поэтому нами были проведены обзоры на частоте 95 ГГц с тем, чтобы выяснить степень их распространенности и установить связь с мазерами на 44 ГГц.

В северном полушарии было исследовано 35 объектов, обнаружено 26 новых источников в линии излучения, из которых девять являются мазерами. Найдена корреляция между интегральными потоками на 95 и 44 ГГц.

В южном полушарии исследовались 154 области. В этом обзоре были обнаружены 85 источников излучения. 66 из которых — мазерные. Ранее найденная корреляция между интенсивностью метаиольного излучения на 44 ГГц и на 95 ГГц подтверждается на б'олыней выборке источников. Результаты моделирования интенсивностей с помощью метода большого градиента скорости подтверждают, что новые источники являются метанольными мазерами I класса, механизм накачки которых -столкновительный.

Глава HI.

На основании эмпирических правил были предсказаны и обнаружены мазерные линии на очень высокой частоте 157 ГГц. Наблюдения проводились в HP АО (США) на 12-м радиотелескопе на Китг Пике. Исследовались мазеры метанола как I, так и II класса. Мазерное излучение в серии Jo-J.iE и линии 21-30А+ было обнаружено в направлении четырех хорошо известных мазеров II класса: W3(OH), 345.01+1.79, W48 и СерА.

Скорости на луче зрения и профили линий на 157 ГТц подобны скоростям и профилям мазерных линий II класса на других частотах. Интенсивность мазерных линий возрастает с ростом J, в противоположность тепловым линиям, обнаруженным на этой частоте в направлении тех же источнииков немного на других скоростях. Высказано предположение, что новые мазерные линии относятся ко II классу, но возбуждаются при более высокой температуре излучения, чем мазеры II класса, излучающие на более низких частотах 6.7 ГТц и 12 ГТц. Мазеры на 157 ГГц могут быть связаны с молекулярными потоками или кометообразными ударными волнами от ультракомпактных HII зон, на что указывает смещение их радиальной скорости по отношению к скорости родительского молекулярного облака.

Поиск метанольных мазеров II класса на частоте 6.7 ГТц был проведен в северном полушарии на 32-м радиотелескопе в Медичине. Исследовалось 429 позиций в направлении источников IRAS, биполярных потоков и ультракомпактных HII-зон. Обнаружены 42 мазера, 20 из которых новые и ранее никем не наблюдались. Сравнение спектров, полученных в Медичине, со спектрами из предыдущих обзоров на частоте 6.7 ГГц выявило переменность нескольких объектов. Наши результаты показали, что обнаружение мазеров на 6.7 ГГц в направлении внутренней области Галактики более вероятно, чем в других направлениях. В нашем обзоре получено подтверждение, что большинство метанольных мазеров связаны с ультракомпактными областями НИ. Метанольные мазеры на частоте 6.7 ГГц имеют значительную дисперсию скоростей.

Глава IV.

Новая метанольная мазерная линия на 107 ГТц была предсказана согласно эмпирическим правилам и обнаружена в обзоре на 20-м радиотелескопе обсерватории Онсала (Швеция). Линия была открыта в направлении галактических источников, большинство из которых является хорошо известными метанольными мазерами II класса. Исследовался 51 объект, открыто 5 мазеров и 13 тепловых источников. Обнаружение этой новой мазерной линии подтвердило гипотезу о том, что инверсия населенности уровней возникает благодаря перенаселенности уровней одних каскадов по отношению к уровням других каскадов.

Второй обзор на 107 ГГц был выполнен в южном полушарии на 22-м радиотелескопе обсерватории Мопра (Австралия). В переходе 3 i-40A+ на ! 07 ГГц открыто 16 источников метанольного излучения из 79 исследованных, 7 из них имеют признаки метанольной мазерной эмиссии

II класса. Одновременно проводились наблюдения в переходе 0о-1.|Е на 108 ГГц было обнаружено также 16 источников метанольного излучения из 41 исследованного, из них мазерные характеристики имеет только один. Это первый мазер, обнаруженный на 108 ГГц. Результаты расчетов статистического равновесия методом большого градиента скорости подтверждают, что открытые мазеры являются мазерами II класса.

Глава V.

В главах 1 -1V представлены результаты обзоров неба в линиях метанола. Спектральные исследования на одиночных антеннах позволяют получить интенсивности мазерных линий и установить смещения по скоростям спектральных деталей, принадлежащих разным мазерным конденсациям, относительно спокойного газа в родительском молекулярном облаке.

На самом деле, оценки интенсивностей мазерных линий, полученные из таких наблюдений, могут оказаться довольно грубыми, если мазерные источники имеют очень маленькие размеры и наблюдаемая линия в действительности является блендой множества линий, принадлежащих источникам, не совпадающим в пространстве, но не сильно отличающихся по скоростям. Поэтому требуется более тщательное исследование на интерферометрах с большим пространственным разрешением как размеров мазеров, так и их взаимного расположения.

Но исследования на интерферометре можно проводить, к сожалению, далеко не для всякого источника. Кроме того, что интенсивность исследуемого сигнала должна быть достаточно высокой, необходимо учитывать тот факт, что межзвездная плазма в галактической плоскости, где находится большинство мазеров, рассеивает излучение и искажает форму мазерных пятен. Поэтому в выборку источников, подготовленных для исследования на интерферометрах, следует включать источники, в наименьшей степени подверженные эффекту рассеяния. Эти рассуждения в равной мере относятся как к мазерам ОН и низкочастотным мазерам метанола, таким, как мазеры II класса, излучаюшие на 6.7 ГГц так и - в меньшей степени - к мазерам Н20.

В V главе мы представили результаты подготовки выборки нерассеянных источников для исследований на интерферометрах с большим разрешением.

Мы начали эту работу с мазеров ОН, поскольку они тесно связаны с метанольными мазерами II класса, которые в деталях повторяют пространственное распределение мазеров ОН. Наблюдения излучения ОН

в главной линии проводились, в основном, в направлении компактных IRAS источников, по критерию цветов являющихся ультракомпактными НИ зонами и расположенных высоко над плоскостью Галактики (|Ь|>2°) без значительных ограничений по потоку на 60 мкм и на 100 мкм, но меньше 1000 Ян, которые были исследованы ранее. В выборке из 245 исследованных объектов найдено 25 уверенных мазеров и 11 кандидатов в мазеры. Значительная часть IRAS-источников в этом обзоре обнаружена в виде тепловых источников ОН, возможно, связанных с ближайшими пылевыми облаками.

Основные выводы в этой работе заключаются в следующем. Оказалось, что поток в линиях ОН зависит от потока в инфракрасном диапазоне, и наши мазеры значительно слабее тех 17, которые имеют инфракрасный поток больше 1000 Ян, поэтому для интерферометрии придется выбирать источники более яркие, но, возможно, более рассеяные.

Степень рассеяния излучения ОН для каждого источника, который принят для интерферометрического исследования, следует оценивать индивидуально.

Глава VI.

В этой главе представлены результаты многочастотных исследований отдельных областей звездообразования в широком диапазоне частот и картографирования мазеров метанола, ОН и Н20 на интерферометрах с большими базами для измерения и сравнения их размеров и определения взамного расположения.

По результатам проведенных обзоров мы выделили несколько областей звездообразования, которые имеют специфические особенности.

М8Е.

Исследование фрагмента большого газо-пылевого комплекса М8, ассоциирующегося с ярким инфракрасным источником M8-IR, ультракомпактной зоной НИ, мазером ОН и двумя молекулярными потоками проводилось в линиях метанола I и II класса на частотах 36, 44, 95, 107, 108, 133,157,165, 229 и 230 ГГц.

Открыт метанольный мазер I класса на 44 ГГц, который является вторым по яркости среди сотни известных на этой частоте. Пространственная структура мазера исследована на VLA (США), координаты мазера ОН определены на интерферометре в Наррабрай (Австралия). Показано, что мазер I класса расположен между инфракрасным и радиоисточником и ассоциируется, возможно, с фронтом биполярного потока в зоне его

взаимодействия с плотным молекулярным газом, но при этом не вовлечен в движение биполярного потока. Метанольный мазер имеет вид цепочки ярких пятен.

В этом источнике, возможно, открыт уникальный мазер II класса, который наблюдается только на частоте 108 ГГц и не наблюдается на частоте 6.7 ГГц. Из этого факта сделан вывод, что мощности источника накачки не хватает для возбуждения более высокого верхнего уровня перехода на 6.7 ГГц. Метанольный мазер II класса, вероятнее всего, не связан с мазером I класса. Можно предположить, что он тяготеет к мазеру ОН, а накачку его обеспечивает инфракрасный источник M8-IR.

Высказано предположение, что метанольный мазер I класса, который не проявляет себя ни в чем, кроме метанольных линий - объект более молодой, чем метанольный мазер II класса, а наблюдающийся в окрестности М8Е радиоисточник, возможно, является источником фона и физически не связан с М8Е.

Показано, что отношение интенсивностей наблюдавшихся в спектре этого источника метанольных линий хорошо описывается столкновительной моделью с параметрами Пснзон=0-03 см"3, пИ2=ЗхЮ5 см"3 и Тк=50 К для случая однородной сферической области с большим градиентом скоростей.

W33Met.

Многочастотные наблюдения источника \V33Met в различных переходах метанола показали, что в нем сосуществуют четыре вида метанольного излучения - классический мазер I класса с сильным коэффициентом усиления и узкими спектральными деталями, квази-мазер I класса с небольшим коэффициентом усиления и малым сужением линий, источник излучения тепловых линий II класса и очень слабый мазер II класса. Эволюционный статус этих объектов различен: узкие и яркие мазерные линии I класса, вероятно, принадлежат очень молодой конденсации -возможно, самой молодой протозвезде из всех наблюдающихся, в то время как тепловые линии, квази-мазер I класса и слабый мазер II класса распределены, вероятно, вокруг более старых протозвезд. Оценки физических параметров, основанные на наблюдениях линий в мазерных конденсациях, показали, что мазеры I класса формируются в уникальном молекулярном ядре - очень горячем и очень плотном: Тк~100 К, п=6х107см"3, а тепловые линии формируются в условиях, достаточно типичных для равновесных линий - в плотной (п=2х107см"3), но холодной (Тк=24 К) среде.

* L379IRS3, G14.33-0.64 GGD27.

В обзорах на 44 ГГц нами были открыты метанольные мазеры I класса G14.33-0.64, L379IRS3 и GGD27. На VLA получены карты этих мазеров на 44 ГГц с разрешением 0".1; исследована их структура. В этой же работе были картографированы мазеры в М8Е и W33Met, результаты представлены выше. Типичная картина строения этих мазеров - цепочка ярких пятен, выстроенных вдоль дугообразных кривых длиной несколько тысяч астрономических единиц. Сами пятна не разрешаются и имеют размер меньше нескольких сотен астрономических единиц. В некоторых источниках присутствует несколько групп мазерных пятен с рассоянием между группами несколько десятых долей парсека. Метанольные мазерные пятна не имеют соответствия в мазерных линиях ОН или Н20 и не совпадают с источниками радиоконтинуума или с инфракрасными источниками. В то же время метанольные мазеры I класса связаны с молекулярными потоками. Наши результаты поддерживают гипотезу о том, что эти метанольные мазеры возникают в зоне взаимодействия молекулярных потоков между собой или с окружающей средой. Исходя из того, что яркостная температура этих мазеров очень высока - более 108 К - можно сделать вывод о том, что мазерные конденсации должны иметь повышенное обилие метанола в результате испарения метанола с поверхности пылинок. Масса мазерных конденсаций не более 4xlO'sM© и соответствует массам планет.

345.01+1.79.

Исследования источника 345.01+1.79 проводились в линиях метанола I и II класса на частотах 44, 95, 107, 108, 133, 157, 165, и 229 ГГц. Это уникальный источник: он единственный, в котором уверенно найден мазер на 108 ГГц, и один из немногих, в которых найден мазер на 157 ГГц. Определено пространственное распределение конденсаций, в которых формируются мазерные и тепловые линии. В области имеется молекулярное облако, в котором сосредоточены два центра активности метанола - южный и северный с угловым расстоянием между ними 20". Показано, что все сильные мазерные линии II класса формируются в южном пятне в интервале скоростей между -24 и -14 км/с. Тепловые линии в переходах II класса сосредоточены в интервале скоростей от -14 км/с до -11 км/с, который ближе к скорости родительского молекулярного облака и северного центра слабого мазерного излучения II класса. Мазеры I класса, хотя и не имеют пекулярную скорость южного пятна, пространственно тяготеют к нему. Этот факт, однако, не означает,

что мазеры I и II класса физически связаны между собой: расстояние до 345.01 + 1.79 составляет 3 кпк, при этом угловому расстоянию 5" (точность, с которой можно гарантировать совпадение координат мазеров I и II класса) соответствует линейное расстояние 15000 а.е., и это вполне могут оказаться совершенно различные объекты. Поэтому в перспективе следует провести еще более точные измерения координат мазеров ОН, Н20 и метанола на интерферометрах со сверхдлинными базами для определения их относительного положения, а также провести картографирование каждого мазера, чтобы рассмотреть его внутреннюю структуру. Такие исследования позволят, с одной стороны, сделать выводы об условиях накачки мазеров - например, имеют ли они один и тот же источник возбуждения, что возможно в случае частичного или полного совпадения координат, измеренных с высокой точностью, с другой стороны -определить эволюционный статус каждого мазера в данном комплексе звездообразования и всего комплекса в целом.

П'З(ОН).

На интерферометре В1МА (США) в А-конфигурации на частоте 107 ГГц в линии метанола 3|-40А+ была получена карта источника \¥3(ОН) (молодая массивная О-звезда с ультракомпактной зоной НИ) с разрешением 0".4. Удалось различить, по крайней мере, 9 мазерных пятен. Наиболее сильные мазерные детали оказались неразрешенными с диаграммой интерферометра В1МА-А, т.е. их размер меньше 0".15, что соответствует нижней границе яркостной температуры 5x103К. Метанольные мазеры на 107 ГГц являются мазерами II класса; скорость и пространственное распределение этих мазеров подобны скоростям и пространственным распределениям других метанольных мазеров II класса и мазеров ОН в \УЗ(ОН). Относительные интенсивности мазеров, излучающих на 107 ГГц и на 6.7 ГГц, согласуются с моделью насыщенного мазера.

Предложена модель планетарного диска, согласно которой метанольные и ОН-мазеры вращаются вокруг О-звезды за пределами Н11-зоны. Мазеры возникают в газовых оболочках, которые образуются в результате сублимации льда с поверхности твердых холодных планетоподобных тел.

1С!396М.

Мазер Н20, связанный с молодым звездным объектом в глобуле 1С1396К в которой нами был открыт метанольный мазер I класса на 44 ГГц, картографирован на УЬВА в период наиболее высокой стадии активности

в июне 1996 года. Спектр мазера Н20 состоит из плотной группы сильных деталей, имеющих скорость примерно такую же, как скорость самой глобулы, и двух деталей со скоростями, сильно отличающимися от скорости глобулы: одна деталь смещена в красную сторону (скорость 9.3 км/с), другая - в голубую (скорость -14.1 км/с).

На карте деталей со скоростями такими же, как у глобулы, видна цепочка, по крайней мере, из восьми неразрешенных мазерных пятен, расположенных очень близко к прямой линии, и их радиальная скорость изменяется линейно с изменением расстояния вдоль этой прямой. Эта карта может быть смоделирована кепплеровским диском с углом наклонения в пределах от 30° до 90°, в центре которого находится молодой звездный объект с массой около 4Мо. Предполагается, что диск представляет собой резервуар материи и углового момента в процессе формирования центральной звезды. Этот диск может дать начало формированию планетной системы. Мазерное излучение в диске возбуждается ударной волной, идущей от центральной звезды. Высокоскоростные детали ускоряются молекулярным потоком. В дальнейшем предполагается проверить эту модель измерениями собственного движения и вариаций радиальной скорости мазерных пятен.

В заключении в расширенной форме представлены основные результаты, полученные в диссертации, и сформулированы наиболее перспективные задачи для будущих работ.

Публикации по теме диссертации.

1. Вальтц И.Е., Коломер Ф., Шанин Г.И., Гомез-Гонзалез X., Бачиллер Р.

1991, Астрон.Ж., 68,456.

"Наблюдения межзвездного метанола на 14-м радиотелескопе обсерватории в Джебесе".

2. Каленский С.В., Бачиллер Р., Берулис И.И., Вальтц И.Е., Гомез-Гонзалез X., Мартин-Пинтадо X., Родригез-Франко А., Слыш В.И.

1992, Астрон. Ж., 69,1002.

"Поиски метанольных мазеров на 44 ГГц".

3. Kalenskii S.V., Berulis 1.1., Val'tts I.E., Slysh V.I., Bachiller R„ Gomez-Gonzalez J., Martin-Pintado J., Rodrigez-Franco A.

Proc. of the conference "Astrophysical masers" held in Arlington, Virginia, USA, 9-11 March, 1992, eds. Clegg A.W. and Nedoluha G.E., Springer-Verlag. 1992, "Lecture notes in physics" 412, p. 191.

"A study of methanol masers at 36 and 44 GHz and 48 GHz thermal emission around them". _ _ -

4. Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E.

1993, Astrophys. J., 413, L33.

"The detection of a new methanol maser transition at 9.9 GHz".

5. Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E.

1994, Mon. Not. R. Astr. Soc., 268, 464.

"The Parkes survey of methanol masers at 44.07 GHz".

6. Slysh V.I., Dzura A.M., Val'tts I.E., Gerard E.

1994, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 106, 87.

"A search for OH emission from IRAS sources at high galactic latitude".

7. Вальтц И.Е., Дзюра A.M., Каленский C.B., Слыш В.И., Бус P., Виннберг А.

1995, Астрон.Ж., 72,22.

"Обзор метанольных мазеров на 95 ГТц".

8. Val'tts I.E., Dzura A.M., Kalenskii S.V., Slysh V.I., Booth R„ Winnberg A.

1995, Astron. and Astrophys., 294, 825. "The discovery of methanol masers at 107 GHz".

9. Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E. 1995, Astrophys. J., 442, 668.

"Detection of a series of methanol maser lines at 1.9 mm".

10. Вальтц И.Е., Дзюра A.M., Каленский C.B., Слыш В.И., Бус P.M., Виннберг А.

XXVI Радиоастрономическая конференция, 18-22 сентября 1995 г., Санкт-

Петербург, Россия,

Тезисы докладов, стр. 65.

"Открытие метанольных мазеров на 107 ГГц".

! 1. Slysh V.L, Kalenskii S.V., Val'tts I.E.

IAU Symposium N170: "CO: twenty-five years of millimeter-wave

spectroscopy", 29 May - 2 June 1995, Tucson, Arizona, USA,

Program and Abstracts book, p.92.

"The discovery of methanol maser line at 1.9 mm".

12. Val'tts I.E., Dzura A.M., Kalenskii S.V., Slysh V.I.

IAU Symposium N170: "CO: twenty-five years of millimeter-wave

spectroscopy", 29 May - 2 June 1995, Tucson, Arizona, USA,

Program and Abstracts book, p.98.

"The discovery of methanol masers at 107 GHz".

13. Val'tts I.E., Larionov G.M.

IAU Symposium N178: "Molecules in astrophysics: probes and processes", 1-5 July 1996, Leiden, Netherlands, Abstract book, p. 106.

"CS J=2-l Survey of Methanol Maser and Bipolar Outflows in the Northern Sky".

14. Slysh V.I., Dzura A.M., Val'tts I.E., Gerard E. 1997, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 124, 85. "Further search for OH emission from IRAS sources".

15. Slysh, V.I., Kalenskii, S.V., Val'tts, I.E., Golubev, V.V.

1997, Astrophys. J., 478, L37.

"Detection of a new methanol maser line with the Kitt Peak 12 meter telescope by remote observing from Moscow".

16. Slysh V.I., Val'tts I.E., Kalenskii S.V., Voronkov M.A., Palagi F., Tofani G., Catarzi M.

1998, Arcetri astrophysics preprint № 25/98.

"The Medicina survey of methanol masers at 6.7 GHz".

17. Val'tts I.E., Slysh V.I., Hirabayashi H., Fomalont E., Migenes V., Inoue M. "Proc. of the IAU Colloquium N164 on radio emission from galactic and extragalactic compact sources", held in Socorro, New Mexico, USA, 21-26 April 1997, Zensus J.A., Taylor G.B., Wrobel J.M. (eds.),

1998, ASPC Series, 144,365.

"Disk structure of the H20 maser IC1396N".

18. Slysh, V.I., Val'tts, I.E., Kalenskii, S.V., Larionov, G.M., Mundy, L.G. "Proc. of the IAU Colloquium N164 on radio emission from galactic and extragalactic compact sources", held in Socorro, New Mexico, USA, 21-26 April 1997, Zensus J.A., Taylor G.B., Wrobel J.M. (eds.),

1998, ASPC Series, 144, 379.

"0".4 resolution BIMA array maps of the 107 GHz methanol masers in W3(OH)".

19. Вальтц И.Е.

1998, Письма в Астрон. Ж., 24,910. "Необычный метанольный мазер 345.01+1.79".

20. Vartts I.E.

Conference "Protostars and planets IV",

1998, July 6-11, Santa Barbara, California, USA Program and Abstracts Notebook, p. 14. "Protoplanetary disk in the H20 maser IC1396N".

21. Вальтц И.Е.

1999, Астрой. Ж., 76, 178.

"Горячий метанольный мазер 1 класса W33Met".

22. Migenes V., Horiuchi S„ Slysh V.I., Val'tts I.E., Golubev V.V., Edwards P., Fomalont E.B., Okayasu R., Diamond P.J.,

Umemoto Т., Shibata K.M., Inoue M.

1999, Nobeyama Radio Observatory Report N 495.

"The VSOP pre-launch H20 maser survey I: VLBA observations".

23. Вальтц И.Е.

1999, Астрон. Ж., 76, 189.

"Природа М8Е - одного из самых сильных метанольных мазеров I класса".

24. Слыш В.И., Вальтц И.Е., Каленский С.В., Ларионов Г.М. 1999, Астрон. Ж., 76, 751.

"Метанольные мазеры класса II - планеты вокруг О-звезды".

25. Слыш В.И., Вальтц И.Е., Каленский С.В., Голубев В.В. 1999. Астрон. Ж., 76, 892.

"Тонкая пространственная структура метанольных мазеров".

26. Val'tts I.E., Ellingsen S.P., Slysh V.I., Kalenskii S.V., Otrupcek R., Voronkov M.A.

1999, Mon. Not. R. Astr. Soc., 310, 1077.

"Detection of new sources of methanol emission at 107 and 108 GHz with the Mopra telescope".

27. Вальтц И.Е., Эллингсен С.П., Слыш В.И., Каленский С.В., Отрупчек Р., Воронков М.А.

1999, Препринт ФИАН N 44.

"Обзор южной части неба на 107 и 108 ГГц на радиотелескопе в Мопре и

обнаружение новых источников метанольного излучения".

28. Slysh V.I., Val'tts I.E., Migenes V., Fomalont E., Inoue M., Umemoto Т., Furuya R.

1999, Astrophys. J., 526,236.

"Protoplanetary disk and/or bipolar outflow traced by H2O maser in the globule IC1396N".

29. Val'tts I.E.

IAU Colloquium 197: "Astrochemistry: from molecular clouds to planetary

systems", 23-27 August 1999, Sogwipo, Cheju Island, Korea,

Program and Abstracts Notebook, p. 201.

"Methanol maser in the bipolar outflow of the YSO M8E".

30. Migenes V., Horiuchi S., Slysh V.I., Val'tts I.E., Golubev V.V., Fomalont E.B., Edwards P., Diamond P.J., Inoue M.

1999, Astrophys. J. Suppl. Ser., 123,487. "The VSOP pre-Iaunch H20 maser survey".

31. Slysh V.I., Val'tts I.E., Kalenskii S.V., Voronkov M.A., Palagi F., Tofani G., Catarzi M.

1999, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 134,115. "The Medicina survey of methanol masers at,6.7 GHz".

32. Slysh V.I., Val'tts I.E., Migenes V., Fomalont E„ Inoue M., Umemoto Т., Furuya R.

AAS Meeting N194, June 1999, Special Session "High angular resolution science with NRAO VLBA".

1999, BAAS 194.5010.

"Protoplanetary disk and/or bipolar outflow traced by H20 maser".

33. Вальтц HE.

Всероссийская конференция "Астрофизика на рубеже веков", Пущино, 1722 мая 1999 г.,

2000, Труды конференции, стр. 235.

"Природа М8Е - одного из самых сильных метанольных мазеров I класса".

34. Вальтц И.Е., Эллингсен С.П., Слыш В.И., Каленский С.В., Отрупчек Р., Ларионов Г.М.

1999, Препринт ФИАН N 45.

"Обзор южной части неба на 95 ГГц на радиотелескопе в Мопре и обнаружение новых источников метанольного излучения".

А также:

Val'tts I.E., Ellingsen S.P., Slysh V.l., Kalenskii S.V., Otrupcek R., Larionov G.M.

2000, Mon. Not. R. Astr. Soc., in press.

"Detection of new sources of methanol emission at 95 GHz with the Mopra

telescope".

Цитированная литература.

Bachiller R., Menten K.M., Gomez-Gonzalez J., Barcia A., 1990, Astron. and Astrophys., 240,116.

В atria W., Matthews H.E., Menten K.M., Walmsley C.M.,

1987, Nature 326,49.

Haschick A.D., Menten K.M., Baan W.A., 1990, Astrophys. J. 354, 556.

Kalenskii S.V., Liljestrom Т., Val'tts I.E., Vasil'kov V.l. et al., 1994, Astron. and Astrophys. Suppl., 103, 129.

Lees R.M.,

1973, Astrophys. J. 184, 763.

Menten K.M., Walmsley C.M., Henkel С., Wilson T.C., 1986, Astron. and Astrophys. 157,318.

Menten K.M., 1991, in Proc. of the Conf. "Skylines", eds. Haschick A.D., Ho P.T.P.,

Astronomical Society of the Pacific Conference Series 16, 119.

Nakano M., Yoshida S.,

1986, Publ. Astron Soc. Japan. 38, 531.

Ohishi M., Kaifu N., Suzuki H., Morimoto M., 1986, Astrophys. J. Suppi. Ser. 118,405.

Plambeck R.L., Wright M.C.H.,

1988, Astrophys. J. 330, L61.

/

Plambeck R.L., Menten K.M., 1990, Astrophys. J. 364, 555.

Pratap P., Menten K.M.,

1993, Proc. of the Conf. "Astrophysical Masers", eds. Clegg A.W., Nedoluha G.E., Lecture Notes in Physics 412,211.

Подписано в печать 14 марта 2000 г. Заказ №38. -Тираж 60 экз. П.л. 1,8.

Отпечатано в РИИС ФИАН. Москва, В-333, Ленинский проспект, 53

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА I.

Поиск метанольных мазеров I класса на 20 частоте 44 ГГи.

Постановка задачи.

Исследование сильных мазеров.

Наблюдения на 14-м радиотелескопе испанс- 20 кого национального радиоастрономического центра.

Результаты и комментарии к отдельным ис- 22 точникам.

Плотность метанола на луче зрения и его обилие.

Второй цикл наблюдений на том же радио- 27 телескопе.

Обзор областей звездообразования в южном полушарии.

Наблюдения на 64-м радиотелескопе в Парк- 29 се.

Описание выборки источников.

Исследование природы областей звездообразования п их эволюции -от стадии молекулярных облаков до звезд - одно из наиболее популярных и 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 пылп, создавая тем самым условия для накопления различного вида молекул - как самых простых, так п более сложных - в плотных газо-пылевых оболочках и коконах нейтрального молекулярного газа, соприкасающегося с фронтом HII 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 и дальнем инфракрасном диапазоне пли в радподпапазоне 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, ЩО 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 стадии диффузного межзвездного газа до появления протозвездных и молодых звездных объектов.

Наличие мазеров - общая характеристика всех областей звездообразования, но в различных областях мазерная активность выглядит совершенно по-разному, что является отражением разнообразия физических условий, 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 Н20. Большая часть усилий была направлена на изучение мазеров в сантиметровом диапазоне длин волн, и теперь имеется относительно ясное представление о расположении гидрокспль-ных (ОН), и водяных (Н20) мазеров в околозвездных оболочках п менее детальное в областях звездообразования. С другой стороны, большое количество теоретических работ продвинуло понимание механизмов накачки таких мазеров.

В настоящее время метанол (СН3ОН) - наряду с радикалом ОН и молекулой водяного пара - является наиболее изучаемой пз 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 пз более простых. Эта молекула очень обильна - она вторая по распространенности после Н2О в межзвездных пылинках. В природе реализуется две специи метанола - А п 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 п Е можно 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, пз которых открыто более 20 переходов в сантиметровом и миллиметровом диапазонах длин волн.

Метанол в космосе впервые был обнаружен Боллом и др. (Ball of al.

1970) в направлении на центр Галактики (переход liA~ — liA+, 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 ГГц в направлении туманности Клеймана-Лоу. Позднее по наблюдениям именно этих линий было доказано, что они имеют мазерную природу: a) Хиллз и др. (Hills et al. 1978) с помощью наблюдений на 100-м радиотелескопе в Эффельсберге с высоким пространственным п спектральным разрешением показали, что линии очень узкие (не более 0.3G 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 линий, что является классическим симптомом нетепловой, т.е. мазерной природы излучения; c) с помощью интерферометрпческпх наблюдений Мацакис и др. (Matsakis et al. 1980) показали, что размеры конденсаций малы и яр-костная температура в отдельных мазерных пятнах достигает 108 К.

Моримото и др. (Morimoto et al. 1985) обнаружили узкие (AV<1.5 км/с) линии на фоне более широких компонентов в переходах — ЗоЕ (36 ГГц) и 7о — 6iA+ (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. 198G), 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), Бачпллер и др. (Bacliiller et al. 1990), Форстер и др. (Forster et al. 1990), Берулпс 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 переходе 5i — 6оЛ+ на частоте 6.7 ГГц, они впервые наблюдались Ментеном (1991а). Потоки от этих мазеров зачастую больше, чем потоки мазеров ОН в тех лее источниках. Очень сильные линии наблюдались также в переходе 20 — 2>-\Е 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 п другими объектами областей звездообразования. Их удается разделить на два класса - I и II, (Batrla et al. 1987, Menten 1991b) - на первый взгляд, по тшту соотношения с другими объектами дозвездной 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 и 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 and Wliiteoak 1992). Первый механизм накачки реализуется в горячих конденсациях (Т\{п « 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 (105-106 см-3), которые находятся 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 А и Е-метаноле. В источниках I класса инвертированы уровнн каскада К=0 по сравнению с уровнями каскада К=1 в А-метаноле, а также уровни каскада К=—1 по сравнению с каскадом К=0, К=—1 по сравнению с каскадом К=—2, К=2 по сравнению с каскадом К=1 в Е-метаноле.

В источниках II класса инвертированы уровни каскада К=1 в А-метаноле 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 наблюдении метанольных мазеров Внлсоном и др. (Wilson et al. 1985, 1993).

Таким образом, мазерное излучение I класса возникает в переходах, например, 70 - 6^+ (44 ГГц), 80 - 7гА+ (95 ГГц), 4i - 30Е (36 ГГц), J2 — J\E (25 ГГц). Мазерное излучение II класса возникает, например, в переходах 50 - 6^+ (6.7 ГГц), 20 - 3iЕ (12.2 ГГц).

Не-мазерные, или тепловые линии излучения 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 п тех же объектов на одних и тех же координатах в пределах диаграмм телескопов, при этом оставалось непонятным, исходят лп эти линии от одних и тех лее сгустков вещества в разных фазах эволюции, пли эти сгустки находятся в разных 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 Н20, 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 линии, п продолжить исследование уже открытых мазерных переходов, наблюдая новые источники.

Главная цель работы - исследование объектов, излучающих ма-зерные лпнпп ОН. С'Н3ОН и Н20 для объяснения природы мазерных источников, их эволюционного статуса и взаимоотношения с другими объектами области звездообразования - имеет несколько аспектов, а именно:

- определение интенсивности, спектральной структуры и ширины наблюдаемых мазерных деталей;

- определение встречаемости мазеров разных классов в пределах одной области звездообразования и распространенности в Галактике в целом;

- определение пространственной структуры мазерных деталей, расположения мазеров относительно границ изучаемой области, положения относительно компактных инфракрасных п радпопсточнпков, положения относительно друг друга;

- поиск возможной связи между метанольнымп мазерами и другими объектами, типичными для областей звездообразования в разных фазах эволюции, т.е. пекулярными объектами типа глобул, объектами Хербпга-Харо, мощными источниками инфракрасного излучения, ультракомпакт-нымп HII-зонамп. интенсивными выбросами вещества в виде молекулярных потоков, излучающими либо отражающими туманностями, а также источниками мазерного излучения ОН п Н20;

- определение эволюционного статуса межзвездных конденсаций, в которых формируются мазеры;

- определение физических условии в мазерных конденсациях.

Для достижения этих целей было выполнено следующее:

- проведен ряд обширных обзоров областей звездообразования в известных метанольных мазерных линиях для открытия новых мазеров и увеличения статистического материала;

- проведен ряд обширных обзоров в наименее исследованном миллиметровом диапазоне длин волн для открытия новых метанольных мазерных линий;

- проведены многочастотные наблюдения отдельных областей звездообразования в широком диапазоне частот:

- проведен обширный обзор в линиях ОН высокошпротных газо- пылевых комплексов с целью поиска мазеров ОН, излучение которых не рассеивается в межзвездной плазме, а размеры п структура не искажаются;

- проведено картографирование мазеров метанола, ОН и Н20 на интерферометрах с большими базами для измерения и сравнения их размеров п определения взаимного расположения;

- исследование тонкой пространственной структуры мазерных конденсаций, излучающих в линиях метанола. ОН п Н20.

Исследование метанольных мазеров I класса проведено на двух частотах - 44 ГГц и 95 ГГц как в северном, так и в южном полушарии.

Мазеры II класса исследовались нами на частоте G.7 ГГц в переходе 5о — 6ь4+. Кроме того, были предсказаны и обнаружены мазерные линии в переходе 3i — 40А+ на частоте 107 ГГц (обзоры выполнены в северном и южном полушарии), в переходе 0о — на частоте 108 ГГц, а также в серии переходов Jo — J-\E п линии 2i — 30Л+ на частоте 157 ГГц.

С целью подготовки программы определения истинных угловых размеров областей мазерноп активности с помощью 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 п рисунки приводятся в конце диссертации, нумерация общая. Список литературы содержит 233 наименования. Таблицы, в которых приведены списки источников с отрицательными результатами наблюдений, а также рпс. 37 не представлены в тексте ввид}^ большого объема диссертации, хотя им присвоена общая порядковая нумерация (но не прпсв9ена постраничная нумерация). С этими таблицами и с рпс. 37 можно ознакомиться в соответствующих публикациях или - в электронной форме - в Internet, по адресу

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 лее, сколько было открыто в обзорах северного полушария.

2. Большинство новых источников ассоциируется с ОН и/илп Н20 мазерами п с метанольными мазерами на G.7 ГГц.

3. Получено доказательство антп-корреляцпп между потоками на 44 ГГц и G.7 ГГц, которая указывает на то. что оба типа мазеров возникают в одном и том же объеме, несмотря на принадлежность этих двух переходов метанола к разным классам.

4. Таким образом, определение I п II класса метанольных мазеров должно быть модифицировано, поскольку наибольшее различие кроется в различных типах переходов, а не в различных типах ассоциации с астрономическими объектами.

ГЛАВА II

ПОИСК МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ I КЛАССА

НА ЧАСТОТЕ 95 ГГц

II. 1. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ

Переход 80 - 795 ГГц аналогичен переход)7 ^ — 6^+ (44 ГГц) (см. рис. В). Верхний энергетический уровень (8о) 95 ГГц-перехода лежит на 18.5 К выше, чем верхний уровень (70) 44 ГГц-перехода. Простые рассуждения показывают, что в этом переходе можно ожидать мазерное излучение, но существуют также строгие расчеты (Cragg et al. 1992), подтверждающие такой вывод. Впервые этот мазер наблюдали Охпшп и др. (Ohishi et al. 1986) в источнике Ori-KL и Накано п Иошпда (Nakano and Yoshida 1986) - в источнике S235. Пламбск и Райт (Plambeck and Wright 1988) п Пламбек и Ментен (Plambeck and Menten 1990) провели интерферометрические наблюдения мазеров метанола на частоте 95 ГГц в источниках Ori-KL и DR-21 и определили, что излучение имеет яр-костную температуру больше 5000 К. Ментен (Menten 19911)) и Пра-тап и Ментен (Pratap and Menten 1993) исследовали источники ОМС-2, NGC 2264, W51 и W33 на этой частоте. Каленскпй п др. (Kalenskii et, al. 1994) провели небольшой обзор мазеров, излучающих в лпнпп 44 ГГц, на частоте 95 ГГц с помощью 14-м радиотелескопа в Метсаховп (Финляндия). Было найдено, что в этой лпнпп излучают практически все наблюдавшиеся на 44 ГГц мазеры с интегральным потоком не меньшим, чем на частоте 44 ГГц. Таким образом, были получены данные, что даже на такой высокой частоте, как 95 ГГц, метанольные мазеры так же распространены и интенсивны, как п на 44 ГГц. Поэтому мы решили провести обзор большого числа областей звездообразования, на 95 ГГц как в северном, так п в южном полушарии, чтобы проверить предположение о широкой распространенности этих мазеров. В этой главе представлены результаты обзора северного неба, выполненные на 20-м радиотелескопе в Онсале (Швеция) (Вальтц и др. 1995а) п результаты первого поиска метанольных мазеров на 95 ГГц в южной полусфере, который был осуществлен с помощью 22-м австралийского радиотелескопа в Мопре (Вальтц и др. 1999с, Val'tts et al. 2000) . Эти работы завершают полный обзор неба с целью поиска метанольных мазеров I класса на двух частотах -95 и 44 ГГц.

II.2. ОБЗОР ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В СЕВЕРНОМ ПОЛУШАРИИ

II.2.1. Наблюдения на 20-м радиотелескопе обсерватории в Онсале

Наблюдения в северном полушарии на частоте 95.169489 ГГц (De Lucia et al. 1989) проводились в период с 14 по 21 мая 1993 г. на 20-м радиотелескопе в Онсале (Швеция). На этой частоте коэффициент использования апертуры был равен 47.5%, что соответствовало 18.5 Ян на 1 К скорректированной антенной температуры. Эффективность главного лепестка телескопа составляла 55%. Ширина диаграммы направленности 39", ошибка наведения не более 3" по азимуту и углу места. В приемнике использовался смеситель на SIS-элементе разработки Института Радиотехники и Электроники РАН (Sliitov et al. 1991), шумовая температура приемника 150 К, шумовая температура системы во время наблюдений менялясь от 300 К и выше в зависимости от угла места и погодных условий; типичное значение шумовой температуры системы было 600-800 К. Наблюдения проводились в режиме ON-ON с диаграммной модуляцией; разносение диаграмм составляло 11' по азимуту. В качестве спектрометра использовался 256-канальный фильтровой анализатор с полосой анализа 64 МГц и с разрешением по лучевой скорости 0.7 км/с. Калибровка осуществлялась стандартным методом Катнера и У лиха (Kutner and Ulich 1981).

II.2.2. Спектры и параметры . наблюдавшихся линий

Наблюдения проводились в направлении метанольных мазеров, излучающих в линии 44 ГГц. Кроме того, в список для наблюдений были включены некоторые мазеры класса II, излучающие на частоте 6.7 ГГц

Mentcn 1991a) п мазеры, излучающие на частоте 36 ГГц. Всего найдено 26 новых источников излучения в линии метанола 95 ГГц, их список и гауссовы параметры спектральных деталей приведены в таблице 7 вместе с параметрами источников, наблюдавшимися ранее другими авторами. Список источников, в которых линия не найдена, приведен в таблице 8 в Internet; верхний предел потока составлял несколько Ян. На рпс. 15 и его продолжениях приведены спектры наблюдавшихся источников. Для трех источников были проведены оффсетные наблюдения с целью уточнения координат и определения протяженности источников. Источник W3(3) оказался неразрешенным, его угловой размер меньше 20", в то время как NGC7538 и IC1396N имеют размеры, сравнимые пли превышающие ширину диаграммы направленности 39".

II.2.3. Обсуждение полученных параметров

Часть источников, приведенных в таблице 7, ранее наблюдалась в Метсахови (Kalenskii et al. 1994). Имеются значительные расхождения в потоках в некоторых источниках, часть из которых связана с различием спектрального разрешения. Однако интегральные потоки, которые не зависят от разрешения, также разнятся. Интегральные потоки, измеренные в Онсале, систематически ниже: от 20% для ОМС2 до 22 раз для S 231. Причины этого расхождения могут крыться в различиях абсолютной калибровки и в ошибках наведения, а также в различии диаграмм направленности двух телескопов, что существенно, если источники протяженные. Лучевые скорости линий на 95 ГГц в подавляющем большинстве случаев совпадают с лучевыми скоростями источников в линии на частоте 44 ГГц. Однако есть два исключения: NGC2071 и R.146. Первый источник на частоте 44 ГГц не пзлз'чает, но найден на 36 ГГц (Hascliick and Baan 1989). На 36 ГГц главная спектральная деталь имеет лучевзчо скорость 15 км/с, имеется также более слабая и широкая деталь на скорости порядка 10 км/с. С этой деталью, вероятно, и ассоциируется найденная нами спектральная деталь на частоте 95 ГГц с лучевой скоростью 10.1 км/с и шириной 2 км/с (см. таблицу 7). Источник R146 наблюдался

РОССИЙСКАЯ ГОСУДАРСТВЕННАЯ БИБЛИОТЕКА в линии 44 ГГц Бачиллером и др. (Bacliiller et al. 1990b), которые нашли в его спектре единственную спектральную деталь на лучевой скорости —6.4 км/с с шириной 1.1 км/с. В линии метанола на частоте 95 ГГц нами найдена спектральная деталь на лучевой скорости —15 км/с шириной 2.9 км/с. Различие лучевых скоростей существенное п, действительно, делает этот источник исключением. Возможно, что обнаруженная нами деталь нереальна, поскольку она довольна слаба. В остальных источниках наблюдается хорошее совпадение не только лучевых скоростей, но часто и формы профиля. Довольно трудно сказать, сколько настоящих мазеров содержится среди псточнпков, приведенных в таблице 7. W51el/e2 излучает заведомо тепловую линию, примерно одинаковую на частотах всех переходов метанола, как и Ori-KL. Если принять за критерий ширину линии и считать, что все источники с шириной линии меньше 2 км/с являются мазерами, то в таблице 7 таких мазеров будет девять. Среди них такие сильные мазеры, как ОМС2, NGC2264, DR21(OH) с потоком на 95 ГГц больше 20 Ян. Остальные источники с более широкими линиями тоже могут быть мазерами, содержащими несколько узких, наложенных друг на друга компонентов. Часть псточнпков может быть слабыми мазерами с малым усилением, п пх профиль излучения будет квазитепловым. Можно предположить, что инверсия населенностей Зфовнсй создается одним и тем же механизмом. Основанием для такого предположения является принадлежность уровней двух переходов к одним п тем же каскадам. Если это преположенпс справедливо, то должна наблюдаться корреляция между интенсивностью излучения на обеих частотах. Это обстоятельство уже было подмечено в работе Каленского и др. (Kalenskii et al. 1994). Пользуясь более обширными данными настоящего обзора, можно получить более точные численные соотношения. Для того, чтобы исключить влияние спектрального разрешения, будем сравнивать интегральные потоки на двух частотах. В таблице 9 приведены интегральные по профилю потоки на частоте 95 ГГц из данной работы, и такие же данные на частоте 44 ГГц, взятые пз работ Хашпка и др. (Hascliick et al. 1990), Бачпллерап др. (Bacliiller et al. 1990a) и Каленского п др. (1992). Зависимость между потоками на двух частотах показана на рис. 16. Регрессионный анализ выявил следующую зависимость:

Int(95) = 11(5) + 0.52(0.05) x Int{U)

2) с коэффициентом корреляции 0.88, где Int. - интегральный поток в единицах Ян км/с. Из этой зависимости следует, что интегральный поток на частоте 95 ГГц прямо пропорционален интегральному потоку на. частоте 44 ГГц п, в среднем, составляет 0.5 от интегрального потока на. частоте 44 ГГц. Этот результат расходится с выводом Каленского п др. (1992) о том, что интегральный поток на частоте 95 ГГц в 1.5 - 3 раза превосходит интегральный поток на частоте 44 ГГц. Возможные причины такого расхоледения обсуледалпсь выше. Тем не менее, в настоящей работе подтверждается вывод Каленского и др. (1992) о широкой распространенности мазеров на частоте 95 ГГц.

II.2.4. Выводы

1. Проведен обзор источников излучения в линии метанола на 95 ГГц, в основном, среди известных источников, излучающих в линии 44 ГГц.

2. Обнаружено 26 новых источников излучения. Среди исследованных 35, по крайней мере, девять являются мазерами, а остальные - либо слабыми мазерами, либо квазитепловымн источниками.

3. Лучевые скорости линий в источниках на частоте 95 ГГц согласуются с лучевыми скоростями соответствующих источников в линии на частоте 44 ГГц.

4. Интегральные интенсивности в двух линиях коррелируют, причем на частоте 95 ГГц интегральная интенсивность, в среднем, в два раза меньше, чем на частоте 44 ГГц.

5. Скорее всего, накачка осуществляется общим механизмом.

II.2. ОБЗОР ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ЮЖНОМ ПОЛУШАРИИ

II.3.1. Наблюдения на 22-м радиотелескопе обсерватории в Мопре

Наблюдения на 95 ГГц проводились в период с 1 июля по 17 июля 1997 года на 22-м радиотелескопе обсерватории в Мопре. На этой частоте облучается внутренняя 15-м часть антенны, коэффициент использования 41%. 1 К антенной температуры соответствет 40 Ян. Полуширина диаграммы направленности радиотелескопа на 95 GHz составляет 52". Точность наведения антенны проверялась каждые 12 часов с помощью наблюдений мазеров SiO на 86 ГГц и составляла 10" mis. Наблюдения проводились в режиме пространственной модуляции с отклонением от положения источника на 30'. Использовался охлаждаемый малошумящпй смеситель на SIS-элементах. Приемник с одной полосой, шумовая температура приемника 110 К, системы - от 220 К до 320 К в зависимости от погодных условий п угла места источника. Перед входом приемника регулярно помещалась эквивалентная нагрузка для выполнения калибровки по методу Катнера п У лиха (Kutner and Ulicli 1981), котрый позволяет внести поправки в наблюдаемую плотность потока за атмосферное поглощение, омические потери и рассеяние в задней полусфере. Неопределенность в определении величины плотности потока составляет 10%. На выходе приемника использовался 1024-канальный автокоррелятор с полосой 64 МГц и разрешением 62.5 кГц на канал. Это соответствует разрешению по скорости 0.236 км/с при однородном усреднении и 0.394 км/с при усреднении по методу Ханнпнга. Некоторые источники наблюдались также в полосе 32 МГц с разрешением по скорости 0.118 км/с при однородном усреднении и 0.197 км/с при усреднении по методу Ханнинга. Для каждого источника был получен однородно усредненный спектр с интервалом для линии приблизительно 80 км/с, центр которого соответствовал центру интервала метанольного излучения на 6.7 и 12 МГц пли тепловой линии CS. Затем спектр усреднялся по методу Ханнинга, т.к. многие источники имеют очень слабое отношение сигнала к шуму.

1..3.2. Результаты и комментарии к отдельным источникам

2. Ниже приводятся комментарии к некоторым наиболее интересным источникам.

3. ОМС-2. Наблюдается очень интенсивная узкая линия такая же, как на 44 ГГц. Ширина линии и плотность потока примерно одинакова на 95 ГГц и на 44 ГГц.

4. В результате обзора южной полусферы было обнаружено 85 источников метанольного излучения на 95 ГГц в переходе 8о — 7iA+. Этот обзор вместе с подобным обзором в Онсале завершает полный обзор неба на частоте 95 ГГц.

5. Большинство обнаруженных источников являются метанольнымп мазерами I класса, и большинство пз них отождествляется с метанольнымп мазерами I класса на частоте 44 ГГц.

6. В данной работе на большей выборке источников подтвердилась корреляция между потоками на 95 п 44 ГГц. установленная нами ранее.

7. ПОИСК МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ II КЛАССА НА ЧАСТОТАХ 15Т ГГц и 6.7 ГГц

8. I.1. ОТКРЫТИЕ СЕРИИ МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРНЫХ ЛИНИЙ НА ЧАСТОТЕ 157 ГГц1.I. 1.1. Постановка задачи

9. I.1.2. Наблюдения на 12-м телескопе на Китт Пике

10. I.1.3. Результаты и комментарии к отдельным источникам

11. I.1.4. Природа редких мазеров на 157 ГГц

12. Открыто мазерное излучение в ссрпи переходов Jq — J^E мелезвезд-ного метанола в направлении мощных мазерных источников II класса W3(OH), 345.01+1.79, W48, и СерА. Присутствует таюке мазерное излучение в линии 2i — ЗоА+.

13. Мазерные линии излучения сопровождаются широкими тепловыми линпиямп, которые следует интерпретировать как эмиссию родительского молекулярного облака.

14. Интенсивность мазерных линий увеличивается с ростом J, достигая максимума около J=5-6.

15. Лучевые скорости мазерных деталей смещены на 3-8 км/с по отношению к скоростям тепловых линий. Мазеры могут быть связаны с молекулярными потоками плп другими движущимися объектами типа кометообразной головной ударной волны, возбзчждаемой НД зонами.

16. Лучевые скорости мазеров на 157 ГГц совпадают с лучевыми скоростями мазеров на 107 ГГц и находятся в пределах интервалов лучевых скоростей мазеров на 6.7 ГГц и на 12 ГГц.

17. Эти новые мазеры принадлежат ко II классу мазеров, но не так широко распространены, видимо, потому что для возбулсденпя соответствующих этим мазерам переходов требуется более высокая температура излучения.

18. I.2. ОБЗОР НА ЧАСТОТЕ 6.7 ГГц1.I.2.1. Постановка задачи

19. I.2.2. Наблюдения на 32-м радиотелескопе обсерватории в Медичине

20. I.2.3. Представление полученных данных

21. NGC281-W (00494+5617). Наблюдался впервые. Мстанольный

22. I.2.4. Расстояния до источников4)спектр на 6.7 ГГц содержит только одну деталь на скорости —29 км/с. Источник связан с биполярным потоком, который наблюдался в линии CO(l-O) на скорости —30.5 км/с и картографирован Снеллом и др. (Snell et al. 1990).

23. I.2.6. Обсуждение III.2.6.1. Распределение в Галактике

24. I.2.6.2. Дисперсия скоростей

25. I.2.6.3. Мазеры на 6.7 ГГц и ультракомпактные НП-зоны

26. I.2.6.4. Сравнение мазеров на 6.7 ГГц и на 44 ГГц

27. I.2.6.5. Накачка дальним инфракрасным излучением

28. Установлено, что метанольные мазеры на 6.7 ГГц переменны

29. Таким образом, наши наблюдения, как и наблюдения Касвелла и др. (Caswell et al. 1995b), показали, что мазеры на 6.7 ГГц часто бывают переменны.1.I.2.7. Выводы

30. Мы наблюдали на 6.7 ГГц 42 метанольных мазера. 20 из которых ранее никем не наблюдались.

31. Сравнение спектров, полученных в Медичине, со спектрами из предыдущих обзоров подтверждает, что переменность метанольных мазеров явление более общее, чем ожидалось, и желательно проводить более частые наблюдения этих мазеров.

32. Медичинскпй обзор подтвердил также, что мазеры, излучающие на 6.7 ГГц, сосредоточены, в основном, во внутренней части Галактики.

33. Выявлена связь мазеров, излучающих на 6.7 ГГц, со слабыми уль-тракомпактнымн зонами НИ. Эти метанольные мазеры имеют большую дисперсию скоростей и скорость их значительное отличается от скорости родительского облака.1. ГЛАВА -IV

34. ПОИСК МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ II КЛАССА НА ЧАСТОТАХ 107 ГГц и 108 ГГц1.. 1. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ

35. ОМС-2. Это метанольный мазер I класса (Hascliick et, al. 1990), и слабая линия, которая видна на 107 ГГц, вероятно, тепловая.

36. W31(l). Две наблюдаемые линии настолько широкие, что являются, вероятнее всего, тепловыми или блендами нескольких узких компонентов, которые не разрешаются с данным разрешением по скорости.

37. G29.95-0.02. Источник одновременно п I (Bacliiller et al. 1990b), и11 класса (Menten 1991а). На 107 ГГц профиль состоит из слабой широкой линии, предполагающей тепловую эмиссию.

38. G30.82+0.28. Слабая, вероятно, мазерная линия. На низких скоростях, возмолшо, присутствует узкая абсорбционная деталь. Слабый мазер на 6.7 ГГц (Menten 1991а).

39. W51Metl. Это источник метанольного излучения I класса (Haschick et al., 1990), который находится на 70" к югу от W51el/e2. Линия на 107 ГГц довольно слабая (на уровне Зет) и доллша быть подтверледена дополнительными наблюдениями.

40. W75N. В этом источнике была найдена метанольная мазерная эмиссия как класса I (Haschick et al. 1990), так и класса II (Menten 1991а). На 107 ГГц линия много шире, чем мазерные линии, и эмиссия, вероятно, тепловая.

41. S231. В этом источнике наблюдается как мазер I класса (Bachiller et al. 1990b), так и II класса (Menten 1991а). Лучевые скорости линии в пределах абсорбции на 107 ГГц.

42. NGC2264G. Источник, вероятно, тепловой эмиссии на 36 ГГц, открытый Хашиком п Бааном (Hascliick and Baan 1989) находится в 60" от метанольного мазера I класса. Абсорбция на 107 ГГц наблюдается на той лее радиальной скорости.

43. DR21West. Поглощение на 107 ГГц наблюдается на пололеенип метанольного мазера I класса на 44 ГГц (Hascliick et al. 1990), но на несколько другой скорости.

44. В переходе 3i — 40А+ между каскадами К=0 и К=1 на частоте 107 ГГц был открыт новый метанольный мазер.

45. Этот мазер подобен наиболее сильному метанольному мазеру, открытому Ментеном (Menten 1991а) в переходе 5i — 6оА+ на частоте 6.7 ГГц.

46. Источники, в которых наблюдалась новая мазерная линия это, в общем, те же самые источники, которые излучают на 6.7 ГГц.

47. Источники метанольного мазерного излучения I класса наблюдались в поглощении или имели слабую квазптепловую эмиссионную линию.

48. Результаты опубликованы в статье Val'tts et al. 1999, а также Вальтц и др. 1999с.

49. Во всех обнаруженных источниках излучения на 107 ГГц есть также метанольное мазерное излучение не только на 6.7 ГГц, но и на 12 ГГц.

50. В результате обзора в южном полушарии в переходе 3i — 40А+ на 107 ГГц было найдено 16 новых эмиссионных источников. Этот обзор вместе с Онсальскнм завершает полный обзор неба в линии метанола на 107 ГГц.

51. На 107 ГГц из 16 обнаруженных источников 7 новые мазерные, таким образом, полное число мазеров на 107 ГГц в северном и южном полусферах равно 12. Все они принадлежат ко II классу.

52. В результате обзора метанольного излучения в переходе 00 — liЕ на 108 ГГц в южном полушарии было обнаружено 16 новых эмпссиониных источников. Был найден только один мазер, 345.01+1.79, также II класса.

53. Относительная интенсивность метанольных переходов II класса соответствует модели мазера с радпатпвнон и столкновительноп накачкой.1. ГЛАВА V

54. ПОИСК МАЗЕРОВ ОН ОТ IRAS-ИСТОЧНИКОВ НА ВЫСОКИХ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ШИРОТАХ11. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ

55. V.2. Выборка источников и наблюдения на перископическом радиотелескопе в Нансэ.

56. V.3. Спектры и параметры новых мазеров

57. В таблице 33 (размещена в Internet) приведены обнаруженные тепловые источники п источники с абсорбцией.

58. В таблице 34 (размещена в Internet) для тепловых источников и источников с абсорбцией приведены отождествления.

59. V.4. Комментарии к отдельным источникам V.4.I. Мазеры, обнаруженные в первом цикле наблюдений

60. V.4.2. Мазеры, обнаруженные во втором цикле наблюдений

61. V.5. Свойства высокоширотных мазеров ОН

62. Эти два подкласса мазеров могут иметь различные механизмы накачкп, либо один механизм, но работающий в разных условиях. Интересно заметить, что мегамазеры п некоторые околозвездные мазеры ОН обычно имеют более сильное излучение именно в линии 1667 МГц.

63. Выполнены наблюдения в главных линиях ОН компактных IRAS источников, расположенных высоко над плоскостью Галактики.

64. Значительная часть IRAS источников в этом обзоре была обнаружена в виде тепловых источников ОН, возможно, связанных с ближайшими пылевыми облаками.1. ГЛАВА VI

65. ПРИРОДА НЕКОТОРЫХ ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ПО РЕЗУЛЬТАТАМ МНОГОЧАСТОТНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ В ЛИНИЯХ МЕТАНОЛА, ГИДРОКСИЛА ОН И ВОДЯНОГО ПАРА1. VI. 1. ВВЕДЕНИЕ

66. По результатам проведенных обзоров мы выделили несколько областей звездообразования, которые имеют специфические особенности.

67. VI.2. ПРИРОДА М8Е ОДНОГО ИЗ САМЫХ СИЛЬНЫХ МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ1.КЛАССА1. VI.2.1. Описание области.

68. В направлении М8Е на 6 см (Simon et al. 1981) и на 1.3 см (Simon et al. 1983) наблюдается слабый радпоисточнпк, по спектру соответствующий оптически тонкой HII зоне.

69. Из сопоставления карт следует, что яркий на 69 мкм инфракрасный источник совпадает по координатам с одним из максимумов излучения в 12СО.

70. Саймон п др. (Simon et al. 1984) провели наблюдения М8Е на 6 см на VLA и получили, что расстояние меледу радпоисточником и источником инфракрасного излучения в М8Е составляет 7". что на расстоянии 1.5 кик соответствует примерно 104 а.е.

71. Пополнение наблюдавшегося в направлении М8Е мазера Н2О известно с точностью хулпе 2' (Lada et, al. 197G), а в Медичпнском обзоре (Comoretto et al. 1990) наличие этого мазера вообще не подтвердилось.

72. И, наконец, в 1996 году былп опубликованы наблюдения в линиях NH3 (Molinari et al. 1996). По результатам этих наблюдений делается вывод, что М8Е прпнадлелагг к виду объектов более молодых, чем те, которые уже имеют ультракомпактную зону НИ.

73. В метаноле источник М8Е исследован на 13 частотах, п об этих исследованиях мы расскажем ниже более подробно.

74. VI.2.2. Исследование источника в линиях метанола

75. Наибольшей мощности мазер I класса достигает на частоте 44 ГГц. мощность убывает как в сторон)* более высоких уровней (95 ГГц), так и в сторону более низких уровней (133 и 36 ГГц).

76. VI.2.3. Сравнение относительных интенсивностей метанольных линий

77. VI.2.4. Интерпретация результатов наблюдениймазерных линий

78. Фрагмент большого газо-пылевого комплекса М8, ассоциирующийся с ярким инфракрасным источником M8-IR, кроме ультракомпактной зоны НИ, мазера ОН и двух молекулярных потоков, содержит еще два пекулярных объекта метанольные мазеры I п II класса.

79. Метанольный мазер I класса наиболее интенсивен на 44 ГГц п является вторым по яркости среди сотни известных на этой частоте.

80. Яркость этого мазера спадает в сторону более высоких и более низких энергетических уровней.

81. Мазер I класса расположен меледу инфракрасным п радпоисточнп-ком п ассоциируется, возможно, с фронтом биполярного потока в зоне его взаимодействия с плотным молекулярным газом.

82. Положение метаиольного мазера I класса и мазера ОН по результатам измерения координат на интерферометрах совпадает с точностью 1".

83. Скорости компонентов метаиольного мазера на всех частотах близки к скорости спокойного газа, следовательно, метанольный мазер не вовлечен в движение биполярного потока и не генерируется им.

84. Т. Метанольный мазер II класса, вероятнее всего, не связан с мазером I класса. Молено предположить, что он тяготеет к мазеру ОН, но накачку его обеспечивает инфракрасный источник M8-IR.

85. Мазер II класса наблюдается только на частоте 108 ГГц и не наблюдается на частоте 6.7 ГГц. Из этого факта молено сделать вывод, что мощности источника накачки не хватает для возбуждения более высокого верхнего уровня перехода на 6.7 ГГц.

86. Наблюдающийся в окрестности М8Е радпонсточник. возмолено. является источником фона и физически не связан с М8Е.

87. VI.3. ГОРЯЧИЙ МЕТАНОЛЬНЫЙ МАЗЕР1.КЛАССА W33Met

88. VI.3.1. Описание области W33

89. VI.3.2. Описание наблюдений

90. VI.3.3. Обсуждение основных результатов

91. На рис. 50 приводится карта источников YV33Main и W33Met в переходе метанола 8| — 7q.4+ на частоте 95 ГГц п в линии CS(2-1) на частоте

92. VI.3.4. Сравнение наблюдаемых параметров линийс расчетными

93. Nip 9 I Tl57 dv ^losSios ^1. No0 vib-Smi JTmdv

94. С другой стороны, в работе Иохансона и др. (Johansson et al. 1984) приводится формула для определения населенности уровня в случае Больцмановского распределения, соответствующего вращательной температуре Тг0/:

95. Пользуясь соотношениями (10) и (12). можно определить вращательную температуру:1. Trot —1. A EfTl57s1.TwsSiofio*10)

96. Из формулы (11) можно написать выралеенпе для плотности газа1. ЕЛ-,п = ^-. (13)а Г;

97. Скорость спонтанного распада уровней молено подсчитать, пользуясь данными о времени лепзнп уровней пз работы Лиса (Lees 1973), согласно которым для уровня 92 Y,A{j =690.091x10 6 с 1 для .уровня 40j1. ЕЛ-j =133.04x10-° с-1. j

98. Ментен и др. (Menten et al. 1986а) по наблюдениям на 25 ГГц оценили плотность в мазерной конденсации как п=108 см-3. Эта оценка хорошо согласуется с нашими результатами.

99. Определим теперь число молекул на луче зрения, которое формирует тепловые линии на 108 ГГц (переход 00 — liЕ), 157 ГГц (переход 40 — 4-i-E') и 165 ГГц (4i 40£).

100. Пользуясь выражениями (6) и (8), получаем выражение для числа молекул на луче зрения:1. ЛГ ЗА: JTMDdv ( Еи \

101. Воспользовавшись данными, приведенными в таблице 42, получаем:

102. Nc//3O//(108)=7.6xl014 см"2;

103. Ncf/3o//(157)=2.4xl0H см"2;

104. Nc7/3O//(165)=3.3xl014 см"2.

105. Такое же количество молекул метанола на луче зрения типично для областей звездообразования: приблизительно такие же результаты получались при наблюдениях тепловой линии 10 — 00Л+ на 48 ГГц (С'лыш и др. 1994).

106. VI.3.5. Интерпретация полученных данных

107. Мазер I класса расположен в спектре только на скорости 32 км/с, квази-мазер, тепловые линии и мазер II класса на скорости примерно 36 км/с.

108. Пространственно мазер I класса ассоциируется с конденсацией CS, имеющей скорость 32 км/с, квази-мазер со слабой конденсацией CS, имеющей скорость 36 км/с.

109. VI.4. ТОНКАЯ ПРОСТРАНСТВЕННАЯ СТРУКТУРА

110. МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ G14.33-0.64, L379IRS3 И GGD271. VI.4.1. Постановка задачи

111. VI.4.2. Наблюдения на антенной решетке VLAи обработка данных

112. VI.4.3.Изображения мазеров VI.4.3.1. Спектры и структура мазера G14.33-0.64

113. VI.4.3.2. Спектры и структура L379IRS3; собственные движения мазерных компонентов

114. VI.4.3.3. Спектры и структура GGD27

115. На основании карт метанольных мазеров I класса, полученных с высоким разрешением, исследована их структура,

116. Типичная картина строения этих мазеров цепочка ярких пятен, выстроенных вдоль дугообразных кривых длиной несколько тысяч астрономических единиц.

117. Сами пятна не разрешаются и имеют размер меньше нескольких сотен астрономических единиц.

118. В некоторых источниках присутствует несколько групп мазерных пятен с расстоянием между группами несколько десятых долей парсека.

119. Метанольные мазерные пятна не имеют соответствия в мазерных линиях ОН пли Н20, п не совпадают с источниками радиоконтинуума пли с инфракрасными источниками.

120. В то лее время метанольные мазеры I класса тесно связаны с молекулярными потоками. Наши результаты поддерживают гипотезу о том, что эти метанольные мазеры возникают в зоне взаимодействия молекулярных потоков между собой или с окружающей средой.

121. Исходя пз того, что яркостная температура этих мазеров очень высока более 108 К - можно сделать вывод о том. что мазерные конденсации должны иметь повышенное обилие метанола в результате испарения метанола с поверхности пылинок.

122. Масса мазерных конденсаций не более 4х10-5 М,т, и соответствует массам планет.

123. VI.5. НЕОБЫЧНЫЙ МЕТАНОЛЬНЫЙ МАЗЕР34501 + 1.79

124. VI.5.1. История исследования источника

125. В 1991 г. Ментен (Menten 1991а) в НРАО (США) на 45-м антенне открыл сильный мазер в том же направлении на частоте 6.7 ГГц в переходе 5i — 6оА+ (544 Ян в ппке, восьмой по яркости среди 88 открытых). Оба перехода относятся к мазерам II класса.

126. Область G345.01+1.79 хорошо исследована в линиях CS и СО (Juyella 1996), а таюке в инфракрасном диапазоне (Testi et al. 1994).

127. VI.5.2. Анализ спектров ОН, НзО метанола, СО и CS

128. VI.5.3. Анализ пространственного расположениямазерных пятен

129. В Наррабрай измерялись также координаты метанольных мазеров на частоте 6.7 ГГц п одновременно мазеров ОН; получено, что пополнение сильного мазера на частоте 6.7 ГГц и пополнение .мазера ОН совпадают с точностью < 1" (Caswell et al. 1995с).

130. Подведем некоторые итоги анализа спектров п пространственного распололеенпя мазерных пятен в области G345.01 + 1.79.1. VI.5.4. Обсуждение

131. Подтверждается, что в области звездообразования G345.01+1.79 имеется молекулярное облако, от которого наблюдаются лпнпп СО, CS п тепловые линии метанола.

132. VI.6. МЕТАНОЛЬНЫЕ МАЗЕРЫ КЛАССА II

133. ПЛАНЕТЫ ВОКРУГ О-ЗВЕЗДЫ В W3(OH)1. VI.6.1. Постановка задачи

134. VI.6.2. Антенная решетка BIMA и параметры наблюдений

135. VI.6.3. Спектры и изображения источника в отдельных мазерных пятнах

136. VI.6.4. Обсуждение характеристик карты карты источника на 107 ГГц

137. VI.6.4.1. Сравнение интенсивностей линий на частоте67 ГГц и на частоте 107 ГГц

138. VI.6.4.2. Положение метанольных мазеров относительно зоны HII

139. VI.6.4.3. Модель метанольного мазера II класса

140. С помощью решетки BIMA на карте W3(OH) в линии метанола 3i — 4оА+ на частоте 107 ГГц удалось различить, по крайней мере, 9 мазерных пятен.

141. Относительные интенсивности мазеров, излучающих на частоте 107 ГГц и на частоте 6.7 ГГц, согласуются с моделью насыщенного мазера.

142. В этой глобуле нами обнаружен метанольный мазер I класса на частоте 44 ГГц в процессе нашего второго обзора на 14-м радиотелескопе испанского национального радиоастрономического центра (Каленский п др. 1992).

143. VI.7.2. Наблюдения на VLBA: параметры и характеристики

144. VI.7.3. Представление полученных данных1. VI.7.3.1. Спектр

145. VI.7.3.2. Абсолютные координаты

146. VI.7.3.3. Высокоскоростные детали

147. VI.7.3.4. Центральная группа

148. VI.7.4. Пространственная структура мазера VI.7.4.1. Аналогия с диском в галактике NGC4258

149. Подставляя V/R пз уравнения (17). получаем

150. R = 30K\I^~) 3 (sin /)^ (18)

151. Для IC1396N v/p=0.2 км/с -(а.е.) \ что дает зависимость1. R = 28.23М* sin п (19)

152. VI.7.4.3. Модель фронта ударной волны

153. VI.7.4.4. Модель с молекулярным потоком

154. Мазер Н20, связанный с молодым звездным объектом в глобуле IC139GN, был картографирован на YLBA в период наиболее высокой стадии активности в июне 199G г.

155. На карте деталей со скоростями такими же, как у глобулы, видна цепочка, по крайней мере, пз восьми мазерных пятен, расположенных очень близко к прямой линии, и их радиальная скорость изменяется линейно с изменением расстояния вдоль этой прямой.

156. Эта карта может быть смоделирована Кеплеровскпм диском с углом наклонения в пределах от 30° до 90°. В центре диска находится молодой звездный объект с массой в пределах от 1O4M0 до 1О~ЛМ0.

157. Высокоскоростные детали расположены в молекулярном потоке и ускоряются звездным ветром.

158. Эта модель может быть проверена измерениями собственного движения п вариаций радиальной скорости мазерных пятен.1. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

159. Обзоры метанольных мазеров I класса проводились на двух частотах 44 и 95 ГГц.

160. Обзоры метанольных мазеров II класса проводились на четырех частотах: 6.7, 157, 107 п 108 ГГц.

161. В приведенных выше обзорах мы обнаружили несколько интересных источников, для которых провели специальные многочастотные п интер-фсрометрические исследования. Результаты представлены в VI главе.

162. Перечислим основные выводы:

163. Область звездообразования М8Е.

164. Открыт уникальный мстанольный мазер I класса на 44 ГГц. который является вторым по яркости среди сотни известных на этой частоте.

165. Область звездообразования W33Met.

166. Области звездообразования GGD27, L379IRS3, G14.33-0.64.

167. Область звездообразования 345.01 + 1.79.

168. Показано, что все сильные мазерные лпнпп II класса формируются в южном пятне в интервале скоростей —24 —14 км/с. а мазеры I класса, хотя и не имеют пекулярн}чо скорость юлшого пятна, пространственно тяготеют к нему.

169. Область звездообразования W3(OH).

170. Область звездообразования IC1396N.

171. Мазер Н2О, связанный с молодым звездным объектом в глобуле IC1396N, был картографирован на VLBA.

172. Показано, что в IC1396N для объяснения центральной группы деталей пригодна дисковая модель, а высокоскоростные детали распололсены в молекулярном потоке и ускоряются звездным ветром.

173. Использованы следующие общепринятые сокращения:

174. А Ж Астрономический журнал ApJ - Astropliysical Journal AJ - Astronomical Journal

175. MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

176. AA Astronomy and Astrophysics

177. ApJS Astropliysical Journal Suppl. Series

178. AAS Astronomy and Astrophysics Suppl. Series.

179. Берулпс И.И., Каленский С.В., Логвпненко С.В.1990, Письма в АЖ 16, 421

180. Вальтц И.Е., Коломер Ф., Шанин Г.И., Гомез-Гонзалез X. п др.1991, АЖ 68, 456

181. Вальтц И.Е., Дзюра A.M., Каленский С.В. Слыш В.И. и др., 1995а, АЖ 72, 22

182. Вальтц И.Е., Дзюра A.M., Каленский С.В. С лыш В.И. и др., XXVI Радиоастрономическая конференция, 18-22 сент. 1995 г., Санкт-Петербург. Россия. 1995b, тезисы докладов, стр. 65.1. Вальтц И.Е.,1998, Письма в АЖ 24. 12

183. Вальтц И.Е., 1999а, АЖ 76, 178

184. Вальтц И.Е., 1999b, АЖ 76, 189

185. Вальтц И.Е. Эллпнгсэн С.П., Слыш В.П. Каленский С.В. и др. 1999с. Препринт ФИ АН N 44

186. Вальтц И.Е., Эллпнгсэн С.П., Слыш В.И., Каленскпй С.В. и др., 1999с!, Препринт ФИАН N 451. Вальтц И.Е.,

187. Всероссийская конференция "Астрофизика на рубеже веков",

188. Пущпно, 17-22 мая 1999 г.,2000, Труды конференции, стр. 235

189. Каленскип С.В., Бачиллер Р., Берулпс И. Вальтц И.Е. и др.,1992, АЖ G9, 10021. К аленский С. В.1993, диссертация

190. Каленский С.В., Берулпс И.И., Вальтц И.Е. Дзюра A.M. и др.,1994, АЖ 71. 51

191. Каленскип С.В., Слыш В.И., Вальтц И.Е. Впннберг А. и др., 2000, АЖ, в печати

192. Лехт Е.Е., Лихачев С.Ф., Сороченко Р.Л. Стрельнпцкпй B.C.,1993, АЖ 70, 731

193. Слыш В.И. Бачиллер Р., Берулпс И., Вальтц И.Е. и др.,1994, АЖ 71. 37

194. Слыш В.И., Вальтц И.Е., Каленскпй С.В. Ларионов Г.М., 1999а, АЖ 7G. 751

195. Слыш В.PI. Вальтц И.Е., Каленскпй С.В. Голубев В.В. 19991), АЖ 7G. 892

196. Allamandola L.J., Sanford S.A., Tielens A.G.G., Herbst, T.M., 1992, ApJ 399, 134

197. Anglada G., Rodriguez L.F., Girart, J.M. Estalella R. et al., 1994, ApJ 420, L91

198. Ball J.A., Gottlieb C.A., Lilley A.E. Radford H.E., 1970 ApJ 162, L203

199. Bachiller R., Gernicliaro J. Martin-Pintado J., Tafalla M. et al., 1990a, AA 231, 174

200. Bachiller R., Menten K.M. Gomez-Gonzalez J. Barcia A., 1990b, AA 240, 116

201. Bally J., Lada C.J. 1983, ApJ 265, 824

202. Barrett A.H., Schwartz P.R., Waters J.W., 1971, ApJ 168, L101

203. Barrett A.H., Ho P., Martin R.N. et al. 1975, ApJ 198, L119

204. Batchelor R.A., Caswell J.L. Goss W.M. Haynes R.F. et al., 1980, Austr. J. Phys. 33, 139

205. Batrla W., Matthews H.E. Menten K.M. Walmsley C.M.,1987, Nature 326, 491. Batrla W., Menten К. M.,1988, ApJ 329, LII7

206. Becker R.H., White R.L. Helfand D.J. Zoonematkermani S. 1994, ApJS 91, 347

207. Blitz L., Fish M., Stark A.A. 1982 ApJS 49, 183

208. Bloemliof E.E., Reid M.J., Moran .1.М.1992, ApJ 397, 5001. Bloemliof E.E.,1993, ApJ 406, L75

209. Bloemliof E.E., Moran J.M. Reid M.J., 1996, ApJ 467, LI 17

210. Bockelee-Morvan D., Crovisier J., Colomb P., Despois D. 1994, AA 287, 6471. Brand J., Blitz L.1993, AA 275, 67

211. Brand J., Ccsaroni R. Caselli P., Catarzi M. et al.1994, AAS 103, 541

212. Braz M.A., Epchtein N., 1983, AA 54, 167

213. Braz M.A., Sivagnanam P., 1987, AA 181, 19

214. Bronfman L., Nyman L.A., May J., 1996, AAS 115, 81

215. Braz M.A., Lepine J.R.D., Sivagnanam Pv Le Squeren A.M., 1990, AA 236, 479

216. Caswell J.L., Haynes R.F., Goss W.M. 1980, Austr. J. Pliys. 33. 639

217. Caswell J.L., Haynes R.F. 1983. Austr. .1. Pliys. 36. 361

218. Caswell J.L., Batclielor R.A. Forster J.R. Wellington K.J. 1983, Austr. .1. Pliys. 36. 401

219. Caswell J.L. Haynes R.F. 1987, Austr. J. Pliys. 40. 215

220. C'aswoll J.L. Gardner F.F., Norris R.P. Wellington K.J. et al. 1993, MNRAS 260. 425

221. Caswell J.L. Vaile R.A. Ellingsen S.P. Wliiteoak J.B. or al., 1995a. MNRAS 272. 96

222. Caswell J.L., Vaile R.A. Ellingsen S.P. 1995b, PASA 12. 37

223. Caswell J.L., Vaile R.A., Forster J.R., 1995c, MNRAS 277, 210

224. Caswell J.L., Vaile R.A., Ellingsen S.P., Norris R.P., 1995d, MNRAS 274, 1126

225. Cesaroni R., 1990, AA 223, 513

226. Cesaroni R., Palagi F., Felli M., Catarzi M. et al., 1988, AAS 76, 445

227. Churcliwell E., Walmsley C.M., Cesaroni R. 1990, AAS 83, 1191. Colien R.J.,1982, in "Submillimetre Wave Astronomy", eds. Beckman J.E., Phillips J.P., Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. 185

228. Cohen R.J., Baart E.E., Jonas J.L.,1988, MNRAS 231, 205

229. Comoretto G., Palagi F., Cesaroni R., Felli M. 1990, AAS 84, 179

230. Cragg D.M., Johns K.P., Godfrey P.D. Brown R.D. 1992, MNRAS 259, 203

231. Cummins S.E., Linke R.A., Thaddeus P. 1986, ApJS 60, 819

232. Dieckel H.R., Gross W.M., 1987, AA 185. 271

233. De Lucia F.C., Herbst E., Anderson Т. Helniinger P.1989. J. Mol. Spectr. 134, 395

234. Ellingsen S.P., von Bibra M.L., McCulloch P.M. Deshpande A.A. et al., 1996, MNRAS 280, 378

235. Ellingsen S.P., Otrupcek R,, Legge D.R. McCulloch P.M. et al., 2000. MNR AS, in preparation

236. Elmegreen B.C. Morris M., 1979, ApJ 229, 593

237. Felli M., Palagi F., Tofani G.,1992, AA 255, 293

238. Fomalont E.B., Edwards P.G., Hirabayaslii H., Frey, S. et al. 2000, A J, in preparation

239. Forster J.R., Caswell J.L.,1989, AA 213, 339

240. Forster J.R., Caswell J.L., Okiimura S.K., Hasegawa T. et. al.,1990, AA 231, 473

241. Friberg P., Madden S.C., Hjalmarson A., Irvine W.M.,1988, AA 195, 2811. Fnkui Y.,1989, in "On Low Mass Star Formation and Pre-Main Sequence Objects", ESO Conf. Workshop Proc. N33, 95

242. Garcia-Barreto J.A., Burke B.F., Reid M.J. Moran J.M. et al., 1988, ApJ 326, 954

243. Gaylard M.J., MacLeod G.C.1993, MNRAS 262, 43

244. Gaylard M.J., MacLeod G.C. van der Walt D.J.1994, MNRAS 269, 257

245. Genzel R., Downes D. Moran J.M. Johnston K.J. et al., 1978, AA 66, 13

246. Goldsmith P.F. Krotkov R. Snell R.L. Brown R.D. et ah, 1983, ApJ 274, 184

247. Gomez de Castro A.I. Eiroa C.1991, AA 241, 589

248. Goss W.M., Matthews H.E. Winnberg A. 1978, AA 65, 307

249. Guilbudaghian A.L., Rodrigues L.F. Curiel S. 1990, Rev. Mexicana Astron. Astrof. 20, 51

250. Guiloteau S., Stier M.T., Downes D., 1983, AA 126. 110

251. Glisten R., Downes D., 1983, AA 117, 343

252. Hascliick A.D., Но P.T.P., 1983, ApJ 267. 638

253. Hascliick A.D. Baan W.A., 1989, ApJ 339, 949

254. Hascliick A.D., Baan W.A., Menten K.M.,1989, ApJ 346, 330

255. Hascliick A.D. Menten K.M. Baan W.A.1990, ApJ 354, 556

256. Haynes R.F., Caswell J.L., Simons L.W.J.', 1978, Austr. J. Phys. Astropliys. Suppl. N45

257. Hermsen W., Wilson T. L., Walmsley C.M., Batrla W.1985, AA 146, 134

258. Helfand D.J., Zoonematkermani S. Becker R.H., White R.L., 1992. Ap.JS 80. 211

259. Heyer M.H., Snell R.L. Goldsmith P.F., Myers P.C. 1987, ApJ 321. 370

260. Hills R. Pankonin V. Landecker T.L. 1975, AA 39, 149

261. Hilton J. White G.J. Cronin N.J. Rainey R.1986. AA 154. 274

262. Hollis J.M. Snyder L.E. Blake D.H. et al., 1981. ApJ 251. 541

263. Ho P.T.P. Martin R.N. Barrett A.H. 1981. ApJ 246, 761

264. Но Р.Т.Р, Klein R.I., Haschick A.D. 1986, Ap.I 305, 714

265. Hunter T.R., Tcsti L., Taylor G.B. Tofani G. et al.,1995, AA 302, 249

266. Jaffe D.T., Glisten R„, Downes D.,1981, ApJ 250, 621

267. Jaffe D.T., St.ier M.T., Fazio G.G.,1982, ApJ 252, 601

268. Johansson L.E.B., Andersson C., Ellder J., Friberg P. et al., 1984, AA 130, 2271. Juvella M.,1996, AAS 118. 191

269. Kalenskii S.V., Berulis I.I., Val'tts I.E. Slysli V.I. 1992, in Proc. of the Conf. " Astrophysical Masers", eds. Clegg A., Nedoluha G., Lecture Notes in Physics, 412, 191

270. Kalenskii S.V. Liljestrom Т., Val'tts I.E. Vasil'kov V.I. et ah, 1994, AAS 103. 129

271. Kelly M.L. Macdonald G.H., 1996, MNRAS 282. 401

272. Kcmball A.J. Gaylard M.J. Nicolson G.D. 1988. ApJ 331. L371.e.to E. Proctor D. Ball R., Arens J. et al. 1992, ApJ 401. L1131.ylafis N.D. Norman C.A., 1991, ApJ 373. 525

273. Kogan L. Slysli V. 1998, ApJ 497. 800

274. Koo B.C. Williams D.R.W., Heiles C. Backer D.C. 1988, ApJ 326. 931

275. MacLeod G.C. Gaylard M.J. Nieolson G.D.1992, MNRAS 254. IP

276. MacLeod G.C. Gaylard M.J. 1992, MNRAS 256. 519

277. MacLeod G.C., Gaylard, M.J.,1993, in Proc. of the Conf. "Astropliysical Masers".eds. Clegg A.W., Nedoluha G.E.,1.cture Notes in Physics 412, 195

278. Maoz E., McKee C.F., 1998, Ap.I 494, 218

279. Matsakis D.N., Cheung A.C., Wright, C.H., Askno .I.I.H. et al., 1980, Astrophys. .1. 236. 481

280. Matthews H.E. 1979, AA 75, 345

281. Matveyenko L.I., Graham D.A., Diamond P.J., 1988, Soy. Ast,ron. Letters 14, 468

282. Mauersberger R., Wilson T. L., Batrla W\. Walmsley C.M. et ah,1985, AA 146. 168

283. Mauersberger R., Henkel C., Wilson T. L.\ Walmsley C.M.,1986, AA 162. 199

284. Menten K.M. 1991a, Ap.I 380. L751. Menten K.M.1991b. in Proc. of the Conf. " Skylines"1. eds. Haschick A.D. Но P.T.P.,

285. Astronomical Society of the Pacific Conference Series 16. 119

286. Menten K.M. Walmsley C.M., Henkel C„ Wilson T.C. 1986a, AA 157, 318

287. Menten. K.M. Walmsley. C.M. Henkel. C. Wilson. T.L. et al. 1986b, AA 169. 271

288. Menten K.M. Walmsley C.M., Henkel C.,' Wilson T.L. 1988a. AA 198. 253

289. Menten K.M. Reid М.Л. Moran J.M. Wilson T.L. et al. 1988b, Ap.I 333. L831. Menten K.M.,1992, in Proc. of the Conf. " Astrophysical Masers". eds. Clegg A., Nedoluha G., Lecture Notes in Physics, 412, 199

290. Menten K.M., Reid M.J., Pratap P., Moran J.M. et ah, 1992, ApJ 401, L39

291. Migenes V., Horiuchi S., Sfysli V.I., Val'tts I.E. et ah, 1999a, Nobeyama Radio Observatory Report N 495

292. Migenes V., Horiuchi S., Slysh V.I., Val'tts I.E. et ah, 1999b, ApJS 123, 487

293. Mitchel G.F., Allen M., Beer R„ Dekany R. 1988, ApJ 327, L17

294. Mitchel G.F., Maillard J.P., Hasegava T.I.1991, ApJ 371, 342

295. Mitchel G.F., Hasegawa T.I., Schella J.1992. ApJ 386, 604

296. Miyoshi M., Moran J.M., Herrnstein J.R., Greenhill L.J. et, al.,1995, Nature 373, 127

297. Molinari S., Brand J., Cesaroni R. Palla F.1996, AA 308, 573

298. Moore T.J.T., Cohen R.J., Mountain CM. 1988. MNRAS 231. 887

299. Moriarty-Schieven G.H., Snell R.L. Hughes V.A. 1991, ApJ 374, 169

300. Morimoto M., Oliishi M., Ivanzawa Т.1985. ApJ 288, Lll

301. Myers P.C. Linke R.A. Benson P.J. 1983. ApJ 264, 5171. Nakano M. Yoshida S.1986. Publ. Astron Soc. Japan. 38, 531 •

302. Norris R.P., Caswell J.L., Gardner F.F., Wellington K.J.,1987, ApJ 321. LI59

303. Norris R.P. McCutclieon W.H., Caswell J,L. Wellington Iv.J. et al,1988, Nature 335, 149

304. Norris R.P., Wliiteoak J.B. Caswell J.L. et al., 1993, ApJ 412, 222

305. Oliislii M., Kaifu N. Suzuki H., Morimoto M., 1986, ApJS 118. 405

306. Pankonin V., Winnberg A. Booth R.S., 1977, AA 58, L25

307. Peng R.S., Wliiteoak J.B. 1992, MNRAS 254, 301

308. Phillips C.J., Norris R.P., Ellingsen S.P., McCulloch P.M., 1998, MNRAS 300, 1131

309. Plambeck R.L., Wright M.C.H. 1988, ApJ 330, L61

310. Plambeck R.L., Menten K.M., 1990, ApJ 364, 5551. Pratap P., Menten K.M.1992, in Proc. of the Conf. " Astrophysical Masers'1, eds. Clegg A.W. Nedoluha G.E. Lecture Notes in Physics 412, 211

311. Robinson B.J. Goss W.M. Manchester R.N. 1970. Austr. J. Pliys. 23. 363

312. Plume R. Jaffe D.T. Evans II N.J. 1992, ApJS 78. 505

313. Robinson B.J, Goss W.M. Manchester R.N. 1970, Austr. J. Pliys. 23. 363

314. Rodriguez L.F. Torrelles J.M., Moran J.M. 1981, A.I 86, 1245

315. Saraceno P., Ceccarelli C., Clegg P., Correia C. ot al. 199G, AA 315, L293

316. Serabyn E., G listen R., Mundy L., 1993, ApJ 404, 247

317. Schutte A.J., van der Walt D.J., Gaylard M.J. MacLeod G.C., 1993, MNRAS 261. 783

318. Schwartz P.R., Gee G., Huang Y.-L. 1988, ApJ 327, 350

319. Schwartz R.D., Guilbudaghian A.L., Wilking B.A. 1991, ApJ 370, 263

320. Sliitov S.V. Koshelets V.P., Kovtonyuk S.A. Ermakov A.B. et ah,1991. Supercond. Sci. Teclmol. 4, 406

321. Shu, F.H., Lizano, S., Ruden, S.P., Najita. J. 1988, ApJ 328, L19

322. Simon M., Righini-Cohen G., Felli M., Fischer J. 1981. ApJ 245, 552

323. Simon M., Felli M. Cassar L., Fischer J. et ah.1983. ApJ 266. G23

324. Simon M., Cassar L., Felli M., Fischer J. et ah.1984. ApJ 278, 170

325. Simon M., Peterson D.M., Longmore A.J., Storey W.Y. et ah.1985. ApJ 298. 328

326. Skinner C.J., Tielens A.G.G.M., Barlow M.J. Justtanont K.1992. ApJ 399. L79

327. Slysli Y.I. Kalenskii S.Y. Val'tts I.E., '1993. ApJ 413. LI33

328. Slysli Y.I. Dzura A.M. Val'tts I.E. Gerard E. 1994a, A AS 106. 87

329. Slysli V.I. Kalenskii S.Y. Val'tts I.E. Otrupcek R. 1994b, MNRAS 268. 464

330. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E., 1995a, IAU Symposium N 170:

331. CO: twenty-five .years of millimeter-wave spectroscopy", 29 May 2 June 1995, Tucson, Arizona, USA. Program and Abstract book, p. 92

332. Slysli Y.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E., • 1995b, ApJ 442, 668

333. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E., Golubcv V.V., 1997a, ApJ 478, L37

334. Slysli V.I., Dzura A.M., Val'tts I.E., Gerard E. 1997b. A A 124, 85

335. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E., Voronkov M.A. et al., 1998a. Arcctri Astrophysics Preprint N 25/98

336. Slysli V.I., Val'tts I.E., Kalenskii S.V. Larionov G.M. et. al., "Proc. of the IAU Coll. N 164 on

337. Radio emission from galactic and extragalactic compact, sources", held in Socorro, New Mexico, USA.21.26 April 1997, Zcnsus A.J., Taylor G.B., Wrobel J.M. (eels.), 1998b. ASP С Series. 144, 379

338. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E., Voronkov M.A., 1999a. A AS 134, 115

339. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E. Golubcv V.V. et al. 1999b. ApJS 123, 515

340. Slysli Y.I., Val'tts I.E. Migenes V. Fomalont E.B. et al. 1999c. ApJ 526, 236

341. Slysli V.I., Val'tts I.E. Migenes V. Fomalont E. et al. AAS Meeting N 194. June 1999,

342. Special Session "High angular resolution science with NRAO VLBA", 1999d. BAAS 194.5010

343. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val'tts I.E. 2000 AA. in preparation

344. Snell R.L. Huang Y.L., Dickman R.L., Claussen M.J.,1988, ApJ 325, 853

345. Snell R.L., Dickman R.L., Huang Y.L.,1990, ApJ 352, 1391. Smits D.P.,1994, MNRAS 269, IIP Sobolev A.M.,1993, Sov. Astron. Letters 19, 293

346. Sobolev A.M., Cragg D.M., Godfrey P.D., 1997, MNRAS 288, L39

347. Stecklum В., Feldt M. Ricliiclii A. et al., 1997, ApJ 479, 339

348. Stern S.A., Col well, .J.E.,1997, AJ 114, 841

349. Sticr M.T. Jaffe D.T., Rengarajan T.N., Fazio G.G. et al. 1984, ApJ 283, 573

350. Sugitani K. Fulmi Y., Mizuno A. Oliaslii N.,1989, ApJ 342, L87

351. Testi L., Felli M., Persi P., Roth M.1994, AA 288, 634

352. Thronson H.A.Jr., Lada C.J. 1984, ApJ 284, 135

353. Tofani, G. Felli. M. Taylor. G.B. Hunter, T.R.1995, ApJS 112. 299

354. Torrelles J.M., Gomez J.M, Rogriguez L.F., Curicl. S. et al.1998, ApJ 505, 756

355. Turner B.E. 1979, AAS 37. 11. Turner B.E.1991, ApJS 76, 617

356. Val'tts I.E., Dzura A.M., Kalenskii S.V., Slysli V.I. et al., 1995a, AA 294, 825

357. Val'tts I.E., Dzura A.M., Kalenskii S.V., Slysli V.I. IAU Symposium N 170:

358. CO: twenty-five years of millimeter-wave spectroscopy". 29 May 2 June 1995, Tucson, Arizona, USA. 1995b, Program and i^bstract book, p. 98

359. Val'tts I.E., Larionov G.M. IAU Symposium N 178:

360. Molecules in astrophysics: probes and processes". 1-5 July 199G, Leiden. Netherlands, 199G. Abstract book. p. 10G1. Val'tts I.E.

361. Conference "Protostars and planets IV", July G-ll, 1998, Santa Barbara, California, USA,1998, Program and Abstracts Notebook, p. 14

362. Val'tts I.E., Slysli V.I., Hirabayaslii H. Fomalont E. et al. "Proc. of the IAU Coll. N 164 on

363. Radio emission from galactic and extragalactie compact sources", held in Socorro. New Mexico, USA.21.26 April 1997. Zensus A.J., Taylor G.B., Wrobcl J.M. (eds.). 1998a. ASP С Series. 144, 3651. Val'tts I.E.1.U Colloquium N 197

364. Astrocliemistry: from molecular clouds to planetary systems". 23-27 August 1999. Sogwipo, Korea.1999. Program and Abstracts Notebook, p. 201.

365. Val'tts I.E. Ellingsen S. Slysli V.I. Otrupcek R. et al. 1999a. MNRAS, in press

366. Val'tts I.E. Ellingsen S. Slysli V.I., Otrupcek R. et al. 1999b. MNRAS, in press1. Walker R.G. Price S.D.1975. in "AFCR.L Infrared Sky Survey" (Air Force Cambridge Res. Labs., Hanscom AFB. MA), AFCRL-TR-75-0373. V.l

367. Walmsley C.M., Batrla W., Matthews H.E., Menten K.M.,1988, AA 197, 271

368. Walsh A.J., Ну land A.R., Robinson G., Bourke T.L. et ah, 1995, PASA 12, 18G

369. Walsh A.J., Hyland A.R., Robinson G., Burton M.G., 1997. MNRAS 291, 261

370. Walt D.J. van der, Gaylard M.J., MacLeod G.C. 1995, AAS 110, 81

371. Wilking B.A., Mundy L.G., Blackwell J.H., Howe .I.E.,1989. ApJ 345, 257

372. Wilking B.A., Blackwell J.H., Mundy L.G.1990, AJ 100, 758

373. Wilking B.A., Mundy L.G. McMullin J., Hezel Т. 1993. AJ 106, 250

374. Wilson T.L., Walmsley C.M. Snyder L.E., Jewell P.R.1984. AA 134, L7

375. Wilson T.L., Walmsley C.M. Menten K.M. Hermscn. W\,1985. AA 147, L19

376. Wilson T.L., Johnston K.J. Mauersberger R.1991. AA 251, 220

377. Wilson T.L. Huttemeister S. Dalimen G. Henkel C'.,1993. AA 268, 249

378. Wood D.O.S., Clmrchwell E. 1989. ApJ 340, 265

379. Wood D.O.S., Myers P.C., Daugherty D.A.1994, ApJS 95, 457

380. Wouterloot J.G.A., Walmsley C.M.1986. AA 168, 237

381. Wouterloot J.G.A., Brand .1. Henkel C. 1988a. AA 191, 323

382. Wouterloot, J.G.A., Brand J., 1989, AAS 80, 149

383. Wouterloot, .I.G.A., Brand J., Fiegle K., 1993, AAS 98, 589

384. Wright E.L., Lada С.Л., Fazio G.G., Kleinmann D.E. et al., 1977, AJ 82, 132

385. Wynn-Wylliams C.G., Werner M.W., 1974, ApJ 187, 41

386. Yamashita Т., Suzuki H. Kaifu N. Tamura M. 1989, ApJ 347. 894

387. Ziurys L.M. McGonagie D. 1993. ApJS 89. 155

388. Zuckerman В., Turner, B.E., Johnson D.R., Palmer P. et al., 1972, ApJ 177, 601