Исследование мазера водяного пара в Sagittarius B2 тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ М.В. ЛОМОНОСОВА

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

На правах рукописи

УДК 524.387

РАМИРЕС ЭРНАНДЕС Оскар

ИССЛЕДОВАНИЕ МАЗЕРА ВОДЯНОГО ПАРА

В SAGITTARIUS В2

Специальность 01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва — 2006

Работа выполнена на кафедре астрофизики и звездной астрономии физического факультета Московского государственного университета имени М.В. Ломоносова

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Лехт Евгений Евгеньевич (ГАИШ, Национальный институт астрофизики оптики и электроники, Тонанцинтла, Мексика)

Официальные оппоненты:

член-корреспондент РАН, доктор физико-математических наук Слыш Вячеслав Иванович (АКЦ ФИАН)

доктор физико-математических наук Чернин Артур Давидович (ГАИШ).

Ведущая организация:

Институт астрономии Российской академии наук

Защита состоится 15 июня 2006 г. в 14 ч. 00 мин. на заседании Диссертационного совета по астрономии Д501.001.86 в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга МГУ по адресу: 119992, г. Москва, Университетский проспект, дом 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАИШ МГУ

Автореферат разослан 10 апреля 2006 г.

секретарь Диссертационного совета

кандидат физ.-мат. наук АЛЕКСЕЕВ С.О.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ Актуальность темы

Первый космический мазер (явление усиления радиоволн за счет вынужденного излучения) был обнаружен в 1965 г [1], в области из газа ОН, неподалеку от молодой звезды, в туманности Ориона. С тех пор были открыты сотни космических мазеров на разных молекулах в ряде различных астрономических объектов — от близких комет до удаленных галактик. Первые мазеры во вращательной линии бю—523 молекулы Н20 на волне Л = 1.35 {у = 22 ГГц) были открыты в направлении известных источников мазерного радиоизлучения ОН в областях звездообразования [2]. Межзвездные мазеры представляют собой сверхкомпактные области в молекулярных облаках, где интенсивность некоторых молекулярных эмиссионных линий может быть значительно усилена [3]. Как потом выяснилось, эти мазеры являются свидетельством раннего этапа формирования молодых звезд.

Предположение о связи космических мазеров с процессом звездообразования было высказано И.О. Шкловским еще в 1966 г., сразу после открытия мазеров ОН. Сильные мазеры ОН и Н20 были впервые обнаружены неподалеку от III¡-областей, которые сопровождают процесс звездообразования. Близко расположенная к центру Галактики и являющаяся одной из ее основных областей формирования звезд, В2, ассоциируется с гигантским молекулярным облаком. Мазерное излучение водяного пара в линии 22 ГГц было обнаружено в В2 Вааком и Маером [4]. Структура источника В2 оказалась довольно сложной [5, 6], состоящей из ряда областей, в состав которых входят также мазерные пятна водяного пара, излучающие в линии 22 ГГц.

Исследование области В2, как и других областей, где

формируются звезды, затруднен некоторыми факторами. В оптическом диапазоне процесс звездообразования доступен только в последней стадии, после того как уже возникший комплекс звезд разрушил родительское Гигантское молекулярное облако. Ранние стадии процесса образования звезд оптически недоступны из-за высокого поглощения света в коконе формирующейся звезды и в гигантском молекулярном облаке, содержащем этот кокон. Таким образом, исследования этих стадий звездной эволюции возможно проводить только в инфракрасном и радио диапазонах, где излучение проходит сквозь все слои

окружающей материи.

Во время коллапса формирующейся звезды, из молекулярного ядра может образоваться массивный молекулярный диск с массой до нескольких сотен масс Солнца. В дисках локализованы мазерные источники Н20, например, как в области В2. Новорожденная звезда обладает сильным звездным ветром, и на некоторой стадии ее эволюции истечение газа из звезды может происходить в виде двух противоположных направленных джетов - биполярное истечение.

Мазеры Н20 характеризуются сложными спектрами с большим числом спектральных деталей, для которых ширина линии ~ 0.4 — 0.7 км/с, а время жизни ~ 106 — 107 с [7]. Согласно некоторым моделям [8, 9], мазеры Н20 локально создаются и накачиваются взаимодействием между сверхзвуковыми истечениями массы из молодой центральной звезды и сгустками материи в околозвездном облаке. Наиболее вероятный механизм накачки мазеров водяного пара — столкновительный в среде с Т ~ 600 К и п ~ 109 см—3 [10].

Регулярные наблюдения в течение длительного времени (мониторинг) позволяют выявить долгопериодические процессы, связанные с эволюцией звезды на раннем этапе ее формирования. Поэтому весьма актуальными являются исследования переменности полного излучения Н20 в течение периода более 20 лет, а также поиск периодической активности вспышечного характера. В периоды вспышек, появляется возможность изучать структуры, как отдельных мазерных пятен, так и групп мазерных пятен, скоплений. Итоговым результатом исследования эволюции мазерного излучения является построение моделей мазерных источников - определение вида структур, в которых располагаются мазерные пятна, размеры структур, периоды активности центральных объектов и т.п.

Цель диссертации

В работе преследовались следующие цели:

1. Обработка данных 23-летнего мониторинга мазерного источника Н20 в В2 и построение каталога спектров.

2. Исследование переменности полного излучения мазера Н20 в В2. Выявление периодической переменности интегрального потока

и центроида скоростей (средневзвешенной лучевой скорости).

3. Выделение отдельных спектральных компонентов и их отождествление с субисточниками в области В2, (]М)и(М).

4. Анализ сильных вспышек (супервспышек) мазера Н20 1986-1987 гг. и 2004 г.

5. Интерпретация переменности излучения отдельных эмиссионных деталей и построение их моделей.

6. Построение модели мазера в области В2.

Научная новизна

В данной диссертации впервые:

1. Проводится анализ спектров 23-летнего мониторинга источника В2 в мазерной линии 22 ГГц молекулы воды. Такой анализ включает

интегральный поток и центроид скоростей, супервспышки 1986-1987 гг. и 2004 г., отдельные детали спектров и средние спектры (для интервалов 1982-1992 гг. и 1993-2003 гг.).

2. Найдены медленные вариации интегрального потока — для всего источника — с характерным временем больше времени мониторинга и с минимумом в 1992-1994 гг.

3. Обнаружены периодические вариации интегрального потока со средним периодом около 2 года.

4. Найдена медленная компонента изменений центроида скоростей с характерным временем более 22 лет, минимум которой приходится на 1996-1998 гг.

5. Найдена корреляция между 2-летними периодическим вариациями интегрального потока и центроида скоростей.

6. Проведен детальный ^н^лиз супбрвспышбк 1986-1987 гг. и 2004 г. с разложением на отдельные компоненты, и проведено их отождествление.

7. Обнаружено чередование максимумов излучения источников N и

М.

9. Найдена циклическая активности источника М со средним периодом 3 года.

Практическая и научная ценность

Прежде всего, приведенные здесь результаты дают хорошую картину временного и, отчасти, пространственного поведения мазерного излучения источника В2 (источники М и И), включая медленные

и быстрые вариации мазериого излучения. С другой стороны, эти результаты представляют большой интерес для понимания структуры и поведения областей В2(Х) и В2(М). В частности, они

свидетельствуют о том, что в северном и в главном источниках мазерные пятна связаны с биполярными истечениями ^ В ТЫ[ Л (3Т ТО ТПЦТкГ 6 от формирующейся звезды).

Обнаружено, что многие мазерные пятна образуют структуры типа цепочек. В свою очередь, проведенный анализ представляет интерес для пополнения картины процесса звездообразования, поскольку исследованные мазерные пятна связаны с молодой, формирующейся звездой и, отчасти, их поведение связано с поведением самой звезды и коконом вокруг нее.

Основные положения диссертации, выносимые на защиту

1. Результаты исследования интегрального потока и центроида скоростей мазерного излучения в направлении источника В2. Для обоих найдены медленные вариации с минимумами в 1992-1994 гг. (для потока) и 1996-1998 гг. (для центроида скоростей), а также вариации с характерным временем больше 22 х лет и более быстрые вариации с периодом 2 года. Было найдено, что 2-летние периодические вариации обеих кривых коррелируют между собой.

2. Результаты анализа супервспышек 1986-1987 гг. и 2004 г. Эти вспышки оказались разного характера и принадлежат разным источникам (Ы и М соответственно). Обе вспышки связаны со значительным повышением активности нескольких деталей и, видимо, связаны с молекулярными истечениями. Во вспышке 1986-1987 гг. имело место последовательное возбуждение мазерных пятен.

3. Результаты анализа средних спектров мазерного излучения. Были построены средние спектры для интервалов 1982-1992 гг. и 1993-2003 гг. Оказалось, что они обнаруживают неплохое подобие, как по амплитуде, так и по своей структуре.

4. Результаты анализа отдельных спектральных деталей. Были рассмотрены их основные характеристики: ширина линии, переменность потока, принадлежность к конкретному источнику (Ы или М), дрейф по лучевой скорости.

5. Модель источника, построенная после анализа всех результатов.

Оказалось, что как в источнике X, так и в источнике М, мазерные пятна связаны с молекулярными истечениями и некоторые из них образуют структуры типа цепочки. Молекулярные истечения и приводят к всплескам излучения этих, компактно сгруппированных пятен.

Апробация результатов

Результаты, приведенные в данной диссертации, были доложены на Ломоносовских чтениях (май 2004 г.), на ВАК 2004 ( ИЮНЬ 2004 г.) и на международном симпозиуме "Астрономия 2005". По теме диссертации опубликовано 3 статьи в Астрономическом журнале. Имеются также две публикации в сборниках тезисов докладов.

Структура и объем работы

Диссертация состоит из введения, 3-х глав, заключения, приложения, списков рисунок и таблиц, и списка цитируемой литературы. Объем работы составляет 125 страницы и содержит 34 рисунка и 7 таблиц. Список цитируемой литературы включает 87 наименований.

Содержание диссертации

Во введении описаны области формирования звезд ^ 11рот т,есс звездообразования, области НИ и космические мазеры. Описана также связь между процессом звездообразования и мазерными источниками. Изложена роль космических мазеров, как орудия исследования областей звездообразования, и состояние этой проблемы на данный момент. Показана актуальность работы, изложена постановка задачи и показан личный вклад в результатах работы.

В первой главе описывается параболический радиотелескоп, в частности, РТ-22 Путинской радиоастрономической обсерватории. Приведены основные характеристики антенны, аппаратурного комплекса и режима их работы. Описаны также факторы, влияющие на работу радиотелескопа и способы улучшения его работы.

Во второй главе изложены методы наблюдений, использованные при получении спектров источника В2: методы "ОХ-ОХ"и "ОХ-ОРР"_ Второй метод использовался во время сильной вспышечной активности мазера. Приводятся также факторы, искажающие спектры,

и способы их устранения: корректировка за доплеровское смещение линий, исправление базовых линий, учет поглощения радиоизлучения в атмосфере. Учет поглощения очень важен, поскольку высота источника над горизонтом не превышала 6° — 7°. Так как область В2 состоит их двух основных субисточников, разделенных по углу всего лишь на 45" (ширина диаграммы антенны на 1.35 см составляет 2.6'), был использован метод наблюдений в нескольких точках с интервалами между ними 45". Это позволило провести отождествление эмиссионных деталей с соответствующими субисточниками.

В третьей главе приведено описание области Б^г В2. Дана пространственная картина в целом, а также двух основных подобластей, Б^г В2(М) и Бр;г В2(Х). в которых находятся НП-области, биполярные истечения и мазерные пятна водяного пара. Приводятся их основные физические характеристики, а также основные признаки звездообразования, наблюдаемые в них.

П ^ЗСЗДТ^ОТсЬВ Л (ЗН ВТ результаты обработки и ан ал из а д^ан н В1Х радионаблюдений мазерного излучения молекулы Н20 в линии 22 ГГц, полученных при мониторинге на параболическом радиотелескопе РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории в период 1982-2004 гг. Спектры, исправленные за поглощение в атмосфере Земли, охватывают лучевые скорости ~ 40 — 80 км/с (с начала 2002 г. диапазон скоростей был расширен до ^ьби ~ 20 — 25 км/с).

Анализ данных показал, что происходили сильные изменения структуры спектров, которые всегда состояли из большого числа компонентов (более 30). Ширина линю I болвшинства эмиссионных деталей составляла ~ 0.8 — 2 км/с при ошибках измерений от ±0.01 до ±0.02 км/с. Точность определения Уьяи составляла ±0.02 км/с для сильного излучения (> 300 Ян) и±0.03 км/с для более слабого излучения.

Ввиду того, что основные группы исследуемых мазерных пятен, М и ]М, разнесены между собой по склонению на 45", а диаграмма направленности РТ-22 превышает эту величину (2.6'), они воспринимаются почти как один объект. Для отождествления основных спектральных компонентов мазерного излучения с источниками М и N были применены два метода. Наши данные сравнивались с данными других работ, например [5], для близких эпох наблюдений. Кроме того, в разные эпохи нами были 11 р о в бдб н В1 с п б т щ ал в н В1 б наблюдения

в нескольких точках вдоль линии, соединяющей источники М и N.

Для оценки активности мазеров Н20 в целом были проведены исследования вариаций интегрального потока и центроида скоростей. Найдена корреляция переменности данных параметров. Обнаружены три вида переменности:

1. медленные, которые превышают период мониторинга;

2. средние, имеющие период примерно 2 г.;

3. быстрые вариации.

В течение 23-летнего мониторинга имели место две супервспышки (1986-1987 гг. и 2004 г), излучение в которых достигало почти 4000 Ян. Проведено отождествление компонентов вспышек. Первая вспышка принадлежит источнику ]М, а вторая источнику М. Обсуждается их природа, которая оказалась разной. Причиной этого может быть различие в структуре источников N и М. Общим является то, что скопления мазерных пятен каждого источника связаны с молекулярными потоками вещества.

В данной главе проводится также анализ излучения основных спектральных деталей. Изучается эволюция во времени их потоков и лучевой скорости. Обнаружен разный характер дрейфа лучевых скоростей для разных деталей. Обсуждаются возможные причины наблюдаемого характера переменности лучевых скоростей. Получено, что некоторые спектральные детали (мазерные пятна) имеют структуру в виде неоднородных волокон или цепочек. Мазерные пятна могут образовывать отдельные, достаточно компактные скопления.

В 1992-1993 гг. имел место минимум мазерного излучения. Для периодов до и после минимума были построены средние спектры. Они показали, что, несмотря на разные вариации излучения, оба спектра обнаруживают неплохое подобие, как по амплитуде, так и по своей структуре. Повторяемость компонентов в средних спектрах разных эпох может быть при существовании достаточно стабильных структурных образований в источниках.

Обсуждается циклическая активность мазера. Обнаружено поочередное преобладание излучения северного (]М), либо центрального (М) источника и найден период активности излучения для основного источника (М), который составляет около 3 лет.

В главе также приводится модель для области В2. Для

источника N построена двумерная картина, показывающая мазерные

пятна Н20, биполярные истечения, акреционный диск и области НИ. Обсуждаются возможные модели, объясняющие наблюдаемые профили линий и разнообразные характеры эволюции как отдельных эмиссионных деталей, так и групп деталей с близкими лучевыми скоростями.

Для объяснения наблюдаемой переменности профилей (поток, лучевая скорость и ширина линии) предлагается модель, в которой мазерные пятна имеют вытянутую форму и в них присутствуют мелкомасштабные турбулентные ДВИЖвНИЯ В6Щ6СТВй • Это приводит к уширению спектральной линии и в некоторых случаях к ее асимметрии. Вытянутые пятнО) могут роси^^доться но отдельные сгустк^и^ ветт^естВсЬ которые являются звеньями цепочек. В этом случае ударная волна, возникающая при взаимодействии распространяющегося от звезды (или скопления звезд) звездного ветра с плотной средой, последовательно проходит через элементы цепочки, возбуждая в них мазерное излучение. В других случаях, мазерные пятна имеют вытянутую форму (волокно) без заметной фрагментации на отдельные плотные сгустки материи. Кроме того, возможна модель пятна в виде сгустка вещества, которое под воздействием звездного ветра от звезды может ускоряться, а при его ослаблении может тормозиться околозвездной средой.

В периоды вспышечной активности не наблюдались заметные задержки между максимумами потоков эмиссионных деталей с близкими лучевыми скоростями, что возможно в случае образования этими деталями компактных групп.

В заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации, и сделаны некоторые обобщения.

В приложении излагаются теоретические модели мазеров, насыщенных нен&сыщен н^ы^с^« сферических и цилиндрических, а также механизмов накачки.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

Основные результаты диссертационной работы опубликованы в следующих работах:

1. Лехт Е.Е., Рамирес Эрнандес О., Толмачев A.M., Беру..!не И.И. "Мазерное излучение H2O в направлении Sagittarius В2: Результаты мониторинга 1982-1992 гг."// Астрономический журнал, 2004, т. 81, No. 3, с. 195-208.

2. Лехт Е.Е., Рамирес Эрнандес О., Толмачев A.M. "Некоторые результаты 22-летнего мониторинга источника Sagittarius В2 в линии 1.35 см". // Астрономический журнал, 2004., т. 81, No. 12, с. 1059-1073.

3. Рамирес Эрнандес О., Лехт Е.Е., Толмачев A.M. "Сильная вспышка мазера H2O в Sagittarius В2(М)". // Астрономический журнал, 2005, т. 81, No. 12, с. 874-880.

ЛИЧНЫЙ ВКЛАД АВТОРА В РАБОТАХ В СОАВТОРСТВЕ Статья 1.

Участие в составлении каталога спектров Н20 источника В2 периода 1982-1992 гг. - корректировка спектров за инструментальные эффекты и поглощение излучения в атмосфере Земли. Отождествление эмиссионных деталей супервспышки 1986-1987 гг. Построение модели мазера Н20 в В2(]\Г).

Статья 2.

в составлении каталога спектров периода 1993-2004 гг. (при этом автор принимал участие в наблюдениях 2001-2004 гг. и реализовал разработанный им метод разделения излучения в тесном двойном источнике, В2(Х) и В2(М)). Обработка спектров по методике, аналогичной в статье 1. Отождествление спектральных компонентов на их принадлежность источникам В2(Х) и В2(М). Анализ переменности интегрального потока и центроида скоростей.

Статья 3.

Участие в

наблюдениях по программе мониторинга в 2004 г. Отождествление эмиссионных деталей (аналогично статье 2). Обнаружение и исследование циклической переменности излучения мазера Н20 в В2(М) со средним периодом 3 г.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

[1] Weaver II.. Williams D.R.W., Dieter N.H. & Linn W.T. // Observations of a Strong Unidentified Microwave Line and of Emission from the OH Molecule // Nature, 1965, 208, 29-31.

[2] Cheung A.C., Rank D.M., Townes C.H., Thornton D.D. к Welch W.J. // Detection of water in interstellar regions by its microwave radiation // Nature, 1969, 221, 626.

[3] Ghavamian P. // An Introduction to Astrophysical Masers // www.physics.rutgers.edu/ parviz/masers.html

[4] Waak J.A. & Mayer C.H. // H2O source in Sagittarius B2 // Ap. J., 1974, 189, 67.

[5] Kobayashi II.. Ishiguro M., Chikada Y., Ukita N., Moirita K., Okumura S., Kasuga T. and Kawabe R. // Distribution of the H2O masers in the Sagittarius B2 core // Publ. Astron. Soc. Japan, 1989, 41, 141.

[6] Gaume R.A., Claussen M.J., De Pree C. G., Gross W. M. and Meringer D. M. // The Sagittarius B2 star-forming region. I. Sensitive 1.3 centimeter continuum observations // Ap. J., 1995, 449, 663.

[7] Эвретт Ю. // На переднем крае астрофизики, M.: Мир 1979, с. 405458 (перевод с английского: Frontiers of astrophysics, E.H. Avrett, Harvard university press, 1976).

[8] Genzel R. // Strong interstellar masers // in: Masers, molecules and mass outflows in star forming regions, ed. A. D. Haschik, Westford, MA: Haytack Obs., 1986, p. 233.

[9] Tarter J.C., Welch W.J. //A cloud collision model for water maser excitation // Ap. J., 1986, 305, 467.

[10] Рудницкий P.M. // Конспект лекций по курсу "Радиоастрономия", Нижный Архыз 2001.

Введение

Процесс звездообразования

Космические мазерные источники.

Постановка задачи. Цель, краткое содержание и научная ценность диссертации.

1 Аппаратурный комплекс: Радиотелескоп

1.1 Антенна радиотелескопа.

1.2 Аппаратурный комплекс радиотелескопа РТ

2 Методы наблюдения и обработка данных наблюдений

2.1 Методы наведения.

2.1.1 Метод OFF-ON (ГШ-OFF-ON).

2.1.2 Метод ON-ON (ГШ-ON-ON)

2.2 Движения небесных тел. Местный стандарт покоя.

2.3 Смещение линий.

2.4 Исправление базовых линий.

2.5 Поглощение.

3 Область Sagittarius В

3.1 Общие данные

3.1.1 Основные характеристики и структура.

3.1.2 Структура подобластей Sgr B2(N) и Sgr В2(М)

3.2 Представление данных: Наблюдательный мате-риал

3.3 Анализ данных.

3.3.1 Отождествление спектральных компонентов

3.3.2 Интегральный поток.

3.3.3 Переменность центроида скоростей и корреляция с интегральным потоком.

3.3.4 Супервспышки излучения.

3.3.5 Отдельные эмиссионные детали.

3.3.6 Средние спектры.

3.4 Циклическая активность мазера.

3.5 О модели "мазерных пятен" в источнике В2.

Исследование областей звездообразования представляет особый интерес для науки, ибо для более полного понимания структуры и эволюции Вселенной важно понять, как происходит процесс формирования этих "космических атомов" и что за процессы его сопровождают. С возникновением и развитием в 20 веке радиоастрономии, одним из способов "косвенного" исследования областей, где идет процесс формирования звезд, является исследование мазерных источников, возникающих в результате этого процесса. Здесь существенным является тот факт, что именно радиоизлучение (наряду с инфракрасным) позволяет нам проникать в упомянутые области, спрятанные от нас в видимом диапазоне спектра газопылевой оболочкой — коконом, и что, благодаря особенным свойствам, мазерное излучение позволяет получать более детальную картину этих областей звездообразования.

Обнаружение в 1965 г. космического мазерного излучения было настолько неожиданно, что его приняли за новое вещество и назвали его "мистериум"[85]. Мощная эмиссионная линия гидроксила (ОН) была обнаружена в тех областях, где астрономы раньше не могли нечего видеть, и о физических условиях которых они только догадывались. Это были газопылевые облака, окружающие молодые звезды. Мазерное излучение дает исключительно важную информацию о плотных пылевых регионах, что делает его незаменимым орудием исследования космических объектов — от комет до активных галактических ядер, включая упомянутые области звездообразования и околозвездные оболочки. Некоторое время спустя после открытия первого мазера в космосе Чеунг и др. [4] открыли мазеры водяного пара (НгО) в линии 22 ГГц. Они оказались еще мощнее и компактнее, чем мазеры гидроксила и, как потом выяснилось, эти мазеры являются свидетельством раннего энергетического истока от молодых звезд. После этих открытий были обнаружены сотни космических мазеров на молекулах ОН, Н2О, СН3ОН, SiO, Н2СО и NH3, SiS и HCN [23, 34, 20, 52, 31, 54, 30, 16].

Молекулярные мазеры тесно связаны с процессом формирования звезд. Сильные мазеры ОН и Н2О были впервые обнаружены неподалеку от HII-областей, которые сопровождают процесс звездообразования. Близко расположенная; к центру Галактики и являющаяся одной из ее основных областей формирования звезд — Sgr В2, ассоциируется с гигантским молекулярным облаком. Мазерное излучение водяного пара в линии 22 ГГц было обнаружено в Sgr В2 Вааком и Маером [83] и оказалось, что оно исходит от протяженной по склонению области. Структура источника Sgr В2 оказалась довольно сложной, состоящего из ряда областей, в состав которых входят также мазерные пятна водяного пара, излучающие в лийии 22 ГГц.; Именно эти мазеры и позволили нам изучать структуру и поведение области Sgr В2. Ниже будет подробнее изложено как об областях звездообразования, так и о космических мазерах.

Процесс звездообразования

Один из важнейших! процессов, протекающих в космосе это, безусловно, процесс звездообразования. Звезды могут формироваться как по одиночке, так и группами. Последний случай имеет место особенно в отношении массивных звезд, которые рождаются преимущественно в составе больших групп — скоплений, ассоциаций, комплексов.

Процесс формирования таких звезд имеет место в гигантских молекулярных облаках (ГМО), массы и плотности которых находятся в области М ' = 105 — 107 М© и п = 105 — 106 см-3 [71]. В Галактике около 6000 таких облаков, в которых содержится 90% всего молекулярного газа [77]. Гигантские молекулярные облака принадлежат к плоской составляющей Галактики и, естественно, концентрируются к ее плоскости. Такие облака часто являются гравитационно-неустойчивыми. Джине впервые рассмотрел проблему образования звезд из конденсации межзвездного газа. Он показал, что при некоторых условиях волны плотности имеют растущую амплитуду, что приводит к разбиению газа на фрагменты и последующему сжатию протозвездных конденсаций. В оптическом диапазоне процесс звездообразования доступен только в последней стадии, после того как уже возникший комплекс звезд разрушил родительское Гигантское молекулярное облако.

Ранние стадии процесса образования звезд оптически недоступны из-за высокого поглощения света в коконе формирующейся звезды и в ГМО, содержащем этот кокон. Таким образом, исследования этих стадий звездной эволюции приходится проводить в инфракрасном и радио диапазонах, где . излучению удается пробираться сквозь все слои окружающей материи. Эти наблюдения показали, что вначале, в плотном ядре молекулярного облака, на месте протозвездной конденсации возникает мазер СН3ОН первого класса (источником возбуждения являются столкновения с последующим радиативным распадом), который и отмечает положение будущей звезды. Дальше возникают источники инфракрасного и радио излучений. Затем в звезде начинают идти ядерные реакции с последующим нагревом и частичной ионизацией газопылевого кокона, содержащего звезду. Образуется компактная область НИ (см. ниже).

На этой стадии вблизи конденсации зажигаются мазеры СН3ОН второго класса (источником возбуждения является дальнее инфракрасное излучение), мазер Н2О и затем ОН. Далее, если звезда не взрывается в виде сверхновой, область НН расширяется, иногда до десятков парсек. ГМО рассеивается и область НН становится видимой в виде диффузной туманности. Иногда, во время коллапса формирующейся звезды, из молекулярного ядра может образоваться массивный молекулярный диск с массой до несколько сотен масс Солнца. Из всего этого вещества только ~ 1% превратится в звезду, а остальная часть будет разбросана в окружающее звезду пространство. Во время существования диска, процесс аккреции вещества из него на звезду будет продолжаться. Диск можно наблюдать в молекулярных линиях. В дисках бывают локализованы мазерные источники Н2О, например, как в области Sgr В2, которые и изучаются в данной работе. Если новорожденная звезда обладает сильным звезДным ветром, диск может создавать анизотропию в истечении газа из звезды в виде двух противоположных направленных джетов - биполярное истечение. Биполярное истечение обнаруживается по наличию протяженных крыльев в молекулярных линиях вблизи звезды. Протяженность джетов (биполярного истечения) достигает нескольких парсек при очень высокой степени коллимации: угол расходимости джетов часто не больше 10° [71].

В Млечном Пути наибольшая интенсивность звездообразования наблюдается на расстояниях от 3.5 до 6.5 кпк от ее центра. Около 70% звезд формируется сейчас в спиральных рукавах, 10% — в межрукавном пространстве, 10% — в районе центра, в области диаметром около 1 кпк, и еще около 10% — в гало, над галактической плоскостью.

Исследуемая здесь область звездообразования, Sgr В2, относится к центральному району. Она; является одной из самых активных областей образования массивных звезд Галактики, в ней наблюдаются все выше упомянутые признаки звездообразования (см. гл. 3).

Существует несколько процессов, сопровождающих формирование звезд, которые являются хорошими индикаторами звездообразования. В первую очередь это массивные звезды и окружающие их эмиссионные туманности. Массивные звезды: живут недолго 3 х 106 лет) и имеют небольшие хаотические скорости (10 км/с), из-за чего они не успевают далеко уйти от места своего рождения (< 30 пк). По этому признаку нетрудно обнаруживать области звездообразования в соседних галактиках. Но в плоскости Галактики, где концентрируются темные ГМО, поглощение межзвездной средой (включая родной кокон звезды) не позволяет в видимом диапазоне обнаруживать даже массивные звезды на расстоянии более 3-5 кпк. В таком случае, хорошим косвенным индикатором звездообразования служит ИК излучение пыли, нагретой горячими звездами, а также радиорекомбинационное излучение компактных областей НН, окружающих массивные звезды внутри газопылевых коконов, и радиоизлучение молекул. К этим признакам надо добавить уже упомянутые биполярные истечения. Отдельное обсуждение требует космическое мазерное излучение молекул (см. раз. о космических мазерах), которое дает много полезной информации о структуре областей звездообразования и о процессах, идущих в них. Предположение о связи космических мазеров с процессом звездообразования было высказано И.О. Шкловским еще в 1966 г., сразу после открытия мазеров ОН.

Области НИ

Области НН представляют собой объекты в межзвездном пространстве, где водород находится в ионизованном состоянии. Обычно это области, где горячие голубые ОВ-звезды испускают огромное количество ультрафиолетового излучения в окружающее их облако, из которого только что они сформировались. Эти звезды могут ионизовать весь водород вдоль десятков и даже сотен световых лет во всех направлениях. Ультрафиолетовое излучение отрывает электроны от атомов водорода, после чего, при рекомбинации с водородными ядрами, излучается ряд эмиссионных линии по мере лавинного падения электронов на другие энергетические уровни атома [7]. Концентрация тепловых радиоисточников, связанных с областями НИ, особенно высока в галактической плоскости, так как образующие их ОВ-звезды — молодые объекты, принадлежащие к плоской составляющей населения Галактики. Излучение областей НИ образует фон Галактики на коротких дециметровых и на сантиметровых волнах. К наиболее известным тепловым радиоисточникам, областям НН, относится источник Sgr В2

71].

Многие тепловые радиоисточники связаны с областями активного звездообразования, в том числе компактные и ультракомпактные области НИ, которые непосредственно окружают недавно возникшие звезды спектральных классов О -и ранних В. Размеры компактных областей НН ~ 0.1 пк, а электронная плотность достигает 106 —107 см-3. Компактные области НИ проявляют себя в диапазоне сантиметровых волн в виде тепловых радиоисточников малых угловых размеров, иногда наложенных на более протяженный диффузный радиоконтинуум с меньшей мерой эмиссии [71].

Образование планетных систем

Образование звезды может сопровождаться образованием собственной планетной системы из околозвездного газопылевого протопланетного диска, являющегося обязательным атрибутом протозвезд. Диск может, в свою очередь, разбиваться на кольцевые зоны и фрагменты с последующим образованием планет [То]. Эти представления подтверждаются, благодаря новым приборам и методам наблюдений с высоким разрешением, как в случае телескопа Хаббла, чье высокое разрешение позволило обнаружить многочисленные свидетельства протекания процесса звездообразования и получить изображения плотных сгустков вещества, глобул, и отдельных протозвезд с газопылевыми дисками вокруг них [75].

В результате исследований оказалось, что мазеры также связаны с различными этапами эволюции планетных систем. Мазеры метанола II класса и мазеры ОН возникают в периферийных остатках диска вокруг молодых горячих звезд большой массы (50 Ме) на расстоянии в несколько тысяч астрономических единиц от звезды. Возможно, эти мазеры излучаются протяженными атмосферами ледяных планет (гигантские кометы). С дисками вокруг протозвезд малой массы (0.1 М©). еще пребывающих на стадии аккреции вещества, связаны некоторые мазеры Н2О (1С1396М). Размеры этих дисков невелики - порядка 20 а.е. [75]. Аналогичное явление, диски с источниками мазерного излучения, было обнаружено в более грандиозных масштабах в ядрах некоторых активных галактик, вокруг черных дыр с массой 106 - 109 М© [75].

Космические мазерные источники

Первый космический мазер был обнаружен в 1965 г. в области из газа ОН, неподалеку от молодой звезды, в туманности Ориона. С тех пор были открыты сотни космических мазеров на разных молекулах в ряде различных астрономических объектов — от близких к нам комет до удаленных галактик. Благодаря особым физическим условиям, преобладающим в межзвездном пространстве, мазерный эффект в космосе возникает с относительной легкостью.

Мазер — это явление усиления радиоволн за счет вынужденного излучения. Межзвездные мазеры представляют собой сверхкомпактные области в молекулярных облаках, где интенсивность некоторых молекулярных эмиссионных линий может быть значительно усилена (коэффициент усиления может иметь величину порядка Ю10) [25]. Обычно галактические мазеры занимают на небе не больше нескольких сотых долей угловых секунд, но они могут быть достаточно мощными, чтобы их обнаружить в других галактиках. Например, мазеры Н2О могут излучать столько, сколько одна болометрическая яркость солнца в линии шириной всего лишь 50 кГц [25]. Именно поэтому спектральная информация может быть использована, чтобы проверить физические условия довольно близко к их источникам возбуждения, таким как молодые звезды, проэволюционировавшие звезды или ядра активных галактик.

Обычно, для того, чтобы в космосе появилось мазерное излучение, необходимо, чтобы выполнялись следующие условия [25]:

1. Достаточно высокая плотность (п = 106 — 1011 см-3),

2. Источник накачки для возбуждения линий (создание инверсии населенности уровней), такой как звезда (> ЮМ©) или наличие столкновительного возбуждения, и

3. Подходящий вид молекул (ОН, Н2О, 810, СН, СН3ОН и т.д.).

Такие условия чаще всего связаны с двумя космическими типами объектов — с областями звездообразования и со звездами поздних спектральных классов, испытывающими потерю массы. Поэтому можно

разделить галактические мазерные источники на две группы, связанные с первым и со вторым типами объектов, соответственно. Другая классификация мазеров сделана на основе разных молекул, создающих мазерные эффекты. ;

Таблица 1: Молекулы, показывающие мазерную активность в космических источниках, (по [7]).

Молекула Название Частота (ГГц) Характеристики*

ОН гидроксил 1.612 О, М и ' 1.667 О, М н 1.720 О

Н2СО 4.829 О

СНзОН метанол 12.178 О

18.155 С

Н20 вода 22.235 0,М

Шз аммиак 23.870 О

БЮ моноокись кремня 43.122 М, Б, О п 86.423 М, Б ней цианистый водород 89.087 С О означает, что мазерное излучение часто встречается в областях звездообразования; М в М-звездах; в в циркониевых звездах; С в углеродных звездах.

В данной таблице показана только часть наблюдаемых мазерных линий.

Мазеры ОН и Н2О в областях звездообразования

Межзвездная среда, в окрестностях областей звездообразования содержит богатые молекулами ОН, Н2О и СН3ОН плотные резервуары вещества. Яркие О- или В-звезды нагревают окружающие их газопылевые оболочки энергетическими фотонами. Затем пыль переизлучает поглощенную энергию в инфракрасном диапазоне, что в свою очередь возбуждает ОН и Н2О молекулы, создавая инверсию населенности (см. ниже о мазерном механизме). Внутри облака область мазерного излучения, не больше. 1011 км [25]. Как следовало ожидать, межзвездные мазеры также находятся неподалеку от компактных областей НН, окружающих горячие звезды, а также и от инфракрасных источников [7].

Мощность космического мазера определяется числом мазерных фотонов, излучаемых за одну секунду. Для типичных НгО мазеров в областях звездообразования, как в Орионе, их мощность составляет порядка 1046 с-1. Отметим, что мощность Н2О мазера, связанного с \¥49, достигает 1049 с-1 [25], что делает его самым сильным мазером в Галактике.

Существуют наблюдательные свидетельства того, что когда в молодой звезде начинается ядерный синтез, ОН мазеры продолжают свое существование до тех пор, пока ионизованная область не расширится до диаметра ~ 0.1 пк, между тем как Н2О мазеры переживают зажигание звезды примерно на 105 лет. Вне этих пределов плотности и температуры, необходимые для поддержания мазеров, становятся невозможными [25, 7].

Линии гидроксила на 18 см, впервые зарегистрированные в эмиссии в 1965 г., исходили из окрестностей областей НН вокруг молодых горячих звезд. Профиль линий имел сложную многокомпонентную форму. Интерферометрические наблюдения показали, что каждый пик в профиле излучается отдельной мазерной конденсацией размером от 1 до 10 а.е. Потоки излучения мазерных эмиссионных деталей достигали тысяч Ян, при очень малой ширине профиля (0.6-3 кГц). Яркостная температура мазерных конденсаций доходила до 1012 К. Обнаруженное излучение имело круговую поляризацию, степень которого доходила вплоть до 100%. Области звездообразования излучали, в основном, в главных линиях 1665 и 1667 МГц; сателлитные линии были гораздо слабее [71].

После открытия мазерного излучения молекул воды и гидроксила в областях формирования звезд, мазеры этих и других молекул были найдены в оболочках звезд поздних классов М, Б и С [7].

ОН и Н2О мазеры можно также найти в ядрах активных галактик (например, NGC 3079 или NGC 1068). Мощность таких внегалактических мазеров сильнее (в 106 и 103 раз для ОН и Н2О мазеров, соответственно), чем известные мазерные источники в нашей галактике [25]. Диски с источниками мазерного излучения были обнаружены в более грандиозных масштабах в ядрах некоторых активных галактик, вокруг черных дыр с массой 106 — 109М© [75].

Помимо упомянутых выше мазеров, в областях звездообразования также встречаются мазеры СН3ОН, SiO, Н2СО и NH3 [23, 34, 20, 52, 31, 54, 30, 16].

В табл. 2 представлены некоторые свойства мазеров, связанных с областями звездообразования (по данным Эвретта [2] и Рейда и Морана [67]).

Мазеры Н20

Первые мазеры во вращательной линии 6ie — 623 молекулы Н20 на волне Л = 1.35cm (v = 22 ГГц) были открыты в 1968 г. в направлении известных источников мазерного радиоизлучения ОН в областях звездообразования [71]. Эта линия обязана своим проявлением переходу между близко расположенными вращательными уровнями 6i6 и 523- Характеристики для этого перехода представлены в табл. 3 [2]. В отличие от молекулы ОН, где мазерный эффект имеет место в основном вращательном состоянии, в молекуле Н2О мазерные уровни расположены высоко над основным состоянием; энергия возбуждения соответствует температуре 644 К. Поэтому мазер Н2О — гораздо более энергоемкое явление, чем мазер ОН [71].

На рис. 1 показаны вращательные уровни энергии и наблюдаемый переход молекулы Н2О.

Обычно мазерное излучение Н20 является сильно переменным; при этом яркостная температура у наиболее мощных источников в областях звездообразования достигает 1015 К. Рекорд принадлежит мазеру Н2О

Величина н2о он SiO СН3ОН

Число наблюдаемых .1 9 4 4 переходов

Число известных объектов* ~ 200 ~ 100 1 1

Ширина линии, км/с 0.5-2 0.1-1 2 0.5

Ть К ** 100-1500 4-400 3500 150

Число спектральных деталей 1-100 1-50 5 3

Диапазон скоростей, км/с 1-300 1-30 25 4

Поляризация, % Линейная Линейная Круговая Нет

0-10) (0-100) Круговая (0-100) (0-20)

Время жизни деталей, с *** ю6 - ю7 107 - 108 ? ?

Размер пятен, см 1013 - 10й Ю14 - ю15 < 1016 < 1016

ТВ,К ю13 - ю15 1012 - 1013 > 1013 > 103

Размер группы источников, см ю16 - ю17 1016 -1017 ? 1017

Мощность, эрг/с **** ю27 - ю33 ю27 - ю30 1029 1027 Данные этой таблицы относятся в основном к 1976 г. К сегодняшнему дню число обнаруженных космических мазеров, естественно, увеличилось. **В предположении, что нет сужения в крупномасштабных движений газа. ***Имеется несколько случаев, когда характерное время меньше. ****В предположении изотропного излучения.

Оп А, поток которого в течение длительного времени сохранялся на уровне 2 млн Ян (Тг> ~ 1017 К) [71]. Возможно, что сильные вспышки как та, которая наблюдалась в Орионе, могут оказаться обычными для источников со многими мазерными деталями ([16]). Мазеры Н20 характеризуются сложными спектрами с большим числом спектральных деталей (от одной вплоть до ста), для которых ширина линии ~ 0.4 — 0.7 км/с, а время жизни ~ 106 — 107 с. [2]. Дисперсия скоростей излучения отдельных мазерных источников НгО достигает

Молекула Переход и, МГц Л, см Е/кс, см 1 Е/к, К А с-1

Н20 616 —► 5гз 22235.080 1.35 447 644 1.91 • 10-9

В данной таблице указаны частота и длина перехода, энергия по отношению к основному состоянию (в см-1 и в К) и коэффициент вероятности спонтанного перехода. Энергия в температурных единицах, Е/к, показывает, какой должна быть температура, чтобы населенность данного уровня стала заметной.

- 1400

- 1200

- 1000

- 800

- 600 ас £

400

- 200

Рис 1: Часть вращательных уровней энергии молекулы Н2О - асимметричного волчка. Микроволновой мазерный переход обязан своим проявлением случайной близости уровней 616 и 523 (из [2]). десятков и сотен км/с (в источнйке W49 — до 500 км/с) [71]. Согласно некоторым моделям ([24, 78]), мазеры НгО создаются и накачиваются взаимодействием между сильно сверхзвуковыми истечениями массы из молодой центральной звезды и сгустками или неоднородностями околозвездного облака. Мазеры имеют форму волокон с осями, перпендикулярными к направлению движения. Наиболее вероятный механизм накачки мазеров водяного пара — столкновительный в среде сТ~ 1000 К и n ~ 109 см-3 [71]. Некоторые мазеры Н2О, как в случае Sgr В2, показывают структуры, похожие на протопланетные кольца. [40, 43]. Отдельные конденсации в мазерах Н2О могут представлять собой легкие тела типа протопланет; это объясняет высокую дисперсию их скоростей, создаваемую при воздействии звездного ветра [71].

Помимо линии 22 ГГц, в космосе обнаружены и другие мазерные линии Н2О, но из-за сильного поглощения в атмосфере Земли их трудно наблюдать с земной поверхности. Среди таких линий встречаются следующие: 380 ГГц (переход 4i4 32Ь [60]), 183 ГГц (переход З13 220, [84, 37]), 321 ГГц (переход 1029 -» 936, [55]) и 325 ГГц (переход 515 422, [56]). Как показывают исследования Неуфелда и Мельника ([57, 58]), здесь соотношение мазерного излучения в разных линиях определяется главным образом температурой, что и следовало ожидать для насыщенного мазера со столкновительным механизмом накачки.

Мазеры как орудие исследования космоса

Благодаря своим особенным свойствам, мазеры стали хорошим средством для исследования космических объектов. Мазерное излучение дает полезную информацию о физических условиях областей мазерного излучения, об их химическом составе, о скоростях и структуре магнитного поля. Таким образом, мазеры позволяют изучать молодые звезды, проэволюционировавшие звезды, области звездообразования, ядра активных галактик, кометы, остатки сверхновых [16, 67, 33, 71].

С одной стороны, мазерное излучение способно проявить себя через слои непрозрачного для видимого света вещества, делая возможным проводить исследования объектов, спрятанных в облаках, как в случае протозвезд. С другой стороны, космическое мазерное излучение, часто очень сильное, исходит от очень компактных областей и его можно наблюдать с помощью интерферометрических методов, как РСДБ, что дает высокое пространственное разрешение. Для ярких мазеров ОН и Н2О (Ori A, W 51, Sgr В2) методом РСДБ получены карты высокого разрешения с интервалом в несколько лет и даже несколько месяцев. Измеренные собственные движения (угловые перемещения) отдельных мазерных конденсаций (порядка нескольких миллисекунд дуги в год), подтверждают общую картину разлета от общего центра [71]. Исследования мазеров в областях звездообразования с высоким угловым разрешением дают материал не только для звездной, но и для планетной космогонии [71, 75].

С помощью мазерного излучения можно получить независимую оценку расстояния до источника. Так, например, для мазера Н2О Sgr В2 было получено D = 7.1 ± 1.5 кпк [68].

Космические мазеры также позволяют исследовать темп потери массы вещества (например, по "мазерным" оценкам, область вблизи источника IRC +10011 теряет примерно 10~5М© в год) [25], магнитное поле в областях формирования звезд, вращение и магнитное поле Галактики, межзвездное рассеяние [68].

В приложении кратко изложены теоретические модели мазеров, включая механизмы накачки.

Постановка задачи. Цель, краткое содержание и научная ценность диссертации

Постановка задачи

Как было изложено выше, мазерное излучение Н2О в радиолинии 22 ГГц позволяет нам исследовать проявление активности протозвезд, скрытых от нас газопЫлевыми оболочками, и изучать явления, протекающие в активных областях. В связи с важностью правильного понимания процесса формирования звезд и структуры областей, где оно имеет место, нами была поставлена задача построения модели области В2, выявления временных закономерностей поведения мазерных пятен, как в. целом в каждом из источников (Ии М), так и для отдельных спектральных компонентов. Для этой цели были использованы спектры 23-летнего мониторинга (с 1982 по 2004 г.), полученные с помощью параболического радиотелескопа РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории. Средний интервал между наблюдениями составил 1.2 месяца. Спектры были исправлены за эффект поглощения в атмосфере Земли и других факторов, искажающих их истинный вид. Был проведен анализ интегрального потока от всего источника для всего мониторинга. То же самое было проделано для центроида скоростей. Также был проведен анализ отдельных спектральных деталей и их отождествление с соответствующим источником (М или 1М). Была построена модель области Sgr В2.

Цель диссертации

Цели, поставленные в данной диссертации, были следующими:

1. Обработка данных 23-летнего мониторинга мазерного источника Н2О в Sgr В2 и построение каталога спектров.

2. Исследование переменности полного излучения мазера Н2О в В2. Выявление периодической переменности интегрального потока и центроида скоростей (средневзвешенной лучевой скорости).

3. Выделение отдельных спектральных компонентов и их отождествление с субисточниками в области Sgr В2, (Ы) и (М).

4. Анализ сильных вспышек (супервспышек) мазера Н20 в 19861987 гг. и 2004 г.

5. Интерпретация переменности излучения отдельных эмиссионных деталей и построение их моделей.

6. Построение модели мазера в области Sgr В2.

Краткое содержание диссертации

Во введении описаны процессы звездообразования и мазерного излучения в космосе, их связь и состояние этой проблемы на данный момент.

В первой главе описывается параболический радиотелескоп, в частности РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории. Приведены основные характеристики антенны и радиометра, и режимы их работы.

Во второй главе изложены методы наведений, использованные при получении спектров источника Sgr В2. Приводятся также факторы, искажающие спектры и способ их устранения.

В третьей главе приводится картина области Sgr В2 и ее основные физические свойства, а также исторический очерк. Использованы спектры всего мониторинга, которые исправлены за поглощение в атмосфере Земли. Проводится анализ данных наблюдений. Проводится исследование переменности интегрального потока и центроида скоростей. Исследуются также отдельные спектральные детали и проведено их отождествление. Приведена модель области Sgr В2.

В приложении излагается теоретические модели мазеров, насыщенных и ненасыщенных, сферических и цилиндрических, а также механизмов накачки.

Научная новизна

В данной диссертации впервые:

1. Проводится анализ спектров 23-летнего мониторинга источника Sgr В2 в мазерной линии 22 ГГц молекулы воды. Такой анализ включает интегральный поток и центроид скоростей, супервспышки 1986-1987 гг. и 2004 г., отдельные детали спектров и средние спектры (для интервалов 1982-1992 гг. и 1993-2003 гг.).

2. Найдены медленные вариации интегрального потока — для всего источника — с характерным временем больше времени мониторинга и с минимумом в 1992-1994 гг.

3. Обнаружены периодические вариации интегрального потока со средним периодом около 2 года.

4. Найдена медленная компонента изменений центроида скоростей с характерным временем более 22 лет, минимум которой приходится на 1996-1998 гг.

5. Обнаружена корреляция между 2-летними периодическим вариациями интегрального потока и центроида скоростей.

6. Проведен детальный анализ супервспышек 1986-1987 гг. и 2004 г. с разложением на отдельные компоненты, и проведено их отождествление.

7. Обнаружено чередование максимумов излучения источников N и

М.

8. Найдена цикличность в активности мазерного источника М со средним периодом 3 года.

Практическая и научная ценность

Прежде всего, приведенные здесь результаты дают хорошую картину временного и, отчасти, пространственного поведения мазерного излучения источника Sgr В2 (источники МиИ), включая медленные и быстрые вариации мазерного излучения.

С другой стороны, эти результаты представляют большой интерес для понимания структуры и поведения областей Sgr В2(Ы) и Sgr В2(М). В частности, они свидетельствуют о том, что в северном и в главном источниках мазерные пятна связаны с биполярными истечениями (вылетающими от формирующейся звезды) Обнаружено, что многие мазерные пятна образуют структуры типа цепочек.

В свою очередь, проведенный анализ представляет интерес для пополнения картины процесса звездообразования, поскольку исследованные мазерные пятна связаны с молодыми, формирующимися звездами (возможно, со скоплениями звезд) и, отчасти, их поведение связано с поведением самих звезд и коконами вокруг них.

Апробация результатов

Результаты, приведенные в данной диссертации, были доложены на Ломоносовских чтениях (май 2004 г.), на ВАК 2004 (июнь 2004 г.) и на международном симпозиуме "Астрономия 2005". По теме диссертации опубликовано 4 статьи в Астрономическом журнале (см. 3.5). Имеются также две публикации в сборниках тезисов докладов.

На защиту выносятся:

1. Результаты исследования интегрального потока мазерного излучения в направлении источника Sgr В2. Найдены медленные вариации с минимумом в 1992-1994 гг., вариации с характерным временем больше 22-х лет и более быстрые периодические вариации с периодом 2 года.

2. Результаты анализа переменности центроида скоростей. Обнаружены медленные вариации с характерным временем больше 22 лет и минимум в 1996-1998 гг., и периодические вариации с периодом 2 года.

3. Результаты сопоставления кривых интегрального потока и центроида скоростей. Здесь было найдено, что 2-летние периодические вариации обеих кривых коррелируют между собой.

4. Результаты анализа супервспышек 1986-1987 гг. и 2004 г. Эти вспышки оказались разного характера и принадлежат разным источникам (К и М соответственно). Обе вспышки связаны со значительным повышением активности нескольких деталей и, видимо, связаны с молекулярными истечениями. Во вспышке 1986-1987 гг. имело место последовательное возбуждение мазерных пятен.

5. Результаты анализа средних спектров мазерного излучения. Были построены средние спектры для интервалов 1982-1992 гг. и 1993-2003 гг. Оказалось, что они обнаруживают неплохое подобие, как по амплитуде, так и по своей структуре.

6. Результаты анализа отдельных спектральных деталей. Были рассмотрены их основные характеристики: ширина линии, переменность потока, принадлежность к конкретному источнику (Ы или М), дрейф по лучевой скорости.

7. Модель источника построена после анализа всех результатов. Оказалось, что как в источнике И, так и в источнике М, мазерные пятна связаны с молекулярными истечениями и некоторые из них образуют структуры типа цепочки. Молекулярные истечения и приводят к всплескам излучения этих, компактно сгруппированных пятен.

Личный вклад автора

Личный вклад автора диссертации можно охарактеризовать следующим образом.

Глава 2

- Участие в наблюдениях в период 2001-2005 гг. Реализация разработанного автором метода разделения излучения в тесном двойном источнике, Sgr В2(1*) и В2(М).

- Участие в составлении каталога спектров мазерного источника Н2О в области Sgr В2, полученных при выполнении 23-летнего мониторинга на радиотелескопе РТ-22 Пущинской радиоасторономической обсерватории (при этом были учтены многочисленные инструментальные эффекты и поглощение мазерного излучения в атмосфере Земли, проведенные непосредственно автором диссертационной работы).

Глава 3

- Проведен детальный анализ данных 23-летнего мониторинга мазера Н2О в Sgr В2. Получены зависимости от времени интегрального потока и центроида скоростей для спектров Н2О в интервале лучевых скоростей 40-80 км/с. Получены средние спектры для разных эпох наблюдений. Проведено разделение спектров на отдельные компоненты и определены их основные параметры. •

- Сделан ряд интересных научных выводов о структуре и эволюции источников мазерного излучения в области Sgr В2, в том числе: проведено отождествление эмиссионных деталей, определены параметры супервспышек мазерного излучения, построена модель области мазерного излучения Н2О в Sgr В2(М), а также модели некоторых эмиссионных деталей.

По теме диссертации опубликовано 3 статьи в Астрономическом журнале (в соавторстве) и 2 в сборниках тезисов докладов (1 в соавторстве). Список работ приведен в конце главы "Заключение".

Основные результаты диссертационной работы опубликованы в следующих работах:

1. Лехт Е.Б., Рамирес Эрнандес О., Толмачев A.M., Берулис И.И. // "Мазерное излучение НгО в направлении Sagittarius В2: Результаты мониторинга 1982-1992 гг.". Астрон. журн. 2004, т. 81, No. 3, с. 195-208.

2. Лехт Е.Е., Рамирес Эрнандес О., Толмачев A.M. // "Некоторые результаты 22-летнего мониторинга источника Sagittarius В2 в линии 1.35 см". Астрон. журн. 2004, т. 81, No. 12, с. 1059-1073.

3. Рамирес Эрнандес О., Лехт Е.Е., Толмачев A.M. // "Сильная вспышка мазера Н2О в Sagittarius В2(М)". Астрон. журн. 2005, т. 81, No. 12, с. 874-880.

4. Рамирес Эрнандес О., Лехт Е.Е., Толмачев A.M. // "Результаты 22-летних наблюдений мазера Н2О в источнике Sgr В2". Тезисы докладов на ВАК-2004 "Горизонты Вселенной". Труды ГАИШ, 2004, Т. 75, С. 165.

5. Рамирес Эрнандес О. // Переменность отдельных компонентов водяного мазера в Sgr В2". Тезисы докладов на "Астрономия-2005: Состояние и перспективы развития". Труды ГАИШ, 2005, Т. 78, С. 78.

6. Рамирес Эрнандес О., Лехт Е.Е., Толмачев A.M. // "Эволюция отдельных компонентов мазера НгО в Sgr В2". Астрон. журн. 2005 (в печати).

В заключении автор выражает глубокую благодарность научному руководителю, д.ф.-м.н. Е. Е. Лехту за большую помощь, оказанную при выполнении данной работы и за педагогическую работу. Хочется также поблагодарить к.ф.-м.н. Г. М. Рудницкого за постоянную поддержку, полезные советы, а также член-корр. РАН, проф. А. М. Черепащука за оказание содействия в процессе моей учебы в аспирантуре, М. К. Абубекерову за полезные указания, беседы и моральную поддержку, сотрудникам радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН (Пущино) за большую помощь в проведении наблюдений на РТ-22 и Национальному Совету по Науке и Технологии Мексики (С(ЖА-СУТ) за полную финансовую поддержку при обучении в аспирантуре и для совершения данной диссертационной работы.

Заключение

Хотя к настоящему моменту накоплено относительно много данных по мазерам водяного пара в области Sgr В2, все-таки, в силу ее сложной структуры, потребуется еще длительное и тщательное исследование, чтобы уточнить проявление физических процессов, особенно мазерных, протекающих в этой области звездообразования. Тем не менее, в данной работе удалось частично разгадать поведение и структуру мазерных пятен водяного пара, построить модели отдельных пятен и источников, которые хорошо объясняют наблюдаемые изменения мазерного излучения в линии Н2О 22 ГГц.

Для достижения целей, поставленных в настоящей работе, важными оказались данные, полученные нами при выполнении 23-летнего мониторинге [40, 41, 64, 65]. Даже такой длительный мониторинг оказался недостаточным, чтобы выявить долгопериодическую составляющую переменности мазерного излучения и чтобы объяснить более детальное поведение мазеров в отдельных областях Sgr В2(М) и Sgr В2(Г*).

В любом случае результаты, полученные в настоящей работе, хорошо дополняют физическую картину эволюции мазерных пятен водяного пара в области Sgr В2 и, надеемся, они послужат хорошей основой для продолжения исследования таких мазеров, как и в этой области, так и в других областях звездообразования.

Перечислим наиболее важные результаты диссертационной работы.

1. Построен каталог спектров мазера НгО в линии 22 ГГц в области активного звездообразования Sgr В2 для периода 1982-2004 гг. со спектральным разрешением 0.101 км/с и со средним интервалом между последовательными наблюдениями около 1.2 мес.

2. Проведены исследования и интерпретация переменности интегрального потока и центроида скоростей мазерного источника Н2О в В2. Найдены два компонента переменности, как для интегрального потока, так и для центроида скоростей: коротковременные (вспышечные) и среднепериодические. Обнаружена также корреляция между среднепе-риодическими вариациями интегрального потока и центроида скоростей. Ярковыраженног долгопериодического компонента перемености не было обнаружено. Если он все-таки существует, то может быть с периодом >20 лет. Наблюдаемая картина эволюции мазерного излучения может быть следствием сложной структуры центров активности в области SgrB2.

3. Обнаружены и исследованы две супервспышки мазерного излучения в 1986-1987 гг. и в 2004 г. Вспышки сильно различались по характеру переменности излучения и были отождествлены с источниками Sgr В2(Ы) и Sgr В2(М), соответственно. Общим является их связь с молекулярными потоками.

4. Исследованы и отождествлены основные эмиссионные детали с отдельными скоплениями мазернырс пятен в субисточниках SgrB2, N и М, согласно интерферометрическим картам Кобаяши и др. [34].

5. Обнаружены структуры эмиссионных деталей (мазерных пятен) в виде цепочек и волокон, в которых имеется градиент лучевой скорости. Показано, что такие структуры проявляются в периоды вспышечной активности мазеров в SgrB2, которые в этом источнике происходят довольно часто, со средним периодом около 8 мес.

6. Построена возможная модель мазера водяного пара в области Sgr B2(N). i

1. Апушкинский Г.П. // Методы радиоастрономии (JI. изд. ЛГУ 1979) с. 6-12, 97-105.

2. Эвретт Ю. // На переднем крае астрофизики, М.: Мир 1979, с. 405458 (перевод с английского: Frontiers of astrophysics, E.H. Avrett, Harvard university press, 1976).

3. Benson J.M. and Johnston K.J. // Arc second resolution maps of the compact sources in Sagittarius B2 and G 34.3+0.2 // Astrophys. J., 1984, 277, 181.

4. Cheung A.C., Rank D.M., Townes C.H., Thornton D.D. & Welch W.J. // Detection of water in interstellar regions by its microwave radiation // Nature, 1969, 221, 626.

5. Comoretto G., Palagi F., Cesaroni R. et al. // The Arcetri atlas of H20 maser sources // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1990, 84, 179C.

6. Cummins S.R., Linke R.A. and Taddeus P. // A survey of the millimeter-wave spectrum of Sagittarius B2 // Astrophys. J. Suppl., 1986, 60, 819.

7. Darlin D. // Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy & Spaceflight, www.daviddarling.info/encyclopedia8. de Jong T. // Water masers in a protostellar gas cloud // A&A, 1973, 26, 297-313.

8. De Pree C.G., Gaume R.A., Goss W.M. and Clausen M.J. // The Sagittarius B2 star-forming region. II. High-resolution H66a observations of Sagittarius B2 North // Astrophys. J., 1995, 451, 284.

9. De Pree C.G., Gaume R.A., Goss W.M. and Clausen M.J. // The Sagittarius B2 star-forming region. III. High-resolution H52a and H66a observations of Sagittarius B2 Main // Astrophys. J., 1996, 464, 788.

10. Downes D. // H20 masers in star-forming regions // in: Birth and infancy of stars, ed. R. Lucas, A. Omont & R. Stora (North-Holland Publishing company, Amsterdam), 1985, p. 557.

11. Elitzur M. // Masers in the sky // Science, 2005, Vol. 309, Issue 5731, 71-72.

12. Elitzur M. // Astronomical masers // Annu. Rev. Astron. and Astrophys. 1992, 30, 75-112.

13. Физика космоса, Малая энциклопедия // М.: Советская энциклопедия 1989, с. 505, 559-564.

14. Gardner F.F., Whiteoak J.B., Forster J. R. and Pankonin V. // Characteristics of the H2CO maser emission in Sgr B2 // MNRAS, 1986, 218, 385.

15. Gaume R.A. and Mutel R.L. // Study of the ground-state hydroxyl maser emission associated with 11 regions of star formation // Astro-phys. J. Suppl. Ser., 1987, 65, 193.

16. Gaume R.A. and Claussen M.J. // The Sagittarius B2 star-forming region Subarcsecond radio spectral line and continuum observations // Astrophys. J., 1990, 351, 538.

17. Gaume R.A., Claussen M.J., De Pree C.G., Gross W.M. and Meringer D.M. // The Sagittarius B2 star-forming region. I. Sensitive 1.3 centimeter continuum observations // Astrophys. J., 1995, 449, 663.

18. Genzel R., Downes D. and Bieging J. // H2O masers associated with compact HII regions in Sgr B2 // MNRAS, 1976, 177, Short communication, 101P-105P.

19. Genzel R. and Downes D. // H2O in the galaxy: sites of newly formed OB stars. // Astron. and Astrophys., 1977, 30, 145.

20. Genzel R. // Strong interstellar masers // in: Masers, molecules and mass outflows in star forming regions, ed. A. D. Haschik, Westford, MA: Haytack Obs., 1986, p. 233.

21. Ghavamian P. // An Introduction to Astrophysical Masers www.physics.rutgers.edu/ parviz/masers.html

22. Goldsmith P.F., Snell R.L. and Lis D.C. // 1300 micron continuum observations of the Sagittarius B2 molecular cloud core // Astrophys. J. Lett., 1987, 313, L5.

23. Goss W.M., Knowles S.H., Balister M., Batchelor R.A. and Wellington K.J. // A survey of H2O sources for wide-spectrum emission // MNRAS, 1976,174, 541.

24. Habing H.J., Goss W.M., Matthews H.E., Winnberg A. // Identification of type I OH masers with very small HII regions // Astron. and Astrophys., 1974, 35, 1.

25. Halfen D.T. et al. // Evaluating the N/O Chemical Network: The Distribution of N2O and NO in the Sagittarius B2 Complex // Astrophys. J., 2001, 561, 244.

26. Hasegawa Т., Morita K., Okumura S., Kaifu N., Suzuki H., Ohishi M., Hayashi M. and Ukita N. // Masers, molecules and mass outflows in star-forming regions, ed. A. D. Haschik (Westford: Haystack Obs.), 1985, 275.

27. Houghton S. and Whiteoak J.B. // The small-scale distribution of emission from the 6.7-GHz transition of methanol in Sgr B2 // MNRAS, 1995, 273, 1033.

28. Huttemeister S., Wilson T.L., Henkel С. and Mauersberger R. // A Multilevel Study of Ammonia in Star Forming Regions V. The Sagittarius B2 Region // Astron. and Astrophys., 1993, 276, 445.

29. Introduction to cosmic masers // Jodrell Bank Observatory // www.jb.man.ac.uk

30. Kobayashi H., Ishiguro M., Chikada Y., Ukita N., Moirita K., Okumura S., Kasuga T. and Kawabe R. // Distribution of the H2O masers in the Sagittarius B2 core // Publ. Astron. Soc. Japan, 1989, 41, 141.

31. Конникова B.K. // Конспект лекций по практической радиоастрономии (Нижний Архыз, 1999).

32. Kuan Y.J., Snyder L.E. // Three Millimeter Molecular Line Observations of Sagittarius B2. II. High-Resolution Studies of C180, HNCO, NH2CHO, and HCOOCH3 // Asprophys. J., 1996, 470, 981.

33. Kuiper T.B.H., Rodriguez Kuiper E.N. et al. // 183 GHz water line variation an energetic outburst in Orion KL // Astrophys. J., 1984, 283, 106.

34. Лехт E.E., Ричарде A.M.С // Триплетные спектры мазеров Н2О и протопланетные диски // Астрон. журн. 2003, Т. 80, С. 357.

35. Лехт Е.Е. // Долгопериодические вариации мазериого излучения, связанного с областями звездообразования // Астрон. журн. 1996, Т. 73, С. 695.

36. Лехт Е.Е., Рамирес Эрнандес О., Толмачев A.M., Берулис И.И. // Мазерное излучение ЩО в направлении Sagittarius В2: Результаты мониторинга 1982-1992 гг. // Астрон. журн. 2004, Т. 81, N.3, С. 195.

37. Лехт Е.Е., Рамирес Эрнандес О., Толмачев A.M. // Некоторые результаты 22-летнего мониторинга (1982-2003) источника Sagit-trius В2 в линии 1.35 см // Астрон. журн. 2004, Т. 81, N. 12, С. 1059.

38. Lis D.C. and Goldsmith P.F. // CO isotope studies and mass of the Sagittarius B2 molecular cloud // Astrophys. J., 1989, 337, 704.

39. Lis D.C. and Goldsmith P.F. // Modeling of the continuum and molecular line emission from the Sagittarius B2 molecular cloud // Astrophys. J., 1990, 356, 195.

40. Lis D.C. and Goldsmith P.F. // Millimeter-wavelength aperture synthesis observations of massive star-forming regions in Sagittarius B2 // Astrophys. J., 1993, 402, 238.

41. Liu S.Y., Mehringer D.M. Miao Y. and Snyder E. // BIMA Array SiO и — 0, J — 2 1 Observations of Sagittarius B2 // Astrophys. J., 1998, 501, 680.

42. Liu S.Y., and Snyder L.E. // Subarcsecond Resolution Observations of Sagittarius B2 at 85 GHz // Astrophys. J., 1999, 523, 683.

43. Lo K.Y., Burke B.F., Haschick A.D. // H2O sources in regions of star formation // Astron. J., 1975, 202, 81-91.

44. Martín-Pintado J., Gaume R.A., Rodríguez-Fernández N., de Vicente P. and Wilson T.L. // Hot expanding shells in the envelop of the Sagittarius B2 molecular cloud // Astrophys. J., 1999, 519, 667.

45. Матвеенко Л.И., Даймонд Ф.Д., Грэм Д.А. // Кольцевые структуры в объекте Орион KL // Астрон. журн. 2000, Т. 77, С. 669.

46. Матвеев Л.Т. // Основы общей метеорологии, Физика атмосферы, Л.: Гидрометеоиздат 1976, 480.

47. McGrath E.J., Goss W.M. and De Pree C.G. // H20 Masers in W49 North and Sagittarius B2 // Astrophys. J. Suppl. Ser., 2004, 155, 577.

48. Mehringer D.M., Palmer P., Goss M.W. and Yusef-Zadeh F. // Radio continuum and radio recombination line observations of Sagittarius B2 // Astrophys. J., 1993, 412, 684.

49. Mehringer D.M. // BIMA Array CS J = 2 —> 1 Observations of Sagittarius B2 // Astrophys. J., 1995, 454, 782.

50. Mehringer D.M. and Menten K.M. // 44 GHz methsnol masers and quasi-thermal emission in Sagittarius B2 // Astrophys. J., 1997, 474, 346.

51. Menten K.M., Melnick G.J., Phillips T.G. // Submillimeter water masers // Astrophys. J. Lett., 1990, 350, L41.

52. Menten K.M., Melnick G.J., Phillips T.G., Neufeld D.A. // A new submillimeter water transition at 325 GHz // Astrophys. J. Lett., 1990, 363, L27.

53. Neufeld D.A., Melnick G.J. // Interpretation of the newly discovered submillimeter water maser // Astrophys. J. Lett., 1990, 352, L9.

54. Neufeld D.A., Melnick G.J. // Excitation of millimeter and submillimeter water masers // Astrophys. J., 1991, 368, 215.

55. Пащенко М.И., Лехт E.E., Толмачев A.M. // Мазер H20 в направлении IRAS 06308+0402 // Письма в Астрон. журн. 2003, Т. 29, N. 11, С. 823.

56. PhillipsT.G., Kwan J., Huggins P.J., 1980 // In "Interstellar Molecules", ed. В. H. Andrew, p. 21. Dordrecht: Reidel.61. http://www.prao.psn.ru/russian/telescope/62. http://rt22.prao.psn.ru

57. Рамирес Эрнандес О., Лехт Е.Е., Толмачев A.M. // Результаты 22-летных наблюдений мазера НгО в Sgr В2 // Тезисы докладов на ВАК-2004 "Горизонты Вселенной". Труды ГАИШ, 2004, т. 75, с. 165.

58. Рамирес Эрнандес О., Лехт Е.Е., Толмачев A.M. // Сильная вспышка мазера Н2О в Sagittarius В2(М) // Астрон. журн. 2005, Т. 82, N. 10, С. 874.

59. Рамирес Эрнандес О., Лехт Е.Е., Толмачев A.M. // Эволюция отдельных компонентов мазера Н2О в Sgr В2 // Астрон. журн. 2005, в процессе публикации.

60. Рамирес Эрнандес О. // Переменность отдельных компонентов водяного мазера в Sgr В2 // Тезисы докладов на "Астрономия-2005: Состояние и перспектива развития". Труды ГАИШ, 2005, т. 78, с. 78.

61. Reid .J. and Moran J.M. // Masers //Ann. Rev. A&A, 1981, 19, 231-76.

62. Reid M.J., Schneps N.H., Moran J.M., Gwinn C.R, Genzel R., Downes D. and Ronnaang B. ' j The distance to the center of the Galaxy: H20 maser proper motions in Sagittarius B2(N) // Astrophys. J., 1988, 330, 809.

63. Richards A.M.S., Lekht E.E., Samodourov V. et al. // Astron. Soc. Рас. Conf. Ser. (в печати)

64. Roelfsema P.R., Goss W.M., Whiteoak J.B. et al. // VLA hydrogen and helium 76 a line observations of Sagittarius B2 // Astron. and Astrophys., 1987, 175, 219.

65. Рудницкий Г.М. // Конспект лекций по курсу "Радиоастрономия", Нижний Архыз 2001.

66. Rudnitskii G.M., Lekht Е.Е. and Berulis I.I. // Long-term monitoring of the long-period variable W Hydrae in the 1.35-cm water-vapor radio line // Astronomy Letters, 1999, Vol. 25, No. 6, pp. 398-410.

67. Scoville N.Z., Solomon P.M. and Penzias A.A. // The molecular cloud Sagittarius B2 // Astrophys. J., 1975, 201, 352.

68. Шкловский И.С. // Звезды: их рождение жизнь и смерть. // М. Наука, 1984.

69. Слыш В.И. // Звезды, планеты, космические мазеры // Успехи физических наук, 1997, 167, 10, 1131.

70. Сороченко P.JL, Берулис И.И., Гусев В.А., Лехт Е.Е., Нагорных JI.M. Смирнов Г.Т. // Аппаратурный комплекс для спектральных исследований на радиотелескопе РТ-22 ФИАН // Труды Физ. ин-та АН СССР, т. 159, с. 50-57 (1985).

71. Сурдин В.Г. // Рождение звезд (М.: УРСС 2001), С. 68, 90.

72. Tarter J.C., Welch W.J. //A cloud collision model for water maser excitation // Astrophys. J., 1986, 305, 467.

73. Thronson H.A., Jr.; Harper D.A // Far-infrared observations of Sagittarius B2 Recombination of source // Astrophys. J., 1986, 300. 396.

74. Torelles J.M., Patel N.A., Anglada G. et al. // Evidence for evolution of the outflow collimation in very young stellar objects // Astrophys. J. 2003, 598, L115.

75. Цейтлин H.M. // Антенная техника и радиоастрономия. М.: Советское радио 1976, с. 42-49, 146-152, 320.

76. Voguel S.N., Genzel R. and Palmer P. // The dispersal of dense proto-stellar material: NH3 cores and outflows in Sagittarius B2 // Astrophys. J., 1987, 316, 243.

77. Waak J.A. and Mayer C.H. // H20 source in Sagittarius B2 // Astrophys. J., 1974, 189, 67.

78. Waters J.W., Gustincic J.J., Kakar R.K., Kuiper T.B.H., Roscoe H.K. et al. // Observations of interstellar H2O emission at 183 Gigahertz // Astrophys. J. 1980, 235, 57.

79. Weaver H., Williams D.R.W., Dieter N.H. and Lum W.T. // Observations of a Strong Unidentified Microwave Line and of Emission from the OH Molecule // Nature, 1965, 208, 29-31.

80. Winn-Williams C.G., Becklin E.E. and Neugebauer G. // Infrared sources in the НИ region W3 // MNRAS 1972, 160, 1.

81. Жевакин C.A., Наумов А.П. // О коэффициете поглощения электромагнитных волн водяными парами в диапазоне 10// -г 2 см // Изв. вузов 1963, Радиофизика т. 6, с. 674 (1963).