Исследование метанольных мазеров I класса и их окружения тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ
|
Ларионов, Григорий Михайлович
АВТОР
|
||||
|
кандидата физико-математических наук
УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ
|
||||
|
Москва
МЕСТО ЗАЩИТЫ
|
||||
|
2008
ГОД ЗАЩИТЫ
|
|
01.03.02
КОД ВАК РФ
|
||
|
|
||||
РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ФИЗИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им П Н ЛЕБЕДЕВА АСТРОКОСМИЧЕСКИЙ ЦЕНТР
На правф рукописи Ларионов Григорий Михайлович
ИССЛЕДОВАНИЕ МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ I КЛАССА И ИХ ОКРУЖЕНИЯ
Специальность 01 03 02 — астрофизика и радиоастрономия
АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук
ООЗ168Э07
Москва - 2008
003168907
Работа выполнена в Астрокосмическом центре Физического института им П Н Лебедева РАН
Научный руководитель:
доктор физико-математических наук И Е Вальтц
Официальные оппоненты:
доктор физико-математических наук РД Дагкесаманский кандидат физико-математических наук ГМ Рудницкий
Ведущая организация:
Институт астрономии РАН (ИНАСАН)
Защита состоится 9 июня 2008 года в 15 00 на заседании Диссертационного совета Д002 023 01 Физического института им П Н. Лебедева РАН по адресу 119991, Москва, Ленинский проспект, д 53
С диссертаций можно ознакомиться в библиотеке Физического института им П.Н Лебедева РАН
Автореферат разослан 2008 г
Ученый секретарь Диссертационного сов^
д ф.-м н
Ковалев
Общая характеристика работы Актуальность темы.
Мазерные линии межзвездного метанола были случайно открыты Бар-ретом и др в 1971 г (1) на 37-м антенне в Хайстеке (США) с диаграммой 1' 3 в направлении хорошо известной области звездообразования Оп. А Они попали в полосу частот молекулы N20, которую искали авторы Бар-рет и др (1) отождествили 5 сильных линий метанола серии (Л — на частоте 25 ГГц и высказали предположение, что интенсивность наблюдаг емых линий имеет нетепловую природу Далее Хяллзом и др (2) в наблюдениях на 100-м телескопе в Эффельсберге было показано, что эти узкие, яркие линии излучаются пространственно разнесенными компонентами, верхний предел на размеры которых дает яркостную температуру более 800 К, что в 10 раз превышает максимальную кинетическую температуру, которая может быть получена из ширины метанольных линий Впоследствии тот же результат был получен в интерферометрических экспериментах Этот факт подтвердил мазерную природу наблюдавшихся линий
То, что существует два типа источников метанольного мазерного излучения, стало очевидно примерно через 15 лет после их открытия В основу классификации метанольных мазеров, которая была разработана Батрлой и др (3) и Ментеном (4) был положен эмпирический факт, который стал первым классификационным признаком и который заключался в том, что в направлении некоторых источников наблюдаются мазерные линии на одних частотах и полное отсутствие излучения (возможны, впрочем, линии поглощения или тепловая эмиссия) на других В других источниках - на тех же частотах - наблюдалась обратная картина Этот факт был внешним проявлением разных механизмов накачки уровней молекулы, в одних источниках работал столкновительный механизм инверсии (1-ый класс), в других - столкновительно-радиативный (П-ой класс)
Исследование пространственной структуры излучения областей формирования мазерного излучения подтверждало подобную гипотезу наблюдения на интерферометрах показали, что мазеры I класса располаг гаются изолированно от мазеров ОН и Н20 и на достаточно больших расстояниях (до 1 пк - Ментен и др (5)) от ультракомпатных НП-зон или источников инфракрасного излучения, в то время как мазеры II класса наблюдаются непосредственно в направлении компактных НП-зон и сов-
падают, по крайней мере, с мазерами ОН Это свойство метанолышх мазеров I и II класса стало вторым фундаментальным признаком их различия
20 лет тому назад механизм накачки метанольных мазеров I класса представлялся вполне очевидным как простое следствие базового свойства самой молекулы метанола было показано (Лис (б)), что при столкно-вительных возбуждениях метанола можно ожидать инверсию в каскадах вращательных уровней 3 с верхними уровнями к = — 1 в ^-метаноле и с верхними уровнями к = 0 в А-метаноле и предпочтительные переходы к = —1 — 0 (Е) и к = 0 — 1 (А) в соответствии с правилами отбора на частотах 36 ГГц (4_а - 30Е), 84 ГГц (5_1 - 40Е), 44 ГГц (70 - 6И+), 95 ГГц (80 - 1\А+) и 146 ГГц (90 - 8хЛ+) Полное подобие спектров наблюдавшихся на этих частотах мазеров (1-ый класс) подтверждало, что данные переходы инвертируются одним и тем же механизмом Этот же механизм формирует линии поглощения на частоте 12 2 ГГц (20 — 3_х£)-Батрла и др (3) и должен формировать линии поглощения на частоте 6 7 ГГц (5) — 6оА+) - Ментен (4) Яркие мазерные линии, открытые па частоте 12 2 ГГц (3) и, позднее, на частоте 6 7 ГГц (Ментен (7)), очевидно, производились другим механизмом накачки, и эти мазеры принадлежали к другому классу, который и назвали П-м
Механизм накачки мазеров I класса не требует дополнительного источника энергии Однако, как отмечалось в ряде работах Пламбек и Ментена (8) и Джонстона и др (9), мазерная эмиссия может возникать в области взаимодействия фронта биполярного потока с плотным газом Радиатив-ная модель накачки источников II класса обсуждалась в работе Батрлы и др (3), но детально сголкновительно-радиативная модель была разработана значительно позже (см , например, (10) и ссылки в этой работе)
Хотя первые метанольные мазеры I класса были открыты в направлении областей образования массивных звезд, было высказано предположение (см, например, Катарци и Москаделли (11)), что как раз эти мазеры, достаточно удаленные от ультракомпактных НП-зон и инфракрасных объектов, и, возможно, связанные с биполярными потоками, могут быть использованы для исследования процесса образования маломассивных звезд, в котором биполярные потоки играют доминирующую роль Напротив, метанольные мазеры II класса можно использовать для изучения горячих и плотных молекулярных ядер в окрестностях компактных НП-зон и исследования процесса формирования и эволюции массивных звезд
Таким образом, классификация метанольных мазеров содержит следу-
ющие основные пункты ((3), (4))
I-ый класс
излучение в переходах 7о — 6iЛ+ (44 ГГц), 8о — 7i(95 ГГц), 90-8H+ (146 ГГц), J2 - JiE (25 ГГц), 4-х - 30Е (36 ГГц), 5_г - 40Е (84 ГГц), поглощение на частотах 12 2 ГГц и 6 7 ГГц, удаленность и изолированность от ультракомпактных НП-зон, инфракрасных источников, мазеров ОН и Н20, возможная связь с биполярными потоками, столкновительный механизм накачки Прототипом являются источники On KL, ОМС2, NGC2264, W51, DR21West
II-ой класс
излучение в переходах 20 - Ъ-iE (12 ГГц), 2i - 30Е (19 ГГц) 92 - 10i/l+ (23 ГГц) 51—60А+ (6 7 ГГц), ассоциация с ультракомпактными НП-зонами, инфракрасным! источниками и мазерами ОН и НгО, столкновительпо-радиативный механизм накачки Прототипом являются источники W3(OH), NGC7538, NGC6334E,F
В общих чертах установленная классификация верна до сих пор, но в настоящее время ситуация не представляется столь однозначной. По мере накопления наблюдательных данных стало очевидно, что, практически, по всем пунктам классификации имеются исключения
Так например, работе см Уолша и др (12) и Слыша и др (13) было показано, что метанольные мазеры П класса и ультракомпактные НП-зоны коррелируют очень слабо, с источниками IRAS по данным работы Эллинг-сена и др (14) не ассоциируются вообще, а корреляция между яркостью мазеров и источников IRAS не наблюдается вовсе (Ван дер Уолт и др (15)), хотя имеппо излучение ультракомпактных НП-зон и инфракрасных источников должно обеспечивать их накачку в радиативно-столкновительном механизме
Не удалось обнаружить и корреляцию метанольных мазеров I класса с биполярными потоками (Каленский и др. (16)), в то время как в некоторых биполярных потоках, напротив, были обнаружены мазеры II класса (13).
Кроме того, в работе Хапшка и др (17) был найден метанольный мазер I класса на частоте 44 ГГц в направлении источника W3(OH), который впоследствии оказался классическим мазером II класса и одним из самых мощных мазерных излучателей на частоте 6 7 ГГц (7) (он входит в число прототипов мазеров П класса, на которых базируется классификация) С другой стороны, в обзорах на частотах 44 ГГц и 95 ГГц, предпринятых с целью поиска метанольных мазеров I класса ((18)-(20)), в направлении очень многих метанольных мазеров II класса они были найдены
А в интерферометрических исследованиях на УЬА на 44 ГГц Куртц и др (21) показали, что в областях образования массивных звезд, в которых наблюдаются метанольные мазеры П класса, наблюдается также мазерное излучение на 44 ГГц, причем мазеры I и II классов совпадают пространственно в пределах 0 2-0 5 пк. Это оказалось верным даже в отношении самого мощного мазера II класса 9 62+0 19, в котором ранее не предполагалось обнаружить излучение I класса
Другими словами, по-видимому, многие мазерные источники являются объектами смешанного типа, в которых сочетаются признаки классификации обоих классов
Тем не менее, статистически это никак не проверялось и до сих пор неясно, являются ли отклонения от установленной классификации случайными или преобладающими и систематическими. Полной статистической картины, которая охватывала бы все наблюдаемые ситуации, в настоящий момент не существует. Чтобы сделать подобные оценки, мы создали каталог метанольных мазеров I класса, который представляем в данной работе
Уточнение значений физических параметрах межзвездного вещества позволяет моделировать схемы таких важнейших явлений, сопровождав ющих процессы звездообразования, как, например, накачка космических мазеров
В столкновительных моделях накачки главную роль играет плотность вещества Если источник излучения точечный, то плотность излучающего вещества можно получить непосредственно из наблюдаемой интенсивности каких-либо молекулярных линий по соответствующим формулам Но точечными, вероятнее всего, являются лишь сами мазерные конденсации Окружающее же их вещество, плотность которого может непосредственно влиять на процесс накачки мазера, сосредоточено обычно в некотором объеме, превышающем объем мазерной конденсации Только зная реальный размер этой окружающей мазер области, можно оценить плотность вещества, в которое вкраплен мазер
В диссертации приводятся результаты обзора биполярных потоков и метанольных мазеров, а также картографирования ряда источников в линиях СБ, трассирующих плотный газ, и измерений размеров излучающих областей для определения значений плотности и массы газа в центрах биполярных потоков и в метанольных мазерных конденсациях, связанных и не связанных с биполярными потоками. Цель такой работы - путем оценок физических параметров среды найти указания на возможную связь
биполярных потоков и тех областей, в которых формируются мазеры
Цели и задачи работы.
1) Создание самой полной на настоящий момент выборки метанольных мазеров I класса и статистический анализ их свойств
2) Проведение обзора в линиях СЭ(2-1) и С343(2-1), трассирующих плотный газ, для определения концентрации молекулярного вещества в большой выборке биполярных потоков и метанольных мазеров как связанных, так и не связанных с биполярными потоками
3) Подробное исследование отдельных областей звездообразования в липиях СБ, измерение их размеров, плотности излучающей среды и массы газа в биполярных потоках и в окружении метанольных ма-зерных конденсаций с целью найти указания на возможную связь биполярных потоков и тех областей, в которых формируются мазеры
Научная новизна работы.
1) Создан первый каталог метанольных мазеров I класса, включающий 160 источников
2) На основе максимально полной на сегодняшний день выборки метанольных мазеров I класса впервые проведен статистический анализ их свойств и свойств объектов окружающей их среды
3) Впервые проведен однородный обзор большой выборки метанольных мазеров и биполярных потоков в линии СБ и ее изотопа С34Б - одной из наиболее распространенных линий излучения межзвездной среды, трассирующей плотный газ
4) Впервые проведено однородное, выполненное на одном и том же телескопе картографирование биполярных потоков и источников ма-зерного излучения в линиях СБ, что позволило сопоставить размеры областей, в которых формируется мазерное излучение и оценить плотность среды биполярных потоков и областей локализации метанольных мазеров, а также массы газа в биполярных потоках и в среде, в которую вкраплены метанольные мазерные конденсации.
Личный вклад автора.
Все статьи из списка публикаций по теме диссертации выполнены в соавторстве Общий вклад авторов мы считаем равным, но при этом конкретные виды работ, как правило, выполняются не в равной степени и варьируются в различных статьях
В работах [1], [2], [3], посвященных статистическому анализу большой выборки метанольных мазеров I класса, автор участвовал в сборе, систематизации данных каталога, их анализе и интерпретации статистических результатов
В работах [4] и [6], посвященных картографированию областей образования массивных звезд, автор частично участвовал в наблюдениях, самостоятельно обрабатывал данные наблюдений и принимал участие в интерпретации полученных результатов
Картографирование 18 областей звездообразования на 20-м радиотелескопе Онсальской обсерватории (Швеция), обработка данных и интерпретация полученных результатов, которые представлены в работе [7], выполнены автором самостоятельно
В работе [8] автор участвовал в постановке задачи, подготовке и проведении обзора биполярных потоков и метанольных мазеров в линиях 3=2—1 СЭ и С34Я, а также в обработке полученных наблюдательных данных и интерпретации результатов
Апробация работы.
Все основные результаты и положения, которые выносятся на защиту, достаточно обоснованы в диссертации и положенных в ее основу публикациях Результаты обсуждались на следующих семинарах и конференциях
1 Всероссийская Астрономическая конференция "ВАК-2007", 2007, Казань (Россия)
2 Конференция Института астрономии РАН "Звездообразование в Гаг лактике и за ее пределами",
2006, Москва (Россия)
3 Международный симпозиум "Астрономия 2005 - современное состояние и перспективы",
2005, Москва (Россия).
4 JENAM-2004 "The Many Scales ш the Universe", 2004, Грапада (Испания)
5 4th Cologne-Bonn-Zermatt Symposium "The Dense Interstellar Medium m Galaxies",
2003, Церматт (Швейцария)
6 International Workshop "High Mass Star Formation an Origin m Clusters", 2000, Вольтерра (Италия)
7 IAU Symposium 197 "Astrochemistry From Molecular Clouds to Planetary Systems",
1998, Согвипо (Ю Корея)
8 3rd Cologne-Zermatt Symposium "The Physics and Chemistry of the Interstellar Medium",
1998, Церматт (Швейцария)
9 IAU Symposium 178 "Molecules in Astrophysics Probes and Processes", 1996, 1-5 июля, Лейден (Голландия)
10 Конференция "Памяти трех выдающихся астрофизиков профс И С Шкловского, С. А. Каплана, С В Пикельнера",
1996, Москва (Россия)
11 Отчетные сессии Астрокосмического центра ФИ РАН
12 Отчетные конференции Радиоастрономического учебно-научного центра АКЦ ФИАН
Публикации.
Основное содержание диссертации отражено в 16 публикациях
1 Г.М. Ларионов, И Е Вальтц//
«Метанолъные мазерные группы и излучение I класса распределение плотностей потоков>
2007, Астрон Ж 84, 902-909.
2 Г.М. Ларионов, И Е Вальтц//
«Метанолъное излучение в изолированных мазерных конденсациях статистический профиль распределения скоростей»
2007, Астрон Ж 84, 839-856
3 И Е Вальтц, Г.М. Ларионов// «Каталог метанольных мазеров I класса» 2007, Астрон Ж 84, 579-591
4 Г.М. Ларионов, И Зинченко, И Е Вальтц//
сИсследование трех массивных областей звездообразования в линиях CS».
2006, Астрон Ж 83, 130-138
5 И Е Вальтц, Г.М. Ларионов//
<?Каталог метанольных мазеров I класса»
Конференция Института астрономии РАН "Звездообразование в Галактике и за ее пределами",
2006, апрель 17-18, Москва (Россия) Сб трудов конференции под ред Вибе и Кирсановой, С 141
6 Г.М. Ларионов, И Зинченко, И Е Вальтц//
«Исследование трех массивных областей звездообразования в линиях CS»
Международный симпозиум "Астрономия 2005 - современное состояние и перспективы",
2005, 1-6 июня, Москва (Россия).Труды ГАИШ, С 72
7 G.M. Larionov, IE Val'tts//
«Study of peculanty m Class I methanol maser spectra». JENAM-2004 "The Many Scales m the Universe",
2004, 13-17 Sept, Granada (Spain) Abstract book, P 136.
8 В Г Промыслов, Г.М. Ларионов, С В Каленский//
«Исследование области звездообразования L 379IRS3 в линиях CHSOH и CS>.
2003, Астрон Ж 80, 304.314
9 G.M. Larionov, 1I. Zinchenko, IЕ Val'tts//
«Study of massive star formation m CS lines> 4th Cologne-Bonn-Zermatt Symposium "The Dense Interstellar Medium in Galaxies",
2003, 22-26 Sept, Zermatt (Switserland). Abstract book, P 157
10 Г.М. Ларионов, В Г Промыслов, И Е. Вальтц и др.//
<?Картографирование биполярных потоков и метанольных мазеров в линии CS(2-1)»
2001, Астрон Ж 78, 387-395
11 G.M. Larionov, IЕ Val'tts.//
<rThe results of mapping of bipolar outflows and methanol masers in CS(2-1) line»
International Workshop "High Mass Star Formation, an Origin in Clusters", 2000, 31 May - 3 June, Volterra (Italy) Abstract book, P 110
12 G.M. Larionov, IE. Val'tts, A Winnberg et al //
«Survey of Bipolar Outflows and Methanol Masers m the CS2S(2-1) and C34.S (2-1) Lines m the Northern Sky»
1999, A&ASS, 139, 257-275
13 G.M. Larionov, IE Val'tts // «Survey of bipolar outflows and methanol masers in the C32S(2-1) and C3^S(2-1) lines m the Northen sky».
3rd Cologne-Zermatt Symposium "The Physics and Chemistry of the Interstellar Medium",
1998, 22-25 Sept, Zermatt (Switserland). Abstract book, P. 117
14 G.M. Larionov, IE Val'tts //
€ Study of dense molecular clouds toward bipolar outflows and methanol masers in CS(2-1) line».
IAU Symposium 197 " Astrochemistry From Molecular Clouds to Planetary Systems",
1998, 23-27 Aug , Sogvipo (S Korea) Abstract book, P 89
15 IE Val'tts, G.M. Larionov // cCS(2-l) Survey of Methanol Masers and Bipolar Outflows in the Northern Sky»
IAU Symposium 178 "Molecules m Astrophysics Probes and Processes", 1996,1-5 July, Lieden (Netherlands) Abstract book, P. 106
16 Г.М. Ларионов, И E Вальтц //
«Обзор биполярных потоков и метапольных мазеров в линии CS(2-1) на частоте 98 ГГц»
Конференция "Памяти трех выдающихся астрофизиков профс И С Шкловского, С А Каплана, С Б Пикельнера",
1996, 23-28 сентября, Москва (Россия) Тезисы докладов, С 36 Структура и объем диссертации.
Работа состоит из Введения, трех глав, и Заключения Объем работы составляет 178 страниц, в том числе 47 рисунков и 12 таблиц Список цитируемой литературы содержит 154 наименований
Содержание диссертации.
Во Введении представлено описание диссертационной работы, ее цели и задачи, новизна научной работы, личный вклад автора, апробация работы, публикации по теме диссертации, ее структура и объем
В Главе 1 приведены результаты статистического анализа большой выборки метанольных мазеров I класса
Представлен каталог метанольных мазеров I класса, открытых на данный момент в северном и южном полушарии, содержащий 160 источников
Анализ данных каталога показал, что в 76% случаев метанольные мазеры
I класса ассоциируются с источниками IRAS, в 59% случаев - с ультракомпактными НН-зонами, в 63% случаев в направлении этих мазеров наблюдаются линии CS, трассирующие плотный газ, и лишь в 24% случаев - с биполярными потоками. Показано, что метанольные мазеры I класса не являются аутсайдерами по отношению к другим межзвездным мазерам в 64% случаев они ассоциируются с мазерами ОН, в 91% случаев - с мазерами НгО и в 72% случаев - с металольными мазерами II класса
На основе каталога проведен анализ распределений лучевых скоростей метансшьных мазеров I класса относительно скоростей родительских молекулярных облаков Анализ основан на данных каталога этих мазеров и каталогов линий CS(2—1), трассирующих плотный спокойный газ На большом статистическом материале показано, что детали спектров ме-танольных мазеров I класса концентрируются в районе скорости родительского молекулярного облака Этот факт говорит в пользу гипотезы о модели метанольного мазера I класса как изолированной конденсации, обтекаемой истекающим из активной области веществом, благодаря которому происходит уплотнение мазерной среды и повышается вероятность активизации столкновительного механизма мазерной накачки вращательных уровней молекулы Распределение скоростей мазерных линий I класса принципиально отличается от распределения скоростей мазерных линий
II класса, образующих два скопления мазерных линий по обе стороны от относительного нуля, который соответствует скорости покоя окружающей среды Распределение скоростей мазерных линий П класса можно трактовать как отражение движения в кеплеровских дисках, в то время как линии I класса, очевидно, не демонстрируют никаких систематических движений
Принимая во внимание большую выборку источников смешанного типа (115 метансшьных мазеров I класса, которые отождествились с мазерами II класса), мы провели работу по поиску зависимости между плотностью потока метанольных мазеров I класса и плотностью потока метансшьных мазеров П класса, в выборке, содержащей 70 смешанных источников, излучающих на частотах 44 ГГц (I класс) и на частотах 6 7 ГГц и 12 2 ГГц (II класс) В этой полной выборке никакой зависимости найти не удалось, что соответствует выводу, полученному другими авторами В то же время известны следующие факты, которые мы учли в данной части исследования В работе Касвелла и др (22) было отмечено несовпадение максимумов излучения в линиях 5i — 6qА+ (6 7 ГГц) и 20 — З-.^ (12 2 ГГц) при-
близительно для половины от общего ■числа исследованных источников В работе (23) эти несовпадения были выражены количественно, а именно, мазерные линии были объединены в три группы 1-я группа содержит спектральные детали линий наиболее ярких в переходе —60А+ (6 7 ГГц), не совпадающих по скорости с наиболее яркими деталями линий 20 — 3-1Е (12 2 ГГц), П-я группа содержит спектральные детали линий сравнительно более ярких в переходе 2о — 3на частоте 12 2 ГГц, не совпадающих по скорости с наиболее яркими деталями линий 51 — 6оЛ+ (6 7 ГГц), Ш-я группа содержит спектральные детали, для которых скорости максимумов излучений обеих линий совпадают Анализ источников, относящихся к метанольным мазерным группам, показал, что во П-ой группе существует антикорреляция плотностей потоков, которой соответствует зависимость между потоками на 44 ГГц и на 6 7 ГГц, а также на 44 ГГц и на 12 2 ГГц, 7+12 2 = (-1 68 ± 0 38) х 1дБи + (4 01 ± 0 60) В группе I для мазеров на б 7 ГГц эта зависимость менее крутая Это означает, что в источниках с преобладающим излучением на частоте 6.7 ГГц метанольные мазеры I класса на 44 ГГц подавляются сильнее
В Главе 2 приведены результаты обзора биполярных потоков и мета-нольных мазеров в линиях 1=2—1 СБ и С34Б на частоте 98 ГГц
В то же время известно, что некоторые хорошо изученные области имеют мощные биполярные потоки, но не проявляют мазерной активности. В других наблюдаются биполярные потоки и метанольные мазеры, однако влияние центральной звезды, массы, возраста, мощности потока и других характеристик на процесс возбуждения мазеров неизвестен. Независимо от того, формируются ли метанольные мазеры в газовом диске, окружающем протозвездный объект, или и на фронте ударной волны — результате взаимодействия между потоком и молекулярным облаком, мазерная конденсация должна быть вкраплена в область очень плотного газа
Индикатором очень плотного газа является линия СБ - пс„( = 104 — 107 ст~3 - при мёныпих значениях плотности среды эта линия не возбуждается (см, например, (24))
В данной работе мы представляем результаты обзора большой выборки источников в линиях .1=2—1 СБ и С34Э, проведенный для сравнения плотности среды в биполярных потоках и в окрестностях метанольных мазеров I и II классов как связанных с биполярными потоками, так и не связанных с ними Несмотря на многочисленные наблюдения СБ не было таких, в которых физические свойства биполярных потоков и метанольных ма-
зеров сравнивались Кроме того, не было одновременных наблюдений на одном и том же телескопе, что сводит к минимуму ошибки наведения и калибровки Наблюдения на одной и той же частоте означает к тому же, что диаграмма телескопа одинакова для всех исследуемых областей
В период с 14 по 31 мая 1995 года на 20-м радиотелескопе в Онса-ле (Швеция) нами были проведены наблюдения 158 источников в линии СБ(2—1) (111 биполярных потоков, 26 метанольных мазеров I класса и 47 метанольных мазеров II класса, 10 источников являются одновременно мазерами I и II класса), из них 149 с положительным результатом (97 биполярных потоков, 26 метанольных мазеров I класса и 45 метанольных мазеров II класса) Из этих 149 источников 51 источник наблюдался в изотопе С3'^. У всех источников, наблюдавшихся в линии изотопа С34Э, обнаружена линия
Проведенный анализ главных деталей линии СБ в окрестностях метанольных мазеров I класса показал, что главная деталь линии СБ, в среднем, шире, чем у биполярных потоков и в окрестностях метанольных мазеров II класса, следовательно, часть облака, в котором формируется мазер, может быть более массивной В то же время сложная структура линии (с крыльями линии) обнаружена у 52% биполярных потоков, 23% метанольных мазеров I класса и 37% метанольных мазеров II класса. Т е. широкие крылья линии СБ, которые указывают на движение вещества, реже встречаются в направлении метанольных мазеров I класса
Результаты наблюдений линии СБ(2-1) и изотопа С34Б(2—1) позволяют рассчитать значение концентрации молекул СБ на луче зрения Нами получено, что ЛГс5(ВО) = (2 0 ± 0 6) х 1014 см"2 ЫСз{ММ1) = (9 8 ± 0 9) х 1014 см"2 Ыс^ММП) = (11 9 ± 1 2) х 1014 см"2
Эти оценки для центров биполярных потоков находятся в хорошем согласии с оценками других авторов, однако для окрестностей метанольных мазеров эта величина почти на порядок выше
Проведен анализ светимостей биполярных потоков и газопылевого вещества в окрестностях метанольных мазеров в инфракрасном диапазоне, светимостей в линии СБ и плотностей молекул СБ на луче зрения Показано, что для исследуемых источников между светимостью в линии СБ и интегральной Ш,-свети мостью, а также между светимостью в инфракрасном диапазоне и плотностью молекул СБ на луче зрения существуют зависимости, причем окружение метанольных мазеров обоих классов силь-
нее, чем биполярные потоки и в Ш-континууме, и в линии СБ, т е мазеры формируются в более плотных и более горячих областях, чем биполярные потоки
Эти факты говорит не в пользу модели накачки метанольных мазеров I класса на фронте ударной волны, вызванной биполярным потоком, поскольку их менее плотная среда не может воздействовать на мазерные конденсации Возможно, впрочем, что мы наблюдаем эволюционную картину фронт ударной волны потока уже прошел, уплотнив конденсацию, что могло спровоцировать накачку мазеров
В Главе 3 приведены результаты картографирования биполярных потоков и источников метанольного мазерного излучения в линиях СБ для оценок размеров излучающей в СЭ областей и сравнения значений плотности и массы в биполярных потоках и в областях локализации метанольных мазеров
Выводы, сделанные в предыдущей главе относительно свойств вещества в биполярных потоках и в окрестностях метанольных мазеров, базируются на измерениях концентрации молекул СБ на луче зрения Уточнение физических параметров позволяет моделировать схемы таких важнейших явлений, сопровождающих процессы звездообразования, как, например, накачка космических мазеров В столкновительных моделях накачки главную роль играет плотность вещества Если источник излучения точечный, то плотность излучающего вещества можно получить непосредственно из наблюдаемой интенсивности каких-либо молекулярных линий по соответствующим формулам Но точечными, вероятнее всего, являются лишь сами мазерные конденсации Окружающее же их вещество, плотность которого может непосредственно влиять на процесс накачки мазера, сосредоточено обычно в некотором объеме, превышающем объем мазер-ной конденсации Только зная реальный размер этой окружающей мазер области, можно оценить плотность вещества, в которое вкраплен мазер Оценку размеров излучающей области можно получить путем картографирования В данной главе приведены результаты картографирования биполярных потоков и источников мазерного излучения в линиях СБ для оценок значений плотности в биполярных потоках и в областях локализации метанольных мазеров
По результатам наблюдений в линии СЭ(2-1) на Онсальском 20-м радиотелескопе построены карты 18 областей (биполярные потоки и области локализации метанольных мазеров) Уточнены координаты максимумов
излучения конденсаций CS По 9 картам проведены оценки линейных размеров, плотности и массы областей
Линейные размеры излучающих в GS областей в картинной плоскости расчитаны с учетом угловых размеров областей, полученных в результате картографирования, и расстояния до источника Расстояния до объектов, в основном, заимствованы из литературы Плотность вещества получена на основе значений концентраций на луче зрения, которые рассчитывав ются по результатам данных наблюдений в основной линии и в изотопе, представленных во второй Главе
Измерение размеров показало, что все источники являются протяженными для диаграммы Онсальского радиотелескопа Получена нижняя граница линейных размеров (0 2-2 1 пк) для исследованных конденсаций CS Получены оценки плотности водорода в конденсациях CS - значения лежат в пределах п(Н2)=(0 3-13 1) х 104 см-3 - и оценки массы конденсаций, «7 М0- «2800 М0.
Эти - более точные оценки - подтверждают, что метанольные мазеры ассоциируются с более плотными и более массивными областями - вне зависимости от того, связана ли мазерная конденсация с биполярным потоком
Картографирование было выполнено отдельно в линиях CS(3—2) и C34S(2—1) для некоторых областей образования массивных звезд с высокой мазерной активностью Мы приводим данные обработки для трех из них G265 14+1 45, G269 16-1 14, G291 27-0 71) Наблюдается хорошая корреляция между картами в линиях CS(2—1), CS(3-2) и C34S(2—1) Проведено исследование относительного положения метанольных мазеров, Н20 мазеров, источников IRAS и максимумов излучения в линии CS Показано, что В большинстве случаев положения мазерных источников близки к положению источников IRAS Получены оценки некоторых физических параметров областей (линейные размеры, плотность, масса). Оценки концентрации JITP и БГС близки, это указывает на то, что газ, излучающий в переходах CS(3—2)и CS(2—1), распределен более или менее равномерно Значения плотностей п к> 1 х 105 см-3, массы лежат в пределах 103 — 104 М0. Полученные значения масс источников в ЛТР приближении близки к результатам расчетов вириальных масс Сравнение лучевых скоростей излучения в разных скоростных интервалах в линии CS и скоростей метанольных мазерных источников показало, что скорости мазерных источников такие же, как и скорости излучения в линии CS, что подтверждает выводы, подученные в 1-ой Главе
В результате наблюдений на 12 метровом телескопе Китт-Пик (США) построены карты молекулярного облака и высокоскоростного потока, связанных с областью звездообразования Ь379Ш83, в линии СБ (3-2) на частоте 147 ГГц с привлечением данных наших наблюдений в Онсале на частоте 97 ГГц в линии С348(2-1) В линии СБ(3-2) наблюдается как излучение спокойного газа (в интервале лучевых скоростей 12—25 км/с), так и излучение высокоскоростного газа биполярного потока за пределами этого интервала В этих линиях методом максимума энтропии построены карты молекулярного облака и биполярного потока Определены параметры газа в Ь3791КБЗ Для молекул СБ получена лучевая концентрация 8 х 1014 см-2 в молекулярном облаке и обилие, равное 4 х Ю-9
В Заключении суммируются результаты, которые выносятся па защиту диссертации Они отражают решения поставленных целей и задач, которые приведены выше
Основные результаты, которые выносятся на защиту.
1 Создан первый каталог метанолъных мазеров I класса, включающий 160 источников с интегральной интенсивностью максимальной детали на 44 ГГц не менее 3 Ян км/с. На основе статистического анализа данных каталога показано, что более 50% ме-танольных мазеров I класса отождествляется с объектами, типичными для областей активного звездообразования источниками ЖАБ, ультракомпактными НП-зонами, плотными газопылевыми сгустка^ ми (след в линиях СБ), межзвездными мазерами ОН и НгО В то же время с биполярными потоками, которые могли бы играть роль в накачке этих мазеров на фронтах взаимодействия с молекулярными облаками, отождествилось менее четверти от общего числа объектов каталога С метанольными мазерами II класса, формирующимися в окрестностях молодых массивных звезд, мазеры I класса отождествились в 72% случаев Эти результаты позволяют сделать вывод, что метанольные мазерные области наиболее надежно классифици-рутся по типу накачки мазера, а не по признаку ассоциации с другими астрономическими объектами
2 На большом статистическом материале показано, что детали спектров метанолъных мазеров I класса концентрируются в
районе скорости родительского молекулярного облака. Этот факт говорит в пользу гипотезы о модели метанольного мазера I класса как изолированной конденсации, обтекаемой истекающим из активной области веществом, благодаря которому происходит уплотнение мазерной среды и повышается вероятность активизации столк-новительного мехапизма мазерной накачки вращательных уровней молекулы
3 Найдена антикорреляционная зависимость между плотностями потоков метанольных мазеров I класса и II класса
IgS67+122 = (—1 68±0 38) х IgSn + (4 01±0 60) на основании анализа большая выборки, содержащая 70 смешанных источников, излучающих на частотах 44 ГГц (I класс) и на частотах 6 7 ГГц и 12 2 ГГц (II класс)
4 Проведен обзор центров биполярных потоков и окрестностей мета-нольных мазеров в большой выборке объектов (158 источников), включая картографирование некоторых из них Наблюдения проводились в линии CS(2—1) и в изотопе C34S, трассирующих плотный газ. Получены значения концентрации молекул на луче зрения, линейных размеров, плотности и массы излучающих в CS областей, на основании которых показано, что среда, окружающая метанольные мазеры, в среднем, более плотная и более массивная, чем среда биполярных потоков. Это может означать, что либо биполярные потоки не могут воздействовать на мазерные конденсации, либо мы наблюдаем эволюционную картину фронт ударной волны потока уже прошел, уплотнив конденсацию, что могло спровоцировать накачку мазеров
5 По результатам картографирования областей образования массивных звезд в линиях CS получены оценки некоторых физических параметров областей (масса, плотность, линейные размеры). Сравнение лучевых скоростей излучения в разных скоростных интервалах в линии CS и скоростей метанольных ма-зерных источников подтвердило, что скорости мазерных источников такие же, как и скорости излучения в линии CS, которое трассирует спокойный плотный газ
Литература
[1] A H Barrett, P E Schwartz, and J W Waters, Astrophys J. 168, L101 (1971).
[2] R Hills, V Pankomn, and T. L Landecker, Astron and Astrophys 39, L149 (1975).
[3] W Batrla, H. E Matthews, K M Menten, and C M Walmsley, Nature 326, 49 (1987)
[4] K M Menten, Proc of the Third Haystack Observatory Meeting, Eds. A D Haschick and P T. P. Ho, 119 (1991).
[5] K M Menten, C M Walmsley, C M Henkel, and T. L Wilson, Astron and Astrophys 157, 318 (1986).
[6] R M Lees, Astrophys J. 184, 763 (1973)
[7] Menten K.M., 1991, ApJ 380, L75
[8] R L Plambeck and K M Menten, Astrophys. J 364,555 (1990).
[9] K J. Johnston R Guame, and S Stolovy, et al, Astrophys J. 385, 232 (1992)
[10] A. M Sobolev, D M Cragg, and P D Godfrey, Astron and Astrophys 324, 211 (1997)
[11] M Catarzi and L Moscadelh, Proc of the Conf "Astrophysical Masers", Eds A W Clegg and G E Nedoluha, Lecture Notes m Physics 412,187 (1992)
ЛИТЕРАТУРА
20
[12] A J Walsh, A R Hyland, G Robinson, and M G Burton, Monthly Notices Roy Astron Soc 291, 261 (1997)
[13] V I Slysh, I E Val'tts, S V Kalensku, et al, Astron and Astrophys Suppl Ser 134, 115 (1999)
[14] S P Ellingsen, M L von Bibra, P M Me Culloch, et al, Notices Roy Astron Soc 280, 378 (1996)
[15] D Van der Walt, S Retief, M Gaylard, and G McLeod, Monthly Notices Roy Astron Soc 282, 1085 (1996)
[16] С В Каленский, P Бачиллер, И И Берулис и др, Астрон журн 69, 1002 (1992)
[17] A D Haschick, К M Menten, and W А Ваал, Astrophys J 354, 556 (1990)
[18] V I Slysh, S V Kalensku, I E Vai'tts, and R Otrupcek, Monthly Notices Roy Astron Soc 268, 464 (1994)
[19] I E Val'tts, S P Ellingsen V I Slysh, et al, Monthly Notices Roy Astron Soc 317, 315 (2000)
[20] S P Ellingsen, Monthly Notices Roy Astron Soc 359, 1498 (2005)
[21] S Kurtz, P Hofner, and С V Alvarez, Astrophys J Suppl Ser 155, 149 (2004)
[22] J L Caswell, R A Vaile, S P. Ellingsen, et al, Monthly Notices Roy Astron Soc 274, 1126 (1995)
[23] И. E Вальтц, С Ю Любченко, Астрон журн 81, 918 (2004)
[24] Mundy L G , Evans N J II, Snell R L , Goldsmith P F , Bally J , 1986, ApJ 306, 670
Подписано в печать 24 04 2008 г Печать трафаретная
Заказ № 323 Тираж 100 экз
Типография «11-й ФОРМАТ» ИНН 7726330900 115230, Москва, Варшавское ш, 36 (495) 975-78-56, (499) 788-78-56 www autoreferat ru
Введение
1 Статистическое исследование свойств метанольных мазеров I класса. 17 .1.1 Каталог метанольных мазеров I класса.
1.1.1 Описание поисковых обзоров метанольных мазеров I класса.
1.1.2 Полная выборка метанольных мазеров I класса, открытых на данный момент в северном и южном полушарии.
1.1.3 Статистический анализ.
1.1.4 Выводы.
1.2 Анализ распределения лучевых скоростей метанольных мазеров I класса в изолированных мазерных конденсациях
1.2.1 Представление данных.
1.2.2 Статистический анализ профилей линий.
1.2.3 Выводы.
1.3 Метанольные мазерные группы и излучение I класса: распределение плотностей потоков.
1.3.1 Описание подхода к решению проблемы поиска зависимостей между интенсивностями метанольных мазерных линий I и II класса.
1.3.2 Сопоставление и анализ наблюдательных данных
1.3.3 Выводы.
2 Обзор биполярных потоков и метанольных мазеров в линиях 3=2—1 СБ и C34S на частоте 98 ГГц.
2.1 Постановка задачи.
2.1.1 Обзоры в линиях CS.
2.2 Представление данных обзора биполярных потоков и ме-танольных мазеров в линиях J=2—1 CS и C34S на частоте
98 ГГц на 20-м радиотелескопе в Онсале (Швеция)
2.2.1 Комментарии к отдельным источникам, интегральная интенсивность линии CS(2—1) которых больше
10 К км/с.
2.2.2 Обсуждение результатов.
2.2.2.1 Интенсивности и ширины линий.
2.2.2.2 Лучевая концентрация.
2.2.2.3 Светимость источников в ИК-диапазоне
2.2.3 Сравнение с результатами других обзоров
2.2.4 Выводы.
3 Картографирование биполярных потоков и областей локализации метанольных мазеров в линиях CS
3.1 Постановка задачи.
3.2 Представление результатов картографирования 18 областей в* линии CS(2-1) на Онсальском 20-м радиотелескопе
3.2.1 Восстановление изображений.
3.2.2 Анализ данных наблюдений и восстановления изображений.
3.2.2.1 Определение плотности излучающего в CS вещества.
3.2.2.2 Комментарии к отдельным источникам
3.2.2.3 Обсуждение.
3.2.3 Выводы.'
3.3 Исследование трех массивных областей звездообразования в линиях в линиях CS(3-1) и C34S(2-1).
3.3.1 Комментарии к источникам
3.3.2 Размеры, плотности, массы.
3.3.2.1 J1TP приближение.
3.3.2.2 БГС-моделирование.
3.3.3 Выводы.
3.4 Картографирование биполярного потока L379IRS
3.4.1 Определение плотности и массы.
3.4.2 Выводы.
Мазерные линии межзвездного метанола были случайно открыты Барретом и др. в 1971 г. (1) на 37-м антенне в Хайстеке (США) с диаграммой 1'.3 в направлении хорошо известной области звездообразования Ori А. Они попали в полосу частот молекулы N20, которую искали авторы. Баррет и др. (1) отождествили 5 сильных линий метанола серии (J2—J\)E на частоте 25 ГГц и высказали предположение, что интенсивность наблюдаемых линий имеет нетепловую природу. Далее Хиллзом и др. (2) в наблюдениях на 100-м телескопе в Эффельсберге было показано, что эти узкие, яркие линии излучаются пространственно разнесенными компонентами, верхний предел на размеры которых дает яркостную температуру более 800 К, что в 10 раз превышает максимальную кинетическую температуру, которая может быть получена из ширины метанольных линий. Впоследствии тот же результат был получен в интерферометрическом эксперименте Мацакиса и др. (3). Этот факт подтвердил мазерную природу наблюдавшихся линий, t,
В настоящее время известно более 150 метанольных мазеров I класса и более 500 метанольных мазеров II класса. Это около 700 возможностей, которые следует использовать для изучения структуры и кинематики газа в межзвездной среде, физических условий в окрестностях молодых звездных или протозвездных объектов и которых по количеству более чем достаточно, чтобы выявить закономерности в наблюдаемых фактах или установить степень их разнообразия.
То, что существует два типа источников метанольного мазерного излучения, стало очевидно примерно через 15 лет после их открытия. В основу классификации метанольных мазеров, которая была разработана Батрлой и др. (4) и Ментеном (5) был положен эмпирический факт, который стал первым классификационным признаком и который, заключался в том, что в направлении некоторых источников наблюдаются мазерные линии на одних частотах и полное отсутствие излучения (возможны, впрочем, линии поглощения или тепловая эмиссия) на других. В других источниках - на тех же частотах - наблюдалась обратная картина. Этот факт был внешним проявлением разных механизмов накачки уровней молекулы: в одних источниках работал столкновительный механизм инверсии (1-ый класс), в других - столкновительно-радиативный (П-ой класс).
Исследование пространственной структуры излучения областей формирования мазерного излучения подтверждало подобную гипотезу: наблюдения на интерферометрах показали, что мазеры I класса располагаются изолированно от мазеров ОН и Н2О и на достаточно больших расстояниях (до 1 пк - Ментен и др. (6)) от ультракомпатных НГГ-зон или источников инфракрасного излучения, в то время как мазеры IP класса наблюдаются непосредственно в направлении компактных HII-зон и совпадают, по крайней мере, с мазерами ОН (см., например, (7)). Это свойство метанольных мазеров I и II класса стало вторым фундаментальным признаком их различия;
20 лет тому назад механизм накачки метанольных мазеров I класса представлялся вполне очевидным как-, простое следствие базового свойства самой молекулы метанола: было показано (Лис (8)), что при столкновительных возбуждениях метанола можно ожидать инверсию в каскадах, вращательных уровней J с верхними уровнями .к — —1 в /2-метаноле и с верхними уровнями к = 0 в А-метаноле и; предпочтительные переходы, к — —1 — 0 (Е) и к = 0 — 1 (А) в соответствии с правилами отбора на частотах 36 ГГц (4i — 3qE): 84 ГГд;(5х — 40Е), 44 ГГц (70 — 6it4+), 95 ГГц (80-7i^+) и 146 ГГц (90-8iA+). Полное подобие спектров наблюдавшихся на этих частотах мазеров (1-ый класс) подтверждало, что данные переходы инвертируются одним и тем же механизмом. Этот же механизм формирует линии поглощения на частоте 12.2 ГГц (2q — 3-iE)- Батрла и др. (4) и должен»формировать линии поглощения на частоте 6.7 ГГц (5i — боА") - Ментен; (5). Яркие мазерные линии, открытые на частоте 12.2 ГГц (4) и, позднее, на частоте 6.7 ГГц (Ментен (9)), очевидно, производились другим механизмом накачки, и эти мазеры принадлежали к другому классу, который и назвали П-м.
Механизм накачки мазеров, I; класса не требует дополнительного источника энергии. Однако, как отмечалось в ряде работах Пламбек и Ментена (10) и Джонстона и др.- (11), мазерная эмиссия может возникать в области взаимодействия фронта биполярного потока с плотным газом. Радиативная модель накачки источников II класса обсуждалась в работе Батрлы и др. (4), но детально столкновительно-радиативная модель была разработана значительно позже (см. (12)-(14) и ссылки в этих работах).
Хотя первые метанольные мазеры I класса были открыты в направлении областей образования массивных звезд, было высказано предположение (см., например, Катарци и Москаделли (15)), что как раз эти мазеры, достаточно удаленные от ультракомпактных HII-зон и инфракрасных объектов, и, возможно, связанные с биполярными потоками, могут быть использованы для исследования процесса образования маломассивных звезд, в котором биполярные потоки играют доминирующую роль. Напротив, метанольные мазеры II класса можно использовать для изучения горячих и плотных молекулярных ядер в окрестностях компактных HII-зон и исследования процесса формирования и эволюции массивных звезд.
Таким образом, классификация метанольных мазеров содержит следующие основные пункты ((4), (16), (5)):
I-ый класс: излучение в переходах (о — 6гА+ (44 ГГц), 80 - 7гА+ (95 ГГц), 90 -8iA+ (146 ГГц), J2 - JiE (25 ГГц), 4х - 30Е (36 ГГц), 5i - 40Е (84 ГГц), поглощение на частотах 12.2 ГГц и 6.7 ГГц, удаленность и изолированность от ультракомпактных HII-зон, инфракрасных источников, мазеров ОН и Н2О, возможная связь с биполярными потоками, столк новительный механизм накачки. Прототипом являются источники Ori KL, ОМС2, NGC2264, W51, DR21West.
II-ой класс: излучение в переходах Zq — 3iЕ (12 ГГц), 2i - 30Е (19 ГГц) 92 -10iA+ (23 ГГц) 5i — 60А+ (6.7 ГГц), ассоциация с ультракомпактными HII-зонами, инфракрасными источниками и мазерами ОН и Н20, столкновительно-радиативный механизм накачки. Прототипом являются источники W3(OH), NGC7538, NGC6334E,F.
В общих чертах установленная классификация верна до сих пор, но в настоящее время ситуация не представляется столь однозначной. По мере накопления наблюдательных данных стало очевидно, что, практически, по всем пунктам классификации имеются исключения.
Так например, работе см. "Уолша и др. (17) и Слыша и др. (18) было показано, что метанольные мазеры II класса и ультракомпактные HII-зоны коррелируют очень слабо, с источниками IRAS по данным работы Эллингсена и др. (19) не ассоциируются вообще, (по данным Шимчака и Куса (20) - лишь в 13% случаев), а корреляция между яркостью мазеров и источников IRAS не наблюдается вовсе (Ван дер Уолт и др. (21)), хотя именно излучение ультракомпактных HII-зон и инфракрасных источников должно обеспечивать их накачку в радиативностолкновителыюм механизме.
Не удалось обнаружить и корреляцию метанольных мазеров I класса с биполярными потоками (Каленский и др. (22)), в то время как в некоторых биполярных потоках, напротив, были обнаружены мазеры II класса (18).
Кроме того, в работе Хашика и др. (23) был найден метанольный мазер I класса на частоте 44 ГГц в направлении источника W3(OH), который впоследствии оказался классическим мазером II класса и одним из самых мощных мазерных излучателей на частоте 6.7 ГГц (9) (он входит в число прототипов мазеров II класса, на которых базируется классификация). С другой стороны, в обзорах на частотах 44 ГГц и 95 ГГц, предпринятых с целью поиска метанольных мазеров I класса ((24)-(26)), в направлении очень многих метанольных мазеров II класса они были найдены.
А в интерферометрических исследованиях на VLA на 44 ГГц Куртц и др. (27) показали, что в областях образования массивных звезд, в ко- -торых наблюдаются метанольные мазеры II класса, наблюдается также мазерное излучение на 44 ГГц, причем мазеры I и II классов совпадают пространственно в пределах 0.2-0.5 пк. Это оказалось верным даже в отношении самого мощного мазера II класса 9.62+0.19, в котором ранее не предполагалось обнаружить излучение I класса.
Другими словами, по-видимому, многие мазерные источники являются объектами смешанного типа, в которых сочетаются признаки классификации обоих классов.
Тем не менее, статистически это никак не проверялось и до сих пор неясно, являются ли отклонения от установленной классификации случайными или преобладающими и систематическими. Полной статистической картины, которая охватывала бы все наблюдаемые ситуации, в настоящий момент не существует. Чтобы сделать подобные оценки, мы создали каталог метанольных мазеров I класса, который представляем в данной работе.
Уточнение значений физических параметрах межзвездного вещества позволяет моделировать схемы таких важнейших явлений, сопровождающих процессы звездообразования, как, например, накачка космических мазеров. В столкновительных моделях накачки главную роль играет плотность вещества. Если источник излучения точечный, то плотность излучающего вещества можно получить непосредственно из наблюдаемой интенсивности каких-либо молекулярных линий по соответствующим формулам. Но точечными, вероятнее всего, являются лишь сами мазерные конденсации. Окружающее же их вещество, плотность которого может непосредственно влиять на процесс накачки мазера, сосредоточено обычно в некотором объеме, превышающем объем ма-зерной конденсации. Только зная реальный размер этой окружающей* мазер области, можно оценить плотность вещества, в которое вкраплен мазер. В диссертации приводятся результаты обзора' биполярных потоков и метанольных мазеров, а также картографирования ряда источников в линиях CS; трассирующих плотный газ; и измерений размеров излучающих областей для определения значений плотности и массы газа в центрах биполярных потоков и в метанольных мазерных конденсациях, связанных и не связанных с биполярными потоками. Цель такой работы - путем оценок физических параметров среды.найти указания-на возможную связь биполярных потоков и тех областей, в которых формируются мазеры.
Цели и задачи работы.
1) Создание самой полной на настоящий момент выборки метанольных мазеров I класса и статистический анализ их свойств.
2) Проведение обзора в линиях CS(2-1) и C34S(2-1), трассирующих плотный газ, для определения концентрации молекулярного вещества в большой выборке биполярных потоков и метанольных мазеров как связанных, так и не связанных с биполярными потоками.
3) Подробное исследование отдельных областей звездообразования в линиях CS, измерение их размеров, плотности излучающей среды и массы газа в биполярных потоках и в окружении метанольных мазерных конденсаций с целью найти-указания на возможную связь биполярных потоков и тех областей, в которых формируются мазеры.
Апробация работы.
Все основные результаты и положения, которые выносятся на защиту, достаточно обоснованы в диссертации и положенных в ее основу публикациях. Результаты обсуждались на следующих семинарах и конференциях:
1. Всероссийская Астрономическая конференция "ВАК-2007", 2007, Казань (Россия).
2. Конференция Института астрономии РАН "Звездообразование в Галактике и за ее пределами",
2006, Москва (Россия).
3. Международный симпозиум "Астрономия 2005 - современное состояние и перспективы",
2005, Москва (Россия). 5
4. JENAM-2004 "The Many Scales in the Universe", 2004, Гранада (Испания).
5. 4th Cologne-Bonn-Zermatt Symposium "The Dense Interstellar Medium in Galaxies",
2003, Церматт (Швейцария).
6. International Workshop "High Mass Star Formation: an Origin in Clusters",
2000, Вольтерра (Италия).
7. IAU Symposium 197 "Astrochemistry: From Molecular Clouds to Planetary Systems",
1998, Согвипо (Ю. Корея).
8. 3rd Cologne-Zermatt Symposium "The Physics and Chemistry of the Interstellar Medium",
1998, Церматт (Швейцария).
9. IAU Symposium 178 "Molecules in Astrophysics Probes and Processes", 1996, 1-5 июля, Лейден (Голландия).
10. Конференция "Памяти трех выдающихся астрофизиков: профс. И.С. Шкловского, С.А. Каплана, С.Б. Пикельнера",
1996, Москва (Россия).
11. Отчетные сессии Астрокосмического центра ФИ РАН.
12. Отчетные конференции Радиоастрономического учебно-научного центра АКЦ ФИАН.
Публикации.
Основное содержание диссертации отражено в 16 публикациях:
1. Г.М. Ларионов, И.Е. Вальтц//
Метанолъные мазерные группы и излучение I класса: распределение плотностей потоков».
2007, Астрон. Ж. 84, 902-909.
2. Г.М. Ларионов, И.Е. Вальтц//
Метанольное излучение в изолированных мазерных конденсациях: статистический профиль распределения скоростей».
2007, Астрон. Ж. 84, 839-856.
3. И.Е. Вальтц, Г.М. Ларионов//
Каталог метанольных мазеров I класса». 2007, Астрон. Ж. 84, 579-591.
4. Г.М. Ларионов, И. Зинченко, И.Е. Вальтц//
Исследование трех массивных областей звездообразования в линиях CS».
2006, Астрон. Ж. 83, 130-138.
5. И.Е.Вальтц, Г.М. Ларионов//
Каталог метанольных мазеров I класса».
Конференция Института астрономии РАН "Звездообразование в Галактике и за ее пределами",
2006, апрель 17-18, Москва (Россия). Сб. трудов конференции под ред. Вибе и Кирсановой, С. 141.
6. Г.М. Ларионов, И. Зинченко, И.Е. Вальтц//
Исследование трех массивных областей звездообразования в линиях CS».
Международный симпозиум "Астрономия 2005 - современное состояние и перспективы",
2005, 1-6 июня, Москва (Россия).Труды ГАИШ, С. 72.
7. G.M. Larionov, I.E Val'tts//
Study of pecularity in Class I methanol maser spectra». JENAM-2004 "The Many Scales in the Universe",
2004, 13-17 Sept., Granada (Spain). Abstract book, P. 136.
8. В.Г. Промыслов, Г.М. Ларионов, С.В. Каленский//
Исследование области звездообразования L 379IRS3 в линиях СЕЗОН и CS».
2003, Астрон. Ж. 80, 3049. G.M. Larionov, I.I. Zinchenko, I.E. Val'tts//
Study of massive star formation in CS lines». 4th Cologne-Bonn-Zermatt Symposium "The Dense Interstellar Medium in Galaxies",
2003, 22-26 Sept., Zermatt (Switserland). Abstract book, P. 157.
10. Г.М. Ларионов, В.Г. Промыслов, И.Е. Вальтц и др.//
Картографирование биполярных потоков и метанолъных мазеров в линии CS(2-1)».
2001, Астрон. Ж. 78, 387-395.
11. G.M. Larionov, I.E. Val'tts.//
The results of mapping of bipolar outflows and methanol masers in CS(2-1) line».
International Workshop "High Mass Star Formation: an Origin in Clusters",
2000, 31 May - 3 June, Volterra (Italy). Abstract book, P. 110.
12. G.M. Larionov, I.E. Val'tts, A. Winnberg et al.//
Survey of Bipolar Outflows and Methanol Masers in the G32S(2-1) and G34-S (2-1) Lines in the Northern Sky».
1999, A&ASS, 139, 257-275.
13. G.M. Larionov, I.E. Val'tts.// «Survey of bipolar outflows and methanol masers in the C32S(2-1) and C34S(2-1) lines in the Northen sky».
3rd Cologne-Zermatt Symposium "The Physics and Chemistry of the Interstellar Medium",
1998, 22-25 Sept., Zermatt (Switserland). Abstract book, P. 117.
14. G.M. Larionov, I.E. Val'tts.//
Study of dense molecular clouds toward bipolar outflows and methanol masers in CS(2-1) line».
IAU Symposium 197 "Astrochemistry: From Molecular Clouds to Planetary Systems",
1998, 23-27 Aug., Sogvipo (S. Korea). Abstract book, P. 89. i
15. I.E. Val'tts, G.M. Larionov.// «CS(2-1) Survey of Methanol Masers and Bipolar Outflows in the Northern Sky».
IAU Symposium 178 "Molecules in Astrophysics Probes and Processes", 1996, 1-5 July, Lieden (Netherlands). Abstract book, P. 106.
16. Г.М. Ларионов, И.Е. Вальтц.//
Обзор биполярных потоков и метанольных мазеров в линии GS (2-1) на частоте 98 ГГц».
Конференция "Памяти трех выдающихся астрофизиков: профс. И.С. Шкловского, С.А. Каплана, С.Б. Пикельнера",
1996, 23-28 сентября, Москва (Россия). Тезисы докладов, С. 36. Структура и объем диссертации.
Работа состоит из Введения, трех глав, и Заключения. Объем работы составляет 178 страниц, в том числе 47 рисунков и 12 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 154 наименований.
Краткое, содержание диссертации.
Во Введении представлено изложение темы диссертационной работы, ее цели и задачи, апробация, публикации по теме диссертации, ее структура, объем и краткое описание диссертации.
В Главе 1 Приведены результаты статистического анализа большой выборки метанольных мазеров I класса. Представлен первый каталог метанольных мазеров I класса, открытых на данный момент в северном и южном полушарии, содержащий 160 источников (раздел 1.2). Проведено отождествление метанольных мазеров I класса, включенных в каталог, с объектами, типичными для областей активного звездообразования: источниками IRAS, ультракомпактными HII-зонами, биполярными потоками, а также с межзвездными мазерами ОН, Н2О и с метаноль-ными мазерами II класса.
В разделе 1.3 представлен анализ данных каталога по лучевым скоростям этих мазеров и каталогов линий CS(2—1), трассирующих плотный спокойный газ в родительских молекулярных облаках. Принимая во внимание большую выборку источников смешанного типа, была проведена работа по поиску зависимости между плотностью потока мета- -нольных мазеров I класса и плотностью потока метанольных мазеров II класса среди таких источников, результаты которой представлены в разделе 1.4.
В Главе 2 приведены результаты обзора 158 источников (биполярные потоки и метанольные мазеры) на частоте 98 ГГц в линиях J=2—1 CS и C34S, трассирующих плотный газ. Обзор проведен для расчета некоторых физических параметров (N^s и г) и сравнения концентрации излучающего газа на луче зрения для большого количества биполярных потоков и метанольных мазеров I и II классов, как связанных с биполярных потоками, так и не связанных с ними. Проведен анализ параметров главных деталей линии CS и сложной структуры линий с крыльями, которые указывают на движение вещества. Проведен анализ и сравнение светимостей биполярных потоков и газопылевого вещества в окрестностях метанольных мазеров в инфракрасном диапазоне и светимостей в линии CS.
В Главе 3 приведены результаты картографирования биполярных потоков и источников метанольного мазерного излучения в линиях CS для оценок размеров излучающей в CS областей и сравнения значений плотности и массы в биполярных потоках и в областях локализации метанольных мазеров.
По результатам наблюдений в линии CS(2-1) на Онсальском 20-м радиотелескопе построены карты 18 областей (биполярные потоки и области локализации метанольных мазеров). Уточнены координаты максимумов излучения конденсаций CS. По 9 картам проведены оценки линейных размеров, плотности и массы областей. Линейные размеры излучающих в CS областей в картинной плоскости расчитаны с учетом угловых размеров областей, полученных в результате картографирования, и расстояния до источника. Расстояния до объектов, в основном, заимствованы из литературы. Плотность вещества получена на основе значений концентраций на луче зрения, которые рассчитываются по результатам данных наблюдений в основной линии и в изотопе, представленных во второй Главе. Эти - более точные оценки - подтверждают, что метанольные мазеры ассоциируются с более плотными и более массивными областями - вне зависимости от того, связана ли мазерная конденсация с биполярным потоком.
Проведено исследование относительного положения метанольных мазеров, Н20 мазеров, источников IRAS и максимумов издучения в линиях CS для трех областей образования массивных звезд по данным картографирования на радиотелескопе SEST. По данным картографирования этих областей для них были проведены оценки лучевой концентрации излучающего газа в моделях Локального Термодинамического Равновесия (JITP) и Большого Градиента Скорости (БГС). Соответствующие значения в переходах CS(3-2) и CS(2-1) близки, следовательно, газ распределен более или менее равномерно. Получены оценки физических параметров областей (линейные размеры, плотность, масса). Полученные значения масс источников в ЛТР приближении близки к результатам расчетов вириальных масс. Сравнение лучевых скоростей излучения в разных скоростных интервалах в линии CS и скоростей метанольных мазерных источников показало, что скорости мазерных источников в этих случаях такие же, как и скорости излучения в линии CS, которое трассирует спокойный плотный газ. Этот результат подтверждает выводы, полученные в первой Главе.
В результате наблюдений на 12 метровом телескопе Китт-Пик (США) построены карты молекулярного облака и высокоскоростного потока, связанных с областью звездообразования L379IRS3, в линии CS (3-2) на частоте 147 ГГц с привлечением данных наших наблюдений в Онсале на частоте 97 ГГц в линии C34S(2—1). В линии CS(3—2) наблюдается как излучение спокойного газа (в интервале лучевых скоростей 12—25 км/с), так и излучение высокоскоростного газа биполярного потока за пределами этого интервала. В этих линиях методом максимума энтропии построены карты молекулярного облака и биполярного потока. Определены параметры газа в L379IRS3. Для молекул CS получена лучевая концентрация 8 х 1014 см-2 в молекулярном облаке и обилие, равное 4 х Ю-9.
В Заключении суммируются результаты, которые выносятся на защиту диссертации. Они отражают решения поставленных целей и задач, которые приведены выше.
Основные результаты, которые выносятся на защи
1. Создан первый каталог метанольных мазеров I класса, включающий 160 источников с интегральной интенсивностью максимальной детали на 44 ГГц не менее 3 Ян км/с.
На основе статистического анализа данных каталога показано, что более 50% метанольных мазеров I класса отождествляется с объектами, типичными для областей активного звездообразования: источниками IRAS, ультракомпактными HII-зонами, плотными газопылевыми сгустками (след в линиях CS), межзвездными мазерами ОН и Н2О. В то же время с биполярными потоками, которые могли бы играть роль в накачке этих мазеров на фронтах взаимодействия с молекулярными облаками, отождествилось менее четверти от общего числа объектов каталога. С метанольными мазерами II класса, формирующимися в окрестностях молодых массивных звезд, мазеры I класса отождествились в 72% случаев. Эти результаты позволяют сделать вывод, что метанольные мазерные области наиболее надежно классифицирутся по типу перехода (т.е. по типу накачки мазера), а не по признаку ассоциации с другими астрономическими объектами.
2. На большом статистическом материале показано, что детали спектров метанольных мазеров I класса концентрируются в районе скорости родительского молекулярного облака. Этот факт говорит в пользу гипотезы о модели метанольного мазера I класса как изолированной конденсации, обтекаемой истекающим из активной области веществом, благодаря которому происходит уплотнение мазерной среды и повышается вероятность активизации столкновительного механизма мазерной накачки вращательных уровней молекулы.
3. Найдена антикорреляционная зависимость между плотностями потоков метанольных мазеров I класса и II класса lgSQ.7+i2.2 = (-1.68 ± 0.38) х IgSu + (4.01 ± 0.60) на основании анализа большая выборки, содержащая 70 смешанных источников, излучающих на частотах 44 ГГц (I класс) и на частотах 6.7 ГГц и 12.2 ГГц (II класс).
4. Проведен обзор центров биполярных потоков и окрестностей метанольных мазеров в большой выборке объектов (158 источников), включая картографирование некоторых из них. Наблюдения проводились в линии CS(2—1) и в изотопе C34S, трассирующих плотный газ. Получены значения концентрации молекул на луче зрения, линейных размеров, плотности и массы излучающих в CS областей, на основании которых показано, что среда, окружающая метанольные мазеры, в среднем, более плотная* и более массивная, чем- среда- биполярных потоков. Это может означать, что либо биполярные потоки не могут воздействовать на мазерные конденсации, либо мы наблюдаем эволюционную картину: фронт ударной волны потока уже прошел, уплотнив конденсацию, что могло спровоцировать накачку мазеров.
5. По результатам картографирования областей образования-массивных звезд в линиях CS получены оценки некоторых физических параметров, областей (масса, плотность, линейные размеры). Сравнение лучевых скоростей излучения в разных скоростных интервалах в линии CS и скоростей метанольных мазерных источников подтвердило, что скорости мазерных источников такие же, как и скорости излучения в линии CS, которое трассирует спокойный плотный газ.
Таким образом, в настоящий момент трудно сказать что-либо более определенное о связи метанольных мазеров и биполярных потоков. По имеющимся данным, эту связь, скорее, можно опровергнуть, чем подтвердить. Газопылевые области, в которые вкраплены мазеры, плотнее и массивнее, чем та среда, в которой проявляются биполярные потоки - она гораздо более аморфна. Очевидно, что метанольные мазеры не вовлекаются в макроскопические движения биполярных потоков, т.е. гипотетически можно говорить только об их кратковременном взаимодействии. В направлении б?лыпей части метанольных мазеров биполярные потоки вообще не наблюдаются, а пространственная структура метанольных мазеров, как показывают интерферометрические исследования, в большинстве случаев не является биполярной. Однако очевидные факты в лице L379 и 20126 тоже нельзя сбрасывать со счетов. Можно надеяться, что с развитием планомерных исследований в приведенных в диссертации направлениях таких примеров будет больше, и тогда можно будет с большей уверенностью утверждать, что биполярные потоки реально влияют на накачку этих мазеров или как стимулирующий фактор следует привлекать какой-то другой механизм.
1. А. Н. Barrett, P. R. Schwartz, and J. W. Waters, Astrophys. J. 168, L101 (1971).
2. R. Hills, V. Pankonin, and T. L. Landecker, Astron. and Astrophys. 39, L149 (1975).
3. D. N. Matsakis, A. C. Cheung, M. С. H. Wright, et al., Astrophys.J. 236, 481 (1980).
4. W. Batrla, H. E. Matthews, К. M. Menten, and С. M. Walmsley, Nature 326, 49 (1987).
5. К. M. Menten, Proc. of the Third Haystack Observatory Meeting, Eds. A. D. Haschick and P. Т. P. Ho, 119 (1991).
6. К. M. Menten, С. M. Walmsley, С. M. Henkel, and T. L. Wilson, Astron. and Astrophys. 157, 318 (1986).
7. M. J. Reid, A. Haschick, and A. Burke et al., Astrophys. J. 239, 89 (1980).
8. R. M. Lees, Astrophys. J. 184, 763 (1973).
9. К. M. Menten, Astrophys. J. 380, L75 (1991).
10. R. L. Plambeck and К. M. Menten, Astrophys. J. 364, 555 (1990).
11. K. J. Johnston R. Guame, and S. Stolovy, et al, Astrophys. J. 385, 232 (1992).
12. D. М. Cragg, К. P. Johns, P. D. Godfrey, and R. D. Brown, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 259, 203 (1992).
13. A. M. Sobolev and S. Deguchi, Astron. and Astrophys. 291, 569 (1994).
14. A. M. Sobolev, D. M. Cragg, and P. D. Godfrey, Astron. and Astrophys. 324, 211 (1997).
15. M. Catarzi and L. Moscadelli, Proc. of the Conf. "Astrophysical Masers", Eds. A. W. Clegg and G. E. Nedoluha, Lecture Notes in Physics 412, 187 (1992).
16. К. M. Menten, Doctoral thesis, Bonn University (1987).
17. A. J. Walsh, A. R. Hyland, G Robinson, and M. G. Burton, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 291, 261 (1997).
18. V. I. Slysh, I. E. Val'tts, S. V. Kalenskii, et al, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 134, 115 (1999).
19. S. P. Ellingsen-, M. L. von Bibra, P. M. .Mc Culloch, et al., Notices Roy. Astron. Soc. 280, 378 (1996).
20. M. Szymczak and A. J. Kus, Astron. and Astrophys. 360, 311 (2000).
21. D. Van der Walt, S. Retief, M. Gaylard, and G. McLeod, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 282, 1085 (1996).
22. С. В. Каленский, P. Бачиллер, И. И. Берулис и др., Астрон. журн. 69, 1002 (1992).
23. A. D. Haschick, К. М. Menten, and W. A. Baan, Astrophys. J. 354, 556 (1990).
24. V. I. Slysh, S. V. Kalenskii, I. E. Val'tts, and R. Otrupcek, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 268, 464 (1994).
25. I. E. Val'tts, S. P. Ellingsen, V. I. Slysh, et al., Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 317, 315 (2000).
26. S. P. Ellingsen, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 359, 1498 (2005).
27. S. Kurtz, P. Hofner, and C.V. Alvarez, Astrophys. J. Suppl. Ser. 155, 149 (2004).
28. Г. M. Ларионов, И. E. Вальтц, Астрон. журн. 84, 902 (2007)
29. М. Morimoto, М. Ohishi, and Т. Kanzawa, Astrophys. J. 288, Lll (1985).
30. R. Bachiller, К. M. Menten, J. Gomez-Gonzalez, and A. Barcia, Astron. and Astrophys. 240, 116 (1990).
31. M. Ohishi, N. Kaifu, H. Suzuki, and M. Morimoto, Astrophys. and Space Sci. 118, 405 (1986).
32. S. V. Kalenskii, S. V. Liljestrom, I. E. Val'tts, et al, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 103, 129 (1994).
33. И. E. Вальтц, A. M. Дзюра, С. В Каленский и dp., Астрон. журн. 72, 22 (1994).
34. И. Е. Вальтц, Астрон. журн. 76, 189 (1999).
35. S. Liechti and T.L. Wilson, Astron. and Astrophys. 314, 615 (1996)
36. M. R. Pestalozzi, V. Minier, and R. S. Booth, Astron. and Astrophys. 432, 737 (2005)
37. C. J. Phillips, R. P. Norris, S. P. Ellingsen, and P. M. McCulloch, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 300, 1131 (1998).
38. D. O. S. Wood and E. Churchwell, Astrophys. J. 340, 265 (1989).
39. S. Molinari, J. Brand, R. Cesaroni, and F. Palla, Astron. and Astrophys. 308, 573 (1996)
40. S. Molinari, J. Brand and R. Cesaroni et al., Astron. and Astrophys. 336, 339 (1998)
41. И. Б. Вальтц, С. Ю. Любченко, Астрон. журн. 80, 8672003).
42. И. Е. Вальтц, С. Ю. Любченко, Астрон. журн. 81, 2342004).
43. R. Plume, D. Т. Jaffe, and N. J. Evans, Astrophys. J. Suppl. Ser. 78, 505 (1992).
44. M. Juvela, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 118, 191 (1996).
45. L. Bronfman, L.-A. Nyman, and J. May, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 115, 81 (1996).
46. G. Anglada, R. Estalella, J. Pastor, et al., Astrophys. J. 463, 205 (1996).
47. G. M. Larionov, I. E. Val'tts, A. Winnberg, et alAstron. and Astrophys. Suppl. Ser. 139, 257 (1999).
48. K. Sugitani, Y. Fukui, A. Mizuno, and N. Ohashi, Astrophys. J. 342, L87 (1989).
49. Y. Fukui, in: Low mass star formation and pre-main sequence objects, Reipurth (ed.). ESO, Garching bei Munchen p. 95 (1989).
50. Wu Y., Huang M. and He J., Astron. and Astrophys. Supl. Ser. 115, 285 (1996).
51. K.-W. Hodapp, Astrophys. J. Supl. Ser. 94, 615 (1994).
52. R. Bachiller, S. Liechti, С. M. Walmsley, and F. Colomer, Astron. and Astrophys. 295, L51 (1995).
53. С. В. Каленский, В. Г. Промыслов, В. И. Слыш и др., Астрон. журн. 83, 327 (2006).
54. С. Codella, A. Lorenzani, А. Т. Gallego, et. al., Astron. and Astrophys. 417, 615 (2004).
55. К. М. Menten, Proc. of the Conf. "Astrophysical Masers Eds. A. W. Clegg and G. E. Nedoluha, Lecture Notes in Physics 412, 211 (1992).
56. К. M. Menten, Proc. of the Conf. "Astrophysical Masers", Eds. A. W. Clegg and G. E. Nedoluha, Lecture Notes in Physics 412, 199 (1992).
57. И. E. Вальтц, Г. M. Ларионов, Астрон. журнал 84, 579 (2007).
58. J. L. Caswell, R. A. Vaile, S. P. Ellingsen, Publ. Astron. Soc. Austr. 12, 37 (1995).
59. S. Goedhart, M. J. Gaylard, D. J. van der Walt, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 355, 553 (2004).
60. R. Liseau, G. Sandell, and L.B.G. Knee, Astron. and Astrophys. 192, 153 (1988).
61. J. Brand and L. Blitz, Astron. and Astrophys. 275, 67 (1993).
62. J. Harju, K. Lehtinen, R.S. Booth, and I. Zinchenko, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 132, 211 (1998).
63. J. L. Caswell, R. F. Haynes, and W. M. Goss, Australian J. Phys. 33, 639 (1980).
64. J. L. Caswell, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 289, 203 (1997).
65. G. C. MacLeod, et. al., In: Proc. of the Conf. "Astrophysical masers Eds. A. W. Clegg and G. E. Nedoluha, Lecture Notes in Physics 412, 116 (1992).
66. R. P. Norris, J. B. Whiteoak, J. L. Caswell, et. al., Astrophys. J. 412, 222 (1993).
67. F. Palagi, R. Cesaroni, G. Comoretto, et. al., Astron. and Astrophys. Sup. Ser. 101, 153 (1993).
68. Е. Churchwell, С.М. Walmsley, and R. Cesaroni, Astron. and Astrophys. Sup. Ser. 83, 119 (1990).
69. T. A. Kuchar and Т. M. Bania, Astrophys. J. 436, 117 (1994).
70. Т. K. Sridharan, H. Beuther, P. Schilke, et. al., Astrophys. J. 566, 931 (2002).
71. И. E. Вальтц, С. Ю. Любченко, Астрон. журн. 79, 328 (2002).
72. Е. Val'tts, А. М. Dzura, S. V. Kalenskii, et al., Astron. and Astrophys. 294, 825 (1995).
73. Kogan and V. Slysh, Astrophys. J. 497, 800 (1998).
74. В. И. Слыш, И. E. Вальтц, С. В. Каленский и В. В. Голубев 76, 892 (1999).
75. V. Minier, R. S. Booth, and R. S. Conway, Astron. and Astrophys. 362, 1093 (2000).
76. В. И. Слыш, И. E. Вальтц, С. В. Каленский и Г. М. Ларионов 76, 751 (1999).
77. J. L. Caswell, R. A. Vaile, S. P. Ellingsen, et al., Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 274, 1126 (1995).
78. J. L. Caswell, Yi Jiyune, R. S. Booth, et al., Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 313, 599 (2000).
79. И. E. Вальтц, С. Ю. Любченко, Астрон. журн. 81, 918 (2004).
80. J. Bally, А.P. Lane, In: The Physics of Star Formation and Early Stellar Evolution, eds. Lada and Kylafis, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, 471 (1991).
81. R. Bachiller, J. Gdmez-Gonz&lez, A&AR 3, 257 (1992).
82. D. Xiang, B.E. Turner, Astrophys. J. Suppl. 99, 121 (1995).
83. R.L. Snell, W.D. Langer, M.A. Frerking, Astrophys. J. 255, 149 (1982).
84. R.L. Snell, P.F. Goldsmith, N.R. Erickson, L.G. Mundy, N.J. II Evans, Astrophys. J. 276, 625 (1984).
85. L.G. Mundy, N.J. II Evans, R.L. Snell, P.F. Goldsmith, J. Bally, Astrophys. J. 306, 670 (1986).
86. B.E. Turner, B. Zuckerman, P. Palmer, M. Morris, Astrophys. J. 186, 123 (1973).
87. H.S.Liszt, R.A. Linke, Astrophys. J. 196, 709 (1975).
88. A.R. Linke, P.F. Goldsmith, Astrophys. J. 235, 437 (1980).
89. I. Zinchenko, V. Forsstrom, A. Lapinov, K. Mattila, Astron. and Astrophys. 288, 601 (1994).
90. G.A. Wolf-Chase, C.K. Walker, C.J. Lada, Astrophys. J. 442, 197 (1995).
91. M. Juvela, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 118,191 (1996).
92. R. Plume, D.T. Jaffe, N.J. II Evans, J. Martin-Pintado, J. Gomez-Gonzalez, Astrophys. J. 476, 730 (1997).
93. J. Bally, Astrophys. J. 261, 558 (1982).
94. Sh. Zhou, N.J. Evans, R. Giisten, L.G. Mundy, M.L. Kutner, Astrophys. J. 372, 518 (1991).
95. N. Ohashi, R. Kawabe, M. Hayashi, M. Ishiguro, AJ 102, 2054 (1991).
96. J. Pastor, R. Estalella, R. Lopez, G. Anglada, P. Planesas, J. Buj, Astron. and Astrophys. 252, 320 (1991).
97. E. Churchwell, C.M. Walmsley, D.O.C. Wood, Astron. and Astrophys. 253, 541 (1992).
98. F.J. Lovas, J. Phys. Chem. Ref. Data 21, 181 (1992).
99. М. L. Kutner, В. L. Ulich, Astrophys. J. 250 34 (1981).
100. R. Bachiller, J. Cernicharo, J. Martin-Pintado, M. Tafalla, B. Lazareff, Astron. and Astrophys. 231, 174 (1990).
101. S.V. Kalenskii, I.I. Berulis, I.E. Val'tts, A.M. Dzura, V.I. Slysh, V.I. Vasil'kov, AZh 71, 51 (1994).
102. V.I. Slysh, S.V. Kalenskii, I.E. Val'tts, M.A. Voronkov, F. Palagi, J. Tofani, M. Catarzi, Astron. and Astrophys. 134, 115 (1999).
103. R.L. Snell, R.L. Dickman, Y.L. Huang, Astrophys. J. 352, 139 (1990).
104. J. Bally, C.J. Lada, Astrophys. J. 265, 824 (1983).
105. Snell R.L., Huang Y.L., Dickman R.L., Claussen M.J., Astrophys. J. 325, 853 (1988).
106. L.F. Rodriguez, J.M. Moran, P.T.P Ho, E.W. Gottlieb, Astrophys. J. 235, 845 (1980).
107. L.F. Rodriguez, P. Carral, P.T.P. Ho, J.M. Moran, Astrophys. J. 260, 635 (1982).
108. P.M. Harvey, B.A. Wilking, M. Joy, D.F. Lester, Astrophys. J. 288, 725 (1985).
109. L.T. Little, A.G. Gibb, B.D. Heaton, B.N. Elisson, S.M.X. Claude, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 271, 649 (1990).
110. R.M. Crutcher, W.I. Hartkopf, P.T. Giguerre, Astrophys. J. 226, 839 (1978).
111. V.I. Slysh, R. Bachiller, I.I. Berulis, I.E. Val'tts, J. Gomez-Gonzalez, J. Martin-Pintado, A. Rodriguez-Franco, AZh 73, 37 (1994).
112. M. Margulis, R.L. Snell, Astrophys. J. 333, 316 (1988).
113. P.F. Goldsmith, X.-J. Mao, Astrophys. J. 265, 791 (1983).
114. М.Т. Stier, D.T. Jaffe, N.T. Rengarajan, G.G. Fazio, C.W. Maxson, B. McBreen, L. Loughran, S. Serio, S. Sciortino, Astrophys. J. 283, 573 (1984).
115. P. Pratap, K. Menten, In: Astrophysical Masers, eds. Clegg and Nedoluha, Springer Verlag, Berlin, Lecture Notes in Physics, 412 (1992).
116. J.R. Forster, J.L. Caswell, Astron. and Astrophys. 213, 3391989).
117. B.A. Wilking, J.H. Blackwell, L.G. Mundy, AJ 100, 7581990).
118. N. Matthews, L.T. Little, G.H. MacDonald, M. Andersson, S.R. Davies, P.W. Riley, W.R.F. Dent, D. Vizard, Astron. and Astrophys. 184, 284 (1987).
119. A.L. Fey, M.J. Claussen, R.A. Gaume, G.E. Nedoluha, K.J. Johnston, AJ 103, 234 (1992).
120. P. Carral, W.J. Welch, Astrophys. J. 385, 244 (1992).
121. B.D. Heaton, L.T. Little, T. Yamashita, S.R. Davies, C.T. Cunnigham, T.S. Monteiro, Astrophys. J. 278, 238 (1993).
122. N.Z. Scoville, A.L Sargent, D.B. Sanders, M.J. Claussen, C.R. Masson, K.Y. Lo, T.G. Phillips, Astrophys. J. 303, 416 (1986).
123. J.L. Caswell, R.F. Haynes, Aust. J. Phys. 36, 417 (1983).
124. F.P. Israel, H.H. Wootten, Astrophys. J. 266, 580 (1983).
125. X.W. Zheng, P.T.P. Ho, M.J. Reid, M.H. Schneps, Astrophys. J. 293, 522 (1985).
126. N. Matthews, M. Andersson, G.H. MacDonald, Astron. and Astrophys. 155, 99 (1986).
127. A.D. Haschick, M.J. Reid, B.F. Burke, J.M. Moran, G. Miller, Astrophys. J. 244, 76 (1981).
128. J. Fisher, D.B. Sanders, M. Simon, P.M. Solomon, Astrophys. J. 293, 508 (1985).
129. J.G.A. Wouterloot, C. Henkel, C.M. Walmsley, Astron. and Astrophys. 215, 131 (1989).
130. L.B.G. Knee, M. Cameron, R. Liseau, Astron. and Astrophys. 231, 419 (1990).
131. H.A. Thronson, C.J. Lada, Astrophys. J. 284, 135 (1984).
132. J.A. Morgan, J. Bally, Astrophys. J. 372, 505 (1991).
133. R. Cesaroni, E. Churchwell, P. Hofner, C.M. Walmsley, S. Kurtz, Astron. and Astrophys. 288, 903 (1994).
134. R. Genzel, D. Downes, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 30, 145 (1977).
135. P.R. Schwartz, G. Gee, Y.L. Huang, Astrophys. J. 327, 350(1988).
136. W.H. Waller, D.P. Clemens, D.B. Sanders, N.Z. Scoville, Astrophys. J. 314, 397 (1987).
137. P.M. Solomon, A.R. Rivolo, J. Barrett, A. Yahil, Astrophys. J. 319, 730 (1987).
138. A. Braz, N. Epchtein, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 54, 167 (1983).
139. S. V. Shitov, V. P. Koshelets, S. A. Kovtonyuk et a/., Supercond. Sci. Technol. 4, 406 (1991).
140. W.M. Irvine, P.F. Goldsmith, A. Hjalmarson In: Interstellar Processes, eds. Hollenbach and Thronson, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht., 561 (1987).
141. D. S. Shepherd, and E. Churchwell, Astrophys. J. 472, 225 (1996).
142. J. M. Carpenter, R. L. Snell, F. P. Schloerb, M. F. Skrutskie, Astrophys. J. 407, 657 (1993).
143. J. М. Carpenter, R. L. Snell, F. P. Schloerb, M. F. Skrutskie, Astrophys. J. 450, 201 (1995).
144. T. R. Hunter, T. G. Phillips, К. M. Menten, Astrophys. J. 478, 283 (1997).
145. M. Cohen, Astrophys. J. 215, 533 (1977).
146. R. M. Levreault, Astrophys. J. Suppl. Ser. 67, 283 (1988).
147. L. Olmi, M. Felli, T. Prusti, Astron. and Astrophys. 288, 591 (1994).
148. I. Zinchenko, K. Mattila, and M. Toriseva, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. Ill, 95 (1995).
149. R. F. Haynes, J. L. Caswell, and L. W. J. Simons, Australian J. Phys. Astrophys. Suppl. 48, 1 (1979).
150. J. L. Caswell, R. A. Batchelor, J. R. Forster, and K. J. Wellington, Australian J. Phys. 42, 331 (1989).
151. M. A. Braz, E. Jr. Scalise, Astron. and Astrophys. 107, 272 (1982).
152. M. A. Braz, J. C. Gregorio-Hetem, and E. Jr. Scalise, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 77, 465 (1989).
153. I. Zinchenko, C. Henkel, and R. Q. Mao, Astron. and Astrophys. 361, 1079 (2000).
154. M.L. Kelly, G.H. Macdonald, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 282, 401 (1996).
