Исследование тонкой пространственной структуры метанольных мазеров (

на правах рукописи

Полушкин Сергей Васильевич ИССЛЕДОВАНИЕ ТОНКОЙ ПРОСТРАНСТВЕННОЙ СТРУКТУРЫ МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ (01.03.02 астрофизика и звёздная астрономия)

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

Москва 2011

Работа выполнена в Астрокосмическом центре Физического института им. П.Н. Лебедева РАН

Научный консультант: доктор физико-математических наук Вальтц Ирина Евгеньевна (АКЦ ФИАН)

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук профессор Зинченко Игорь Иванович (ИПФ РАН) кандидат физико-математических наук Самодуров Владимир Алексеевич (ПРАО АКЦ ФИАН)

Ведущая организация: Государственный Астрономический Институт им. П.К. Штернберга, МГУ им. М.В. Ломо носова

Защита состоится "27" июня 2011 года в 16:30 На заседании Диссертацион ного совета Физического института им. П.Н. Лебедева РАН (ФИАН), шифр Д002.023. Адрес: Москва, ул. Профсоюзная, д. 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2, конференц зал Института космических исследований РАН (ИКИ РАН) С диссертаций можно ознакомиться в библиотеке ФИАН по адресу: г. Москва, Ленинский проспект, д. 53, с авторефератом диссертации – по адресу на сайте http://www.asc-lebedev.ru

Автореферат разослан "27" мая 2011 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета Д002.023. д.ф.-м.н. Ю.А. Ковалев

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы.

Одним из важнейших компонентов нашей Галактики является межзвезд ная среда. В основном, она состоит из газа – большей частью из водорода, и пыли. Наличие межзвездного газа имеет большое значение, т.к. именно в нем происходит процесс звездообразования. Межзвездная среда изучается, в частности, по излучению космических мазеров, возникающему, преимуще ственно, в областях образования массивных звезд, в свою очередь, влияющих на эволюцию окружающего газа. Самые распространенные мазеры наблюда ются на молекулах гидроксила OH, водяного пара H2 O, моноокиси кремния SiO и метанола CH3 OH.

Механизм работы космических мазеров такой же, как и у лабораторных лазеров, т.е. они излучают за счет инверсной заселенности уровней. В лабора торных лазерах путь, проходимый светом в активной среде, увеличивается за счет зеркал, а излучение распространяется только в одном направлении, и по лучается узконаправленный пучок. Космические мазеры излучают изотропно, а активная среда в них имеет большую протяженность. Накачка осуществля ется либо через радиативные, либо через столкновительные процессы. При радиативной накачке важно, чтобы кванты стока свободно выходили из ма зерного источника, иначе возникнит термализация уровней и инверсная за селенность пропадет. При столкновительной накачке важно, чтобы накачка и сток осуществлялись частицами с разной энергией.

Первый космический мазер был открыт на молекуле OH на длине волны 18 см в 1963 г. [1].

Излучение совпадало с зонами HII вокруг молодых звезд. В 1968 г. в направлении мазеров ОН в 1969 г. были открыты мазеры H2 O [2]. Мазерные линии метанола случайно обнаружили в 1971 г. в направлении области звез дообразования Ori A. Их длина волны совпала с полосой частот молекулы N2 O [3].

Молекула метанола представляет собой вращающийся волчок. Атом во дорода значительно легче атома кислорода. Он слегка оттягивает атом кис лорода на себя, и возникает прецессия вокруг оси вращения молекулы. Из-за этого снимается вырождение, и становятся разрешенными порядка двухсот переходов, доступных для радионаблюдений.

Существует два вида молекулы метанола А и Е, которые отличаются ориентацией спина ядра атома водорода, вдоль и против оси вращения, со ответственно. Метанольные мазеры делятся на два класса. Первоначально метанольные мазеры классифицировали по принадлежности к тем или иным объектам [4]. Так например, мазеры I класса не совпадают ни с мазерами OH, ни c мазерами H2 O и удалены от инфракрасных источников и ультракомпакт ных HII зон, а мазеры II класса совпадают с мазерами OH и зонами HII. Но позже выяснилось, что эти факты прямо указывают на более глубокий смысл в различии этих мазеров, а именно, в условиях их накачки. В мазерах I клас са накачка происходит за счет столкновений, а в мазерах II класса – за счет инфракрасного излучения и столкновений – см. [5] и ссылки в этой работе.

Мазеры I класса наблюдаются в следующих переходах: 70 61 A+ на ГГц, 41 30 E на 36 ГГц, 51 40 E на 84 ГГц, 80 71 A+ на 95 ГГц и 90 81 A+ на 146 ГГц. А мазеры II класса излучают в переходах 51 60 A+ на 6,7 ГГц, 20 31 E на 12 ГГц, 21 30 E на 19 ГГц и 92 101 A+. Самыми яркими линиями для мазеров I и II класса являются 70 61 A+ (44 ГГц) и 51 60 A+ (6.7 ГГц), соответственно [6, 7].

Так как мазерные линии очень яркие – до 500 Ян на 44 ГГц (М8Е) и почти до 5000 Ян на 6.7 ГГц (G9.62+0.19), – их изучение может быть полезным при поиске областей звездообразования. Известно, что наша Галактика имеет спиральную структуру. Однако до сих пор неясно, сколько в ней спиральных рукавов [8, 9, 10, 11, 12, 13, 14]. Поскольку мазеры наблюдаются в областях звездообразования, а те, в свою очередь, находятся в спиральных рукавах Галактики, то изучение мазеров может помочь ответить на этот вопрос.

В 2010 г. метанольный мазер II класса на частоте 6.7 ГГц был обнару жен в галактике Андромеды (M31) [15]. Этот мазер можно использовать для определения собственного движения M31 и для моделирования динамики и эволюции локальной группы галактик.

В астрономии очень важна проблема определения структуры излуча ющих областей. Этому вопросу всегда уделялось большое внимание: стро ится модель Галактики, определяются расстояния до объектов, с помощью интерферометров уточняются размеры источников. Эти данные необходимы при изучении моделей космических объектов, а также физических условий в излучающих газо-пылевых фрагментах межзвездной среды. Фотометриче ские способы для нашей Галактики дают неточные результаты. Это связано с непрозрачностью межзвездной среды для видимого излучения. Поэтому рас стояния в Галактике определяются, в основном, кинематическими способами в радиодиапазоне. Один из таких способов – это определение тригонометри ческих параллаксов мазеров. В настоящее время началось систематическое определение тригонометрических параллаксов метанольных мазеров II клас са на частоте 12 ГГц на VLBA (США): Reid et al. 2009 [16], Moscadelli et al.

2009. [17], Xu et al. 2009 [18], Zhang et al. 2009 [19], Brunthaler et al.2009 [20].

Для мазеров Н2 O и мазеров моноокиси кремния с использованием интерфе рометра VERA (Япония): Honma et al. 2007 [21], Choi et al. 2008 [22], Sato et al. 2008 [23]. Современные данные по определениям расстояний мы будем использовать в своей работе.

По наблюдениям мазеров также можно определять параметры молодых звезд, например, массу протозвезды или величину магнитного поля по эф фекту Зеемана [24].

На сегодняшний день природа метанольных мазеров еще не изучена.

Особенно это касается метанольных мазеров I класса. Дело в том, что столк новения молекул метанола и молекул водорода обеспечивают, в силу особен ностей правил перехода между уровнями этой молекулы, естественную инвер сию квантовых уровней [25]. Поскольку наличие столкновений – неотъемле мое свойство любой среды, можно было бы предположить, что такие мазеры должны наблюдаться повсеместно в любом месте спирального рукава Галак тики, в котором сосредоточено достаточное количество межзвездного газа.

Между тем метанольных мазеров I класса (MMI) на сегодняшний день из вестно лишь около 200 – см. [26], а также каталог http://www.asc.rssi.ru/MMI, в то время как число метанольных мазеров II класса (MMII) приближается к 1000 – см. каталоги [27] и [28]. При этом – если предположения о моде лях накачки этих мазеров верны – модель накачки MMI более проста и не требует дополнительных воздействий со стороны близких источников излуче ния, обеспечивающих радиативную часть накачки MMII. Другими словами, если условий столкновений для формирования этих мазеров недостаточно, в межзвездной среде должны существовать дополнительные факторы, усили вающие естественное влияние столкновений, обеспечивающих столь простую работу модели накачки MMI. В качестве такого дополнительного фактора рас сматривается наличие биполярных потоков от молодых протозвезд [29, 30], фронт которых может сжать газопылевую конденсацию, увеличивая тем са мым число столкновений и ускоряя процесс испарений молекул метанола с поверхности пылинок, обогащая излучающую среду.

Статистические исследования показывают, что МMI лишь в 24% случаев ассоциируются с биполярными потоками (http://www.asc.rssi.ru/MMI), этот вопрос до сих пор остается открытым. Исследованию связи MMI и биполярных потоков посвящена часть данной диссертации.

Особое место в таких исследованиях занимает изучение структуры и рас положения мазерных конденсаций. Это сложные и дорогостоящие наблюде ния, которые проводятся методами VLBI (Very Long Baseline Interfe- rometry), или – в переводе – РСДБ: Радиоинтерферометрия со СверхДлинными Базами.

В первом приближении интерферометр можно представить как сегмен тированный телескоп. Сегменты не обязательно должны находиться на пара болической поверхности, если учесть временную задержку прохождения сиг нала от зеркала до фокуса. Радиоинтерферометр имеет такое же разрешение, как и телескоп с диаметром, равным максимальному удалению между двумя антеннами, но с меньшей чувствительностью из-за маленькой площади со бирающей поверхности. Телескоп строит изображение напрямую, фокусируя сигнал в фокальной плоскости. В интерфереметре сигнал фокусируется при помощи коррелятора.

Базой называется расстояние между двумя антеннами.

Основной задачей РСДБ является построение двумерного распределе ния яркости наблюдаемого источника. На практике наблюдается функция вид ности. Для базы между (i,j) антеннами она выглядит следующим образом [34]:

V i,j (u, v) = A (l, m) I (l, m) exp 2i(ui,j l + v i,j m) dldm, (0.1) где – частота излучения, (l,m) – базисные векторы в системе координат, свя занной с источником, (u,v) – ортогональные компоненты двумерной проекции вектора базы, если смотреть с наблюдаемого источника, которые измеряются в длинах волн, V (u, v) – функция видности, A (l, m) – эффективная соби рающая поверхность, I (l, m) – интенсивность. Распределение интенсивности можно вычислить при помощи обратного преобразования Фурье. Однако на блюдаемая функция видности отличается от реальной [35]:

V i,j (u, v) = gi gj V i,j + (0.2), i,j Здесь V i,j (u, v) – наблюдаемая функция видности, V i,j – реальная функция видности, g – комплексный передаточный коэффициент каждой антенны, i,j – погрешность.

Наиболее важным моментом в таких наблюдениях является калибровка.

Калибровкой называется процесс определения параметров передаточ ных функций. В данном случае, калибровка сводится к определению фазы и амплитуды g.

Амплитудную калибровку можно выполнять двумя способами: априор ная калибровка и калибровка по источнику. При априорной калибровке ис пользуются параметры антенны, такие как эффективная площадь и шумовая температура. При калибровке по внешнему источнику телескоп наводится на объект с известной интенсивностью, определяется коэффициент пропорцио нальности между откликом антенны и реальным значением потока.

При калибровке фазы определяются временные задержки. Для сдвига фазы на частоте справедливы формулы:

(0.3) = 2, где – это временная задержка. В первом приближении для задержки полу чается:

= 0 + (t t0 ), (0.4) где – производная по времени от, а индекс "0"означает значение в момент времени t0. Далее вычисляются такие значения параметров 0 и, при которых амплитуда принимает максимальное значение. Для фазовой калибровки используют яркие компактные объекты, расположенные близко к наблюдаемому источнику, чтобы за время перевода антенны с калибратора на источник значения параметров 0 и не успевали сильно измениться.

Если наблюдаемый источник компактный и достаточно яркий, то его можно использовать для самокалибровки. На первом шаге самокалибровки берется простая модель, например, точечный источник. Потом вычисляет ся разность квадратов между наблюдаемой функцией видности и модельной.

Минимизируя полученную разность, можно найти 0 и. На следующем шаге к точечному источнику применяются полученные значения параметров, и модель усложняется. Далее снова минимизируется разность квадратов меж ду наблюдаемой и модельной функцией видности. Так с каждой итерацией модель источника улучшается и приближается к реальной структуре.

Требуется также калибровка диапазона. Это связано с тем, что на раз ных частотах приемник обладает разной чувствительностью. Для калибровки используются источники с известным спектром.

Радиоинтерферометрия является мощным средством изучения меж звездной среды и мазеров. С помощью современных радиоинтерферометров можно с хорошей точностью определить важнейшие астрономические пара метры мазерных источников, такие как их координаты, расстояния до объек тов и их размеры.

Цели и задачи работы.

1) Исследование тонкой пространственной структуры метанольного излу чения I класса: построение спектра и карты главного мазерного источ ника в области звездообразования DR21(OH) по наблюдениям на ин терферометре VLA на частоте 44 ГГц в переходе 70 61 A+. Сравнение результатов с картами и спектрами других эпох и выявление возможной связи метанольного мазера с молодыми дозвездными объектами.

2) Исследование особенностей метанольного мазерного излучения I клас са на удалении от главного мазерного источника DR21(OH): построение карты окрестностей области звездообразования на частоте 44 ГГц. Сопо ставление карты на 44 ГГц с картой излучения области в инфракрасном дипазоне.

3) Исследование природы метанольного мазерного излучения II класса:

построение спектра и карты источника G23.01-0.41 на частоте перехода 51 60 A+ 6.7 ГГц по данным наблюдений на европейской интерферо метрической сети EVN.

4) Отработка методики обработки данных спектральных наблюдений на интерферометрических сетях VLA (США)и EVN (Европейская сеть).

Научная новизна и практическая ценность работы.

1) Построена карта метанольного мазера I класса DR21(OH) с наилуч шей на сегодняшний день точностью.

2) Построена карта метанольного мазера I класса DR21(OH) с наилуч шей на сегодняшний день точностью.

3) Выполнено картографирование окрестностей области звездообразова ния DR21(OH) и впервые показано, что существует единая крупномасштабная структура мазерного излучения с градиентом скорости.

4) Впервые обнаружена переменность метанольных мазеров I класса.

5) Определены параметры протопланетного диска в области звездооб разования G23.01-0.41, оценена масса центрального объекта и размер диска.

6) Созданы две компактные пошаговые инструкции для использования задач и настроек пакета AIPS, которые может использовать любой специа лист:

a) для обработки данных спектральных наблюдений на Европейской ин терферометрической сети EVN;

b) для обработки данных высокочастотных спектральных наблюдений на решетке VLA (США).

Личный вклад автора.

Все статьи из списка публикаций по теме диссертации выполнены в соав торстве. Общий вклад авторов мы считаем равным, но при этом кон- кретные виды работ, как правило, выполняются не в равной степени и варьируются в различных статьях.

В работах, посвященных исследованию тонкой пространственной струк туры метанольного мазера в DR21(OH), автор выполнил обработку интерфе рометрических данных, провел их анализ и интерпретацию результатов.

В работах, посвященных картографированию окрестности области звез дообразования DR21(OH), автор провел наблюдения на 20-м радиотелескопе Онсальской обсерватории (Швеция), самостоятельно обрабатывал данные на блюдений и принимал участие в интерпретации полученных результатов.

В работах, посвященных исследованию тонкой пространственной струк туры метанольного мазера в области звездообразования G23.010.41, автор самостоятельно обрабатывал данные интерферометрических наблюдений и интерпретировал полученные результаты.

Автор самостоятельно создал две инструкции для работы с интерфе рометрическими данными, которые доступны в электронном виде в режи ме online по адресу ftp://ra.asc.rssi.ru/Polushkin/ (логин: Spolushkin, пароль:

instrvlba_2011) и могут быть использованы любыми исследователями как для научной работы, так и для создания практических методик для обучения сту дентов и молодых начинающих специалистов.

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. Международная научная конференция "Астрономия и астрофизика на чала XXI века", 2008, Москва (Россия).

3. XII Школа молодых ученых "Актуальные проблемы физики", 2008, Москва (Россия).

4. Международная конференция "16th Open Young Scientists’ Conference on Astronomy and Space Physics", 2009, Киев, (Украина).

5. Международная конференция "Кирхгофф-150", 2009, пос. Научный, (Украина).

6. Всероссийская Астрономическая конференция ВАК-2010. "От эпохи Га лилея до наших дней", 2010, Нижний Архыз, (Россия).

7. Отчетные сессии Астрокосмического центра ФИАН.

Обучение работе на интерферометрах и обсуждение выполняемых в дис сертации задач проходило на следующих мероприятиях:

1. Asian Radio Astronomy Winter School, 2007, 22-26 January, National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), Mitaka/Tokyo, Japan.

http://vsop.mtk.nao.ac.jp/RAWS2007/ 2. ERIS 2007 European Radio Interferometry School, 2007, 10-15 September, Max Planck Institut fur Radioastronomy, Bonn, Germany.

http : //www.mpif r bonn.mpg.de/div/eris/indexe.html 3. ERIS 2009 European Radio Interferometry School, 2009, 7-11 September, Sponsored by RadioNet, Oxford Astrophysics & Royal Astronomical Society, Oxford, Great Britain.

http : //astrowiki.physics.ox.ac.uk/ERIS2009/ Публикации.

Основное содержание диссертации отражено в 14 публикациях:

1. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц // Карта метанольного мазерного свечения II класса на частоте 6.7 ГГц в протопланетном диске G23.01-0.41.

2011, Астрон. Ж. 88, 484-495.

2. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц// Метанольное излучение I класса в окрестности DR21(OH).

2010, Астрон. Ж. 87, 546-559.

3. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц// Дисковая структура вокруг массивного протозвездного объекта G23.01-0.41 по данным с EVN на частоте 6.7 ГГц.

ВАК-2010 "От эпохи Галилея до наших дней", 2010, 12-19 сентября, САО, Нижний Архыз, Россия.

Тезисы конференции, стр. 103.

4. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц, В.И. Слыш// Пространственная структура метанольного мазера I класса DR21(OH)на 44 ГГц в эпоху 2003 г..

2009, Астрон. Ж. 86, 134-148.

5. S.V. Polushkin, I.E. Valtts, S.V. Kalenskii// Class I Methanol Maser Emission in DR21(OH) Environments.

"16th Open Young Scientists’ Conference on Astronomy and Space Physics" 2009, April 27 - May 2, Kyiv (Ukraine).

Abstract

book, P.19.

6. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц, С.В. Каленский// Новый мазерный источник в окрестности DR 21(OH).

Международная конференция "150 лет спектральным исследованиям в астрофизике" 2009, 7-13 июня, Крымская Астрофизическая Обсерватория, Научный, Украина.

2009, Кинематика и физика небесных тел, стр. 163.

7. А.В. Алакоз, С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц// Метанольный диск в окрестности DR21(OH) по данным наблюдений на VLA на 44 ГГц.

Международная конференция "150 лет спектральным исследованиям в астрофизике", 2009, 7-13 июня, Крымская Астрофизическая Обсерватория, Научный, Украина.

2009, Кинематика и физика небесных тел, стр. 157.

8. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц, В.И. Слыш// Открытие переменности метанольных мазеров класса I.

Международная научная конференция "Астрономия и астрофизика на чала XXI века", 2008, 1-5 июля, Москва (Россия). Тезисы докладов, стр. 70.

9. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц, В.И. Слыш// Практика работы с пакетом AIPS for VLA для спектральных линий:

STEP BY STEP.

Международная научная конференция "Астрономия и астрофизика на чала XXI века", 2008, 1-5 июля, Москва (Россия). Тезисы докладов, стр. 78.

10. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц, В.И. Слыш// DR21(OH) и биполярные потоки: анализ ситуации.

Международная научная конференция "Астрономия и астрофизика на чала XXI века", 2008, 1-5 июля, Москва (Россия). Тезисы докладов, стр. 79.

11. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц, В.И. Слыш// Пространственная структура метанольного мазера I класса DR21(OH) на 44 ГГц в эпоху 2003 г..

Международная научная конференция "Астрономия и астрофизика на чала XXI века", 2008, 1-5 июля, Москва (Россия). Тезисы докладов, стр. 80.

12. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц, В.И. Слыш// DR21(OH) и биполярные потоки: анализ ситуации.

Международная научная конференция "Астрономия и астрофизика на чала XXI века", 2008, 1-5 июля, Москва (Россия). Тезисы докладов, стр. 79.

13. С.В. Полушкин// Пространственная структура метанольных мазера I класса DR21(OH) на 44 ГГц в эпоху 2003 г..

XII Школа молодых ученых "Актуальные проблемы физики", 2008, 23-27 ноября, Тезисы докладов, стр. 71.

14. С.В. Полушкин, И.Е. Вальтц// Пространственная структура метанольных мазера в области звездооб разования DR21(OH).

2007, Труды Всероссийской астрономической конференции "ВАК 2007", стр. 323.

Структура и объем диссертации.

Работа состоит из введения, трех глав, заключения и двух приложений.

Объем работы составляет 135 страниц, в том числе 23 рисунка и 6 таблиц.

Список цитируемой литературы содержит 115 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 обработки архивных наблюдений с VLA области звездообразования DR21(OH) на частоте покоя перехода 61 A+ 44069.4840 МГц в линии метанольного мазерного излучения I класса.

Область DR21 относится к одной из наиболее изучаемых областей звез дообразования в Северном полушарии. Она представляет собой северную часть комплекса W75S, который, в свою очередь, является южной частью чрезвычайно богатой мазерными источниками области W75 в созвездии Ле бедя, в том числе и метанольными мазерами. На наличие связи метанольных мазеров I класса в DR21(OH) c биполярным движением вещества указывают лишь косвенные признаки.

В направлении DR21(OH) наблюдаются биполярные потоки на разных частотах в нескольких линиях СО в разных переходах и в изотопах, сильно различающиеся ориентацией и размахом крыльев линий [36], [37], [12].

Биполярные потоки, кроме линий СО, должны проявляться в линии мо лекулярного водорода H2 1-0S(1), поскольку этот переход может возбуждаться столкновениями на фронте ударной волны [38], [39]. Однако излучение в рай оне DR21(OH) в этой линии очень слабое, видны лишь отдельные джеты и волокна, и ни один из потоков, видимых в СО, по излучению в линии H2 не подтверждается в современном анализе ситуации [40].

Однако в работе [41] делается обратный вывод: конфигурацию мета нольных мазерных пятен в DR21(OH), образующих два скопления, расстояние между которыми на карте, приведенной в работе [42], около 0.25 пк, можно интерпретировать как два лепестка биполярного потока, которые трассируют ся этими скоплениями. Отмечается при этом, что источник, обеспечивающий конфигурацию компонентов мазера, неочевиден.

Картографирование в мазерных линиях метанола I класса с целью вы явить пространственное расположение мазерных сгустков помогает решению таких вопросов.

Один из периодов картографирования на 44 ГГц в переходе метанола 70 61 A+ относится к 2003 г. – в открытом доступе в архиве НРАО имеются неопубликованные данные, обработку которых мы представляем в данной ра боте. Это одно из самых поздних наблюдений, проведенных на решетке VLA, уже полностью укомплектованной 44 ГГц-приемниками. Предыдущие иссле дования проводились при неполной комплектации VLA. Цель работы – со поставить пространственные мазерные детали этого периода с результатами предыдущих исследований, а также выявить возможную переменность в ин тенсивностях мазерных линий.

Наблюдения мазера DR21(OH) проводились на интерферометре VLA (НРАО1, США) в А-конфигурации антенн (при которой размер интерферо метра максимален, что обеспечивает режим наиболее высокого разрешения) в течение 10 часов 10 августа 2003 г. на частоте покоя перехода 70 61 A+ 44069.4840 МГц. Синтезированной диаграммой решетки достигается угловое разрешение 0.05.

Спектрометр представлял собой автокоррелятор из 128 каналов, полная полоса 3125 кГц (т.е. примерно 21 км/с). На частоте 44 ГГц этот корреля тор обеспечивает спектральное разрешение по скорости 0.17 км/с в каждом канале.

В нашей работе показано, что мазер имеет 18 пространственных компо нентов, 17 из которых сосредоточены в двух скоплениях, и один этим скопле ниям не принадлежит.

Получен спектр источника и построены карты во всех каналах и отдельно в группах каналов с потоком более 0.2 Ян на эпоху наблюдений 2003 г.

Получены абсолютные координаты опорной детали спектра, в которой наблюдается самое сильное интегральное излучение.

Для 18 мазерных деталей были получены потоки – в пике линии и в пространственном интеграле, самые точные на сегодняшний день координаты компонентов относительно максимальной детали спектра, размеры большой и малой осей излучающих конденсаций и позиционные углы эллипсов, скорость деталей на луче зрения и их спектральная ширина.

Подтверждено существование далекой детали, расположенной севернее цепочки мазерных компонентов. Высказано предположение, что эта деталь отождествляется с филаментом H2, трассирующим разлетающийся газ.

В общих чертах полученная пространственная структура совпадает с на блюдавшейся ранее другими авторами, а имеющиеся различия незначительны и не позволяют определить собственные движения компонентов, которые не обнаружены в пределах ошибок измерений за период в 8 лет.

Можно с уверенностью утверждать, что в спектре DR21(OH) наблюда The National Radio Astronomy Observatory is operated by Associated Universities, Inc., under contact with the National Science Foundation.

ется сильное уярчение одной из спектральных деталей (не менее чем в два раза), которое никогда не наблюдалось ранее.

Учитывая, что метанольные мазеры I класса, в отличие от мазеров ОН и H2 O, не являются переменными, подобный эффект должен быть связан с рез ким изменением физических условий в соответствующем пространственном компоненте мазера, например, за счет прохождения ударной волны. Природа предполагаемого взрывного или иного катастрофического процесса должна быть тщательно изучена, кроме того, требуется разработать новые гипотезы для объяснения такого явления, поскольку биполярные потоки, огибая кон денсацию, могут лишь незначительно увеличить плотность вещества в ней, что не должно привести к резкому взрывному эффекту. Изучение модели ма зера с учетом новых наблюдательных данных является перспективной целью такого рода исследований.

В Главе 2 приведены результаты картографирования окрестностей об ласти DR21(OH) на 44 ГГц в линии 70 61 A+ метанольного мазерного излу чения I класса на 20-м радиотелескопе обсерватории в Онсале (Швеция).

Плотный газ в DR21(OH) представляет собой структуру, вытянутую с северо-востока на юго-запад и ориентированнную вдоль линии, соединяющей два наблюдающихся в центральной части этой области источника непрерыв ного излучения в мм диапазоне ММ1 и ММ2 [43, 44]. Конфигурация веще ства, излучающего в тепловых линиях метанола [30], несколько отличается от той, которая наблюдается в тепловых линиях NH3, CS или C18 O, хотя и де монстрирует, как и NH3, более горячий и плотный газ вокруг более яркого и компактного источника миллиметрового излучения ММ1. Ассоциация тепло вого излучения метанола с компонентами метанольного мазерного излучения, как показано в работе [30], не наблюдается, и проследить наличие движуще гося вещества по профилям тепловых метанольных линий не представляется возможным.

На основе исследования пространственного расположения компонентов метанольного мазера I класса в DR21(OH), изложенного в предыдущей главе, было высказано предположение [45] о том, что отдельно расположенный ком понент метанольного мазера I класса связан с филаментом H2 и что подобные мазеры могут быть обнаружены на позициях филаментов H2 [40], трассиру ющих разлетающийся газ. Этот далекий компонент не принадлежит области, в которой сосредоточены мазеры ОН и Н2 О, и не совпадает с общей струк турой метанольного мазера, имеющей вид двух скоплений пространственно разнесенных мазерных конденсаций.

Чтобы выяснить, является ли совпадение компонента метанольного ма зера с филаментом H2 случайным, или все-таки существует связь метаноль ного излучения с излучением молекулярного водорода, а также с целью об наружения новых компонентов мазера мы провели наблюдения в отдельных узлах на 36 ГГц и на 44 ГГц и картографирование окрестностей DR21(OH) на 44 ГГц вне структуры главного метанольного мазерного агрегата I класса в направлениях, свободных от НII-зон.

Наблюдения проводились на 20-м радиотелескопе в Онсале (Швеция) в два этапа. Первая часть наблюдений выполнялась с 29 ноября по 5 декабря 2007 г. на частоте 36169.2400 МГц в переходе 41 30 и на частоте 44069. МГц в переходе 70 61 A+ в направлении мазера DR21(OH) и шести участков карты "В" [40], содержащих яркие пятна, джеты или дуги, излучающие в ли нии H2. Исследовался также объект ERO3, в котором недавно был обнаружен метанольный мазер II класса [47, 48]. Ширина диаграммы направленности составляет 105 на 36 ГГц и 88 на 44 ГГц.

В пяти из шести исследованных нами узлах 2-х микронного свечения, также как и в направлении ERO3, было зафиксировано излучение метанола, однако в силу того, что диаграмма имеет размер более 1, определить, к какой именно точке относится максимум излучения, не представлялось возможным.

Поэтому в период с 5 по 11 декабря 2008 г. была проведена вторая часть исследований с целью уточнения координат и определения протяженно сти обнаруженных источников. Было проведено картографирование области в метанольной мазерной линии 70 61 A+ на частоте 44 ГГц с центром на координатах DR21(OH) в 15 ячейках по 40 по прямому восхождению и в ячейках по склонению, т.е. в размере (600400).

Показано, что с диаграммой Онсальского радиотелескопа наблюдается обширная область слабого мазерного излучения на 44 ГГц и три максиму ма: два из них тяготеют к центральной части области (DR21(OH)) и южной (DR21West), третий – DR21N – является новым [46] и наши наблюдения под тверждают его существование.

Наблюдаемая обширная область вытянута с севера на юг, ее линейный размер примерно в десять раз превышает размер главной области излучения на 44 ГГц в DR21(OH). В нее погружены все другие структуры, том числе и протозвездный диск ERO3, обнаруженный ранее на частоте 6.7 ГГц [47], [48].

Пространственное разрешение данной карты не позволяет выделить структуры на частоте 44 ГГц, связанные с пятнами и джетами, излучающи ми в линии молекулярного водорода: следует изучить всю область с более высоким спектральным и прстранственным разрешением и с более высокой чувствительностью.

Однако весьма интересным представляется тот факт, что в наблюда емой структуре наблюдается градиент скорости с севера на юг (от -5 км/с до -2 км/с), в котором участвуют все спектральные детали, начиная от са мой северной, открытой нами в первой части данных наблюдений в Онсале, до известной мазерной детали в конфигурации DR21West. Другую скорость, отличную от скоростей и градиента всей массы спектральных деталей, име ет наиболее сильная деталь DR21(OH). Именно эта главная деталь проявляет признаки переменности, т.е. выделена из общей массы мазерных конденсаций.

Общность по скоростям восточной части мазерной конфигурации DR21(OH) со всей массой остальных деталей дает возможность предположить, что глав ное внимание стоит уделить не поиску их ассоциации с биполярным потоком, для которого до сих пор не найдена центральная машина, а объяснению при роды активного и яркого, выделенного из общей массы по скорости главного компонента DR21(OH).

Можно предположить, что в принципе метанольные мазеры I класса – не только в DR21 – погружены в такие же обширные структуры, поэтому по добные исследования представляются перспективной задачей. Такие же сооб ражения были высказаны в работе [49], в которой, в частности, указывалось, что накопление данных о протяженном мазерном излучении небольшой яр кости может стать ключевым в понимании физических условий в областях формирования массивных звезд.

В Главе 3 представлены результаты обработки архивных данных с EVN области звездообразования G23.010.41 на частоте 6.7 ГГц (51 60 A+ ) в линии метанольного мазерного излучения II класса.

Изолированная область звездообразования G23.01-0.41 принадлежит небольшому созвездию "Щит"(Scutum) в направлении галактического цен тра и доступна наблюдениям как в Северном, так и в Южном полушарии.

Расположена на краю диффузной зоны HII, оптических отождествлений не имеет.

По признаку отсутствия излучения в континууме и сильного избытка цвета в ближнем инфракрасном диапазоне (NIR) было показано, что дан ный мазерный источник находится на очень ранней эволюционной стадии – до появления ультракомпактной зоны HII вокруг погруженной в газопылевую оболочку массивной звезды [50]. Область имеет компактное (0.1 пк), мас сивное ( 400 M ), горячее ( 100 K), плотное молекулярное ядро (HMC), с которым ассоциируется биполярный поток [51]. Расстояние до источника 4. кпк [52]. Мазер II класса G23.01-0.41 был включен в программу исследований на EVN на частоте 6.7 ГГц. Мы представляем обработку и интерпретацию данных наблюдений 2007 года, код эксперимента EM061E.

Цель настоящей работы – исследовать тонкую пространственную струк туру метанольного мазерного источника, сопоставить и систематизировать имеющиеся наблюдательные данные по этой области звездообразования как в непрерывном спектре, так и в линиях, имеющих тепловую и мазерную при роду.

Наблюдения мазера G23.010.41 проводились на интерферометре EVN (EVN, или Европейская сеть РСДБ, – это объединенная научная органи зация Европейских, Китайских, Южноафриканских и других астрономиче ских институтов, спонсируемых национальными исследовательскими совета ми. Данные наблюдений размещены в открытом доступе в архиве EVN на сайте http://www.evlbi.org/) 17 марта 2007 г. в течение 6 часов (с 3:30 до 9:30) на частоте покоя перехода 51 60 A+ 6.66678195 ГГц на координатах RA=18h 34m 40s.39, DEC= 09 00 38.5 (J2000). Для калибровки наблюда лись 4 квазара: J1751+0939, J1825-0737, J2101+0341 и J2253+1608. В на блюдениях участвовало 8 антенн. Максимальное расстояние между антеннами (Jodrell Bank и Hartebeesthoek) составляло 8441 км, что соответствует угло вому разрешению 0.001.

Спектрометр представлял собой автокоррелятор из 1024 каналов, полная полоса 2 МГц, т.е 100 км/с. Спектральное разрешение по частоте 1.9531 кГц, или 0.0878 км/с по скорости.

Архивные данные представлены в виде 9 файлов в формате FITS. Кро ме того, к ним прилагается директория PIPELINE, содержащая таблицы с на чальной калибровкой. Для обработки данных нами использовался пакет AIPS (НРАО, США).

По данным наблюдений на EVN на частоте 6.7 ГГц в переходе мета нольного мазерного излучения II класса 51 60 A+ ), представленных в откры том доступе в архиве, получен полный калиброванный кросскорреляционный спектр источника G23.010.41 и карта мазера.

Карта состоит из 24-x мазерных пятен, каждое из которых представля ют собой группу, объединяющую несколько спектральных каналов, в которых присутствует излучение на одних и тех же координатах и на одной и той же скорости. На карте отчетливо прослеживается пространственное разнесение пятен, соответствующее разнесению спектральных деталей.

Для каждого пятна получены абсолютные координаты, значение потока в пике и пространственный интеграл потока по размерам пятна, размер, по зиционный угол, скорость на луче зрения относительно местного стандарта покоя и ширина спектральной линии.

Считается, что диски вокруг молодых звезд – обычное явление [53, 54, 55, 56]. Они содержат большое количество теплого молекулярного газа, и по этому высока вероятность обнаружить в них мазерное излучение. Если в око лозвездном диске (другие названия – "аккреционный, или "протопланетный" [53]) образуется метанольный мазер, и диск расположен под некоторым углом к лучу зрения, то на картинную плоскость он спроецируется как эллипс.

Расположение некоторых пятен в источнике G23.01-0.41 удается аппрок симировать эллипсом: для этого были использованы их относительные коор динаты.

Для эллипса мы получили следующие параметры: a=0.20, b=0.13, PA=0.40, x0 =0.20, y0 =0.13 или 0 18 34 40.282, = = 09 00 38.27, где a и b – это большая и малая полуоси эллипса, соответ ственно, PA – позиционный угол, x0 и y0 – относительные координаты центра эллипса, 0 и 0 – абсолютные координаты центра эллипса.

Для дальнейшей обработки мы использовали модель наклонного дис ка, вращающегося вокруг протозвезды или молодой звезды, представленную в работе [57]. Используя значения скорости для каждой отдельной детали, мы определили скорость вращения диска Vrot, скорость расширения (сжатия) диска Vexp и скорость всей системы относительно местного стандарта покоя Vsys путем минимизации функции 2, заимствованной из работы [57].

Морфологически мазер относится к типу протопланетного диска в фор ме "кольца" и двух выбросов, или, возможно, двух частей спиральной струк туры диска.

Показано, что положение метанольного мазера, излучающего на частоте на 6.7 ГГц совпадает с пиком непрерывного излучения на 3 мм [51], а ско рость горячего молекулярного облака, полученная из наблюдений теплово го излучения молекулы CH3 CN(65) Vsys =77.4 км/c совпадает со значением Vsys =77.8 км/с, полученным в данной работе при моделировании протопла нетного диска.

Получено значение скорости вращения протопланетного диска, которое составляет примерно 5 км/с, его размер (диаметр) 1800 а.е. и значение массы центрального источника 23.5 M.

В Заключении суммируются результаты, которые выносятся на защи ту диссертации. Они отражают решения поставленных целей и задач, которые приведены выше.

В Приложении I содержится подробная Инструкция для обработки в AIPS архивных данных спектральных наблюдений на Европейской интерферо метрической сети EVN.

В Приложении II содержится подробная Инструкция для обработки в AIPS архивных данных спектральных наблюдений на интерферометрической решетке VLA.

Основные результаты, которые выносятся на защиту.

1) С угловым разрешением 0.05 интерферометрической решетки VLA (США) получены астрономические параметры тонкой пространствен ной структуры метанольного мазера I в области звездообразования DR21(OH) на частоте 44 ГГц. Получены спектр мазерных дета лей и карта мазера, причем наиболее яркая деталь впервые имеет привязку к абсолютным координатам с наилучшей на сегодняшний день точностью. Получены параметры про странственных компонентов – потоки в пике линии и в про странственном интеграле, координаты и размеры большой и малой осей излучающих конденсаций, их позиционные углы, скорость деталей на луче зрения и их спектральная ширина. Показано, что мазер имеет 18 пространственных компонентов, 17 из которых сосредоточены в двух скопле ниях, и один этим скоплениям не принадлежит. Cобствен ные движения мазерных компонентов относительно 1995 г.

за период 8 лет не зарегистрированы в пределах ошибок измерений.

2) На основе анализа спектров в интервале 13 лет наблюдений показа но, что присутствует сильное уярчение одной из спектраль ных деталей (не менее чем в два раза) – подобный эффект в мета нольных мазерах I класса обнаружен впервые и должен быть связан с резким изменением физических условий в соответствующем простран ственном компоненте мазера, например, за счет прохождения ударной волны. Определены все параметры данного компонента.

3) На 20-м радиотелескопе Онсальской обсерватории (Швеция) в двух циклах наблюдений на частоте 44 ГГц исследована спектральная и про странственная структура окрестостей источника DR21(OH). Показано, что в окрестности DR21(OH) существует единая обширная структура высокочастотного метанольного мазерного излу чения, которая вытянута с севера на юг. Ее линейный раз мер в десять раз превышает размер главной области излу чения на 44 ГГц в DR21(OH). Мазерные детали формиру ются в интервале спектра от -5 км/с до -2 км/с с градиентом скорости от северных деталей к южным.

4) С угловым разрешением 0.001 Европейской интерферометрической сети EVN по данным наблюдений на частоте 6.7 ГГц построена карта ма зерных пятен метанольного источника II класса G23.01-0.41, содержащая 24 пространственных компонента. Получены параметры пространствен ных компонентов – потоки в пике линии и в пространственном интеграле, координаты и размеры большой и малой осей излучающих конденсаций, их позиционные углы, скорость деталей на луче зрения и их спектраль ная ширина. Показано, что источник метанольного мазерного излучения II класса G23.01-0.41 представляет собой про топланетный диск. Пространственное расположение мазер ных деталей на карте аппроксимируется эллипсом. Получе ны абсолютные координаты центра эллипса. Определен его диаметр, который составляет 1800 а.е., и масса централь ной протозвезды, которая равна 23.5 массы Солнца.

Литература [1] S. Weinreb, M. L. Meeks, J. C. Carter, A. H. Barret et al., Nature 208, 440 (1965).

[2] A.C. Cheung, et al., Nature 221, 626 (1969).

[3] A. H. Barrett, P. R. Schwartz, and J. W. Waters, Astrophys. J. 168, L101 (1971).

[4] K. M. Menten, Doctoral thesisis, Bonn University (1987).

[5] A. M. Sobolev, D. M. Cragg, and P. D. Godfrey, Astron. and Astrophys. 324, 211 (1997).

[6] V. I. Slysh, S. V. Kalenskii, I. E. Val’tts, and R. Otrupcek, //Monthly Notices Roy. Astron. Soc.

[7] K. M. Menten, Astrophys. J. 380, L75 (1991).

[8] M.J. Raid et al., Astrophys.J. 700, 137, (2009).

[9] S.C. Simson, Astron. and Astrophys., 46, 261, (1976).

[10] R.S. Cohen, et al., Astrophpys.J., 239, L53 (1980).

[11] F.N. Bash, Astrophys.J., 250, 551, (1981).

[12] J.P. Vallee, Astrophys.J., [13] R. Drimmel, Astron. and Astrophys., 358, L13, (2000).

[14] D. Russeil, Astron. and Astrophys., 397, 233, (2003).

[15] L.O. Sjpuwerman, et al., The Astrophysical Journal Letters, 724, L158, (2010).

[16] Reid, et al., Astrophpys.J., 693, 397 (2009).

[17] Moscadelli, et al., Astrophpys.J., 693, 406 (2009).

[18] Xu, et.al., Astrophpys.J., 693, 413 (2009).

[19] Zhang, et al., Astrophpys.J., 693, 419 (2009).

[20] Brunthaler, et al., Astrophpys.J., 693, 424 (2009).

[21] Honma, et al., Publications of the Astronomical Society of Japan, 59, 889, (2007).

[22] Choi, et al., Publications of the Astronomical Society of Japan, 60, 1007, (2008).

[23] Sato, et al., Publications of the Astronomical Society of Japan, 60, 975, (2008).

[24] W. H. T. Vlemmings, Astron. and Astrophys., 484, 773 (2008).

[25] R. M. Lees, //Astrophys. J. 184, 763 (1973).

[26] И. Е. Вальтц, Г. М. Ларионов, //Астрон. журн. 84, 579 (2007).

[27] А.В. Малышев, А.М. Соболев, //Компилятивный каталог мета нольных мазеров II класса. Физика Космоса. Программа, тезисы докладов и сообщений 28-й международной студенческой научной конференции 1-5 февраля 1999г., Екатеринбург. (1999).

[28] M.R. Pestalozzi, et al., //Astron. and Astrophys. 432,737 (2005).

[29] R. Bachiller, S. Liechti, C. M. Walmsley, and F. Colomer, //Astron.

and Astrophys. 295, L51 (1995).

[30] S. Leichti and C. M. Walmsley, //Astron. and Astrophys. 321, (1997).

[31] D.A. Frail, et al., Astrophpys.J., 111, 1651 (1996).

[32] V.I. Slysh, et al., Astron. and Astrophys., 134, 269 (1999).

[33] С.В. Каленский и др. Астрон Журн. 87, 1012 (2010).

[34] Philip Edwards, Asian Radio Astronomy Winter Scool (2007).

[35] Seiji Kameno, Asian Radio Astronomy Winter Scool (2007).

[36] S-P. Lai, J. M. Girart, and R. M. Crutcher, //Astrophys. J. 598, (2003).

[37] J. G. Mangum, A. Wooten, and L. G. Mundy, //Astrophys. J. 378, 576 (1991).

[38] C. F. McKee, D. F. Cherno, and D. J. Hollenbach, in M. F.

Kessler and J. P. Phillips, eds., //Proc. of the XVIth ESLAB Symp.

108, "Galactic and Extragalactic Infrared Spectroscopy". Reidel, Dordrecht, p. 103. (1982).

[39] M. D. Smith, J. Eislel, and C. J. Davies, //Astron. and Astrophys.

o 327, 1206 (1998).

[40] C. J. Davis et al., //Monthly Notices Roy. Astron. Soc.374, (2007).

[41] S. Kurtz, P. Hofner, and C.V. Alvarez, //Astrophys. J. Suppl.

Ser.155, 149 (2004).

[42] L. Kogan and V. Slysh, //Astrophys. J. 497, 800 (1998).

[43] J. G. Mangum, A. Wooten, and L. G. Mundy, //Astrophys. J. 378, 576 (1991).

[44] J. G. Mangum, A. Wooten, and L. G. Mundy, //Astrophys. J. 388, 467 (1992).

[45] С. В. Полушкин, И. Е. Вальтц, В. И. Слыш, //Астрон. журн 86, 134 (2009).

[46] P. Pratap, P. A. Shute, T. S. Keane et al., //Astronomical J. 135, 1718 (2008).

[47] L. Harvey-Smith, R. Soria-Ruiz, A. Duarte-Cabrall, and R. J. Cohen, //Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 384, 719 (2008).

[48] L. Harvey-Smith and R. Soria-Ruiz, //Monthly Notices Roy. Astron.

Soc. 391, 1273 (2008).

[49] M. R. Pestalozzi, //in: Astrophysical Masers and their Environement, eds J. Chapman and W. Baan, Proc. IAU Symp. No. 242 (Cambridge University Press, 2008), p. 89.

[50] C. Codella, L. Testi, and R. Cesaroni, //Astron. and Astrophys. 213, 339 (1997).

[51] R. S. Furuya, R. Cesaroni, S. Takahashi, et al., //Astrophys. J. 673, 363 (2008).

[52] A. Brunthaler, M. J. Reid, K. M. Menten, et al., //Astrophys. J. 693, 424 (2009).

[53] R. P. Norris, S. E. Byleveld, P. J. Diamond et al., //Astrophys. J.

508, 275 (1998).

[54] C. J. Phillips, R. P. Norris, S. P. Ellingsen, and P. M. McCulloch, //Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 300, 1131 (1998).

[55] V. Minier, R. S. Booth, and J. E. Conway, //Astron. and Astrophys.

362, 1093 (2000).

[56] V. Minier, J. E. Conway, and R. S. Booth, //Astron. and Astrophys.

369, 278 (2001).

[57] L. Uscanga, Y. Gomez, A. C. Raga et al., //Monthly Notices Roy.

Astron. Soc. 390, 1127 (2008).