Мазерное и тепловое радиоизлучение молекул в окрестностях протозвезд на ранних этапах эволюции

На правах рукописи

Каленский Сергей Владимирович Мазерное и тепловое радиоизлучение молекул в окрестностях протозвезд на ранних этапах эволюции Специальность 01.03.02 астрофизика и звёздная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва 2011 1

Работа выполнена в Астрокосмическом центре Физического института им. П.Н. Лебедева РАН, г. Москва чл.-корр. РАН В.И. Слыш

Научный консультант:

Официальные оппоненты: проф. Матвеенко Леонид Иванович (Институт Космических Исследований РАН) проф. Зинченко Игорь Иванович (Институт Прикладной Физики РАН) д.ф.-м.н. Вибе Дмитрий Зигфридович (Институт Астрономии РАН) Государственный Астрономический

Ведущая организация:

Институт им. П.К. Штернберга МГУ им. Ломоносова

Защита состоится 27 июня 2011 года в 15 ч. на заседании диссертационного совета Д002.023.01 Физического института им. П.Н. Лебедева РАН (ФИАН) в конференц–зале Института Космических Исследований РАН (ИКИ РАН) по адресу: г. Москва, ул. Профсоюзная, д. 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФИАН по адресу:

г. Москва, Ленинский проспект, д. 53.

Отзывы направлять по адресу: 119991, г. Москва, Ленинский проспект, д. 53, ФИАН (АКЦ), диссертационный совет Д002.023.01.

Автореферат разослан ” ” мая 2011 г.

Ученый секретарь диссертационного совета д.ф.-м.н. Ю.А. Ковалёв

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы Исследование областей звездообразования является одним из актуальных и быстроразвивающихся направлений современной астрофизики. Создают ся новые мощные инструменты, как наземные (APEX, EVLA и др.), так и космические (Spitser, Herschel), которые открывают новые возможности для изучения этих объектов. Исследование процесса образования звезд и связанного с ним процесса образования планет будет играть важную роль в исследованиях, которые планируется проводить на интерферометре мил лиметрового и субмиллиметрового диапазона длин волн ALMA, который должен вступить в строй в 2012 году.

Из наблюдений известно, что звезды образуются в плотных ядрах мо лекулярных облаков (называемых также дозвездными или беззвездными ядрами). Хотя до сих пор нет общепризнанного сценария образования та ких ядер [1], их состав и строение в основных чертах известны. Основным компонентом газа в этих облаках является молекулярный водород. Сле дующим по обилию компонентом является гелий, чье содержание по от ношению к водороду составляет около 20%. Основными примесными эле ментами являются кислород (O), углерод (C) и азот (N);

менее обильными элементами являются S, Si, Na, Mg, Fe;

обнаружены соединения, содержа щие фосфор и фтор. В холодном газе плотных ядер происходят химические реакции, которые приводят к образованию разнообразных молекул. Наи более существенную роль играют ион-молекулярные реакции, которые ча сто являются экзотермическими и не имеют барьеров активации. Наиболее обильной молекулой (после H2 ) становится окись углерода (CO) с относи тельным содержанием порядка 104, которая ”запирает” практически весь свободный углерод. Оставшийся кислород может находиться в виде H2 O, O, O2. Однако в результате газофазных реакций возможно образование и весьма сложных молекул, таких, как метанол (CH3 OH), метилацетилен (CH3 CCH) или муравьиная кислота (HCOOH) [2] в таких количествах, что их вполне можно наблюдать.

Помимо газа, в межзвездной среде присутствует пыль, масса которой составляет 1% от массы газа. Ядра пылинок состоят из графита или си ликатов. При большой плотности среды существенная часть молекул ак крецирует (вымерзает) на пылинки, образуя мантии из летучих веществ (льда), полосы поглощения которых можно наблюдать в инфракрасном диапазоне. Основным компонентом ледяных мантий является H2 O;

обилие H2 O по отношению к водороду достигает 104. Обилие остальных компо нентов льда по отношению к H2 O не превышает 20%. На поверхности пы левых частиц молекулы вступают в реакции друг с другом;

кроме того, они взаимодействуют с ультрафиолетовыми и рентгеновскими фотонами и кос мическими лучами. В результате на пылинках образуются разнообразные молекулы, включая очень сложные. Когда после формирования молодой звезды окружающие ее газ и пыль нагреваются, мантии испаряются, обо гащая межзвездный газ такими молекулами, как CH3 OCHO, CH3 OCH3, CH3 COOH и др., которые в газовой фазе не образуются или образуются в слишком малых количествах для того, чтобы их можно было наблюдать. В результате образуются области, назвыаемые горячими ядрами (см. далее).

Большое количество наблюдений и теоретических работ привели к пони манию в общих чертах процесса образования звезд малой массы. Характер ные размеры плотных ядер, в которых формируются звезды малой массы, составляют доли парсека, массы несколько масс Солнца;

плотность дости гает значений 105 106 см3. Ядра начинают коллапсировать с образовани ем центральных протозвездных объектов и околозвездных дисков (торов), которые со временем превращаются в молодые звезды и протопланетные диски [3, 4]. Классификация молодых звездных объектов (МЗО) была пред ложена Ладой и Уилкингом [5] и Ладой [6] и дополнена Андре и др. [7].

Наиболее молодые объекты, у которых массы протозвезд меньше массы окружающего плотного ядра (МЗО класса 0) погружены в ”коконы” из хо лодной пыли и значительную часть энергии излучают в субмиллиметровом диапазоне. За время порядка 104 105 лет объекты класса 0 эволюциониру ют в МЗО класса I, которые основную часть энергии излучают в дальнем ИК диапазоне ( 100 мкм). Протозвезды классов 0 и I ускоряют мощные, коллимированные биполярные потоки. Эти потоки, наряду с излучением и аккрецией вещества удаляют газ и пыль из окрестностей протозвезд, просветляя их. Протозвезды становятся видимыми на все более и более ко ротких волнах. По мере дальнейшей эволюции протозвезд (класс II, затем класс III) максимум излучения сдвигается из ближнего ИК-диапазона в видимую часть спектра. За время порядка 107 лет образуются классиче ские звезды типа Т Тельца, которые соответствуют классу II, и звезды Т Тельца со слабыми линиями (класс III).

Звездами большой массы принято считать звезды с массами выше 8 M (спектральные классы B3 и более ранние). Звезды большой мас сы, как и звезды малой массы образуются в результате гравитационного сжатия в плотных ядрах молекулярных облаков, однако детали процесса звездообразования в случае звезд большой массы известны гораздо хуже, чем в случае звезд малой массы. Это объясняется трудностями как наблю дательного, так и теоретического характера. Области образования звезд большой массы являются достаточно редкими объектами и поэтому рас положены достаточно далеко от Солнца. Ближайшая область образования звезд большой массы, Orion–KL, находится на расстоянии 500 пк от Солн ца;

типичное расстояние до этих областей составляет 2–3 кпк или больше.

Протозвезды большой массы окружены непрозрачными оболочками с по глощением в видимой области порядка 1000m и выше. Кроме того, звезды большой массы обычно образуются в скоплениях.

Звезды большой массы эволюционируют гораздо быстрее звезд малой массы и достигают главной последовательности гораздо раньше, чем рас сеиваются ”коконы”, в которых они образуются. До сих пор не разработа на последовательность этапов образования звезд большой массы, подобная описанной выше последовательности для звезд малой массы. Считается, что массивные звезды формируются внутри плотных ядер, имеющих тем пературу 20–50 К, массы от сотен до тысяч солнечных масс и размеры 0.1–3 пк, которые иногда называют ”теплыми” облаками (Олми и др. [8].

Вокруг молодых массивных звездных объектов (ММЗО) уже на ранних стадиях эволюции образуются горячие ядра–области газа, где температура выше 100 K [9]. В этих областях в газовой фазе обилие различных мо лекул, в первую очередь, сложных органических соединений оказывается повышенным за счет испарения мантий пылинок. Горячие ядра проявляют себя богатым молекулярным спектром в миллиметровом и субмиллимет ровом диапазонах длин волн.

Другими объектами, возникающими на самых ранних этапах образова ния звезд большой массы (вслед за горячими ядрами или даже одновре менно с ними) являются гиперкомпактные зоны HII–области ионизован ного водорода, имеющие характерные размеры 0.01 пк и меру эмиссии 108 1010 см6 пк [10]. При таких больших значениях меры эмиссии частота точки перегиба спектра становится равной 30–50 ГГц. Важной отличитель ной чертой гиперкомпактных зон HII являются широкие радиорекомбина ционные линии. Многие из них имеют ширину свыше 40 км с1, а ширина линии H66 в источнике NGC 7538IRS1 превышает 150 км с1 [11].

Вслед за горячими ядрами и гиперкомпактными зонами ионизованного водорода появляются ультракомпактные зоны НII (UCHII). Размеры этих источников не превышают 1017 см, электронная плотность составляет порядка 104 см3 и выше, а частота точки перегиба становится порядка 5 ГГц [12]. Расширяясь, ультракомпактные зоны НII эволюционируют в классические зоны ионизованного водорода, видимые в оптическом диапа зоне.

Практически всем этапам процесса образования звезд большой массы со путствуют мазеры в линиях разных молекул. Наиболее яркими мазерами являются мазеры водяного пара, гидроксила и метанола. В то время, как мазеры водяного пара и гидроксила наблюдаются как в областях звездооб разования, так и в оболочках звезд поздних спектральных классов, мазеры в линиях метанола до сих пор обнаружены исключительно в областях звез дообразования.

Звезды как малой, так и большой массы возникают в областях, непро зрачных для излучения в оптическом, а подчас и ближнем ИК-диапазонах.

Кроме того, температура коконов, в которые погружены протозвезды на ранних этапах эволюции не превышает несколько десятков градусов Кель вина, и они излучают только в радио- и дальнем ИК- диапазонах. Эти факты придают особую важность радиоастрономическим наблюдениям по добных областей. Основной объем информации о разных стадиях процесса звездообразования получен и продолжает получаться из наблюдений ра диолиний молекул. Радиолинии разных молекул с различными значени ями частоты и энергии уровней позволяют исследовать газ во всем диа пазоне значений температуры и плотности газа, типичных для областей звездообразования. Они же позволяют исследовать молекулярный состав газа, который влияет на степень ионизации среды и определяет скорость ее охлаждения. Поэтому без наблюдений молекул невозможно моделиро вать процесс гравитационного сжатия. Еще одним важным результатом, полученным методами радиоастрономии является обнаружение сложных органических ”предбиологических” молекул, которые могут играть важ ную роль в синтезе соединений, необходимых для возникновения жизни.

Поэтому наблюдения молекулярных радиолиний важны и для изучения проблемы возникновения жизни, которая является одной из важнейших научных проблем современности. Таким образом, наблюдения молекуляр ных радиолиний сохраняют свою актуальность, причем постоянно улуч шающиеся характеристики радиоастрономической аппаратуры позволяют решать такие задачи, которые ранее ставить было невозможно. В данной работе представлены полученные автором результаты наблюдений радио линий космических мазеров и тепловых молекулярных радиолиний в на правлении теплых облаков и горячих ядер.

Цель работы Целью работы является изучение областей звездообразования с помощью мазерного и теплового радиоизлучения метанола и других молекул. Она разбивается на более мелкие задачи, а именно: 1) поиск новых мазерных линий и мазерных источников метанола в областях образования звезд боль шой массы;

2) поиск метанольных мазеров в областях образования звезд малой массы;

3) проверка возможности возникновения компактных мазе ров в протяженных источниках за счет турбулентности, для чего необходи мо определить температуру возбуждения мазерных переходов по тепловым линиям;

4) определение основных физических характеристик плотных ядер областей звездообразования по тепловым линиям метанола, используя ана литические методы и расчеты статистического равновесия;

5) поиск новых молекулярных линий и новых молекул;

возможно более полное определе ние молекулярного состава газо-пылевых облаков при помощи спектраль ных сканов, перекрывающих широкие полосы частот.

На защиту выносятся:

1. Открытие метанольных мазеров I класса в линии 61 50 E на частоте 132.9 ГГц.

2. Открытие метанольных мазеров I класса в линии 81 70 E. Эти ма зеры являются наиболее высокочастотными метанольными мазерами, которые когда-либо наблюдались в космосе.

3. Обнаружение новых мазерных источников в линии метанола 51 40 E в областях образования звезд большой массы.

4. Обнаружение теплового излучения метанола в линиях J0 J1 E и J1 J0 E, ранее в космосе не наблюдавшихся;

обнаружение множества новых тепловых источников в линиях метанола 00 11 E и 81 70 E.

Список новых радиолиний молекул CH3 OCHO, SO2, CH3 CN и HCCCN в 2-мм диапазоне длин волн.

5. Определение температуры возбуждения линий 51 40 E и 61 50 E, которое показало, что даже широкие линии 51 40 E и 61 50 E, как правило, инвертированы. Определение параметров молекулярных облаков по линиям метанола при помощи вращательных диаграмм и расчетов статистического равновесия.

6. Результаты спектрального обзора темного облака ТМС-1 в диапазоне частот 4–6 ГГц, который на сегодняшний день является наиболее низ кочастотным спектральным обзором молекулярного облака. Список из 10 молекулярных радиолиний, ранее в космосе не наблюдавшихся, которые были обнаружены в результате этого обзора и наблюдений на специально выбранных частотах в диапазоне 8–10 ГГц. Вывод о том, что наблюдения молекул на низких частотах могут оказаться инфор мативными при изучении темных облаков при достижении чувстви тельности 5–10 мK или лучше.

7. Определение молекулярного состава областей образования звезд боль шой массы W51 e1/e2 и DR 21(OH) в результате спектральных обзоров в диапазоне частот 84–115 ГГц. Список из 58 радиолиний различных молекул, обнаруженных и отождествленных в результате спектраль ного сканирования области W51 e1/e2.

8. Открытие метанольных мазеров в областях образования звезд малой массы. Список кандидатов в мазеры этих областях, найденных в лини ях 70 61 A+ и 41 30 E. Измерение яркости нового источника в линии 70 61 A+, обнаруженного в темном облаке L1157, которое показывает, что источник действительно является мазером.

Научная новизна работы.

Основные новые результаты, полученные в диссертации, заключаются в следующем:

1. Открыты метанольные мазеры в линии 61 50 E на частоте 132.9 ГГц.

Ранее в этой линии метанольные мазеры не наблюдались. В результате обзора, проведенного на частоте этой линии обнаружено семь мазер ных источников;

кроме мазеров, зарегистрировано множество источ ников теплового излучения. Показано, что мазеры в линии 61 50 E относятся к I классу.

2. Открыты метанольные мазеры I класса в линии 81 70 E на частоте 229.8 ГГц (длина волны порядка 1 мм);

в этой линии обнаружено че тыре мазерных источника. Мазеры в линии 81 70 E являются наибо лее высокочастотными метанольными мазерами, которые когда-либо наблюдались в космосе.

3. Впервые проведены обзоры областей звездообразования в мазерных линиях I класса 51 40 E на частоте 84.5 ГГц и 80 71 A+ на ча стоте 95.2 ГГц. В результате обзора на частоте 84.5 ГГц обнаружено 13 новых мазерных и 48 тепловых источников. На частоте 95.2 ГГц обнаружено пять новых тепловых источников.

4. Впервые обнаружено излучение в линиях метанола J0 J1 E на ча стоте 157 ГГц. В результате обзора, проведенного на 157 ГГц найдено 73 тепловых источника.

5. Используя тепловое излучение, зарегистрированное при обзорах на 132.9, 84.5 и 157 ГГц определена температура возбуждения линий 61 50 E и 51 40 E. Показано, что эти линии инвертированы даже в тех случаях, когда их ширина составляет 3–5 км c1, что типично для теплового, а не мазерного излучения. Линии остаются широкими потому, что их оптическая толща невелика и сужение линий за счет мазерного эффекта не происходит. Этот результат показывает принци пиальную применимость моделей, согласно которым компактные ма зерные источники возникают в турбулентной среде за счет большей длины когерентности вдоль некоторых направлений.

6. Впервые обнаружено излучение в линиях метанола J1 J0 E на ча стоте 166 ГГц. В результате обзора, проведенного на этой и двух дру гих частотах с помощью 30-м радиотелескопа на горе Пико Велета (Испания) найдено множество тепловых радиоисточников метанола.

Двадцать восемь тепловых источников найдено в линии 00 11 E, шестнадцать в линии 8 1 70E, восемь в линии 32 41 E и шестнадцать в линиях J1 J0 E.

7. Показано, что линии серии J1 J0 E пригодны для определения кинети ческой температуры (в отличие от линий ряда других серий, например, 2K 1K или 5K 4K ). Кроме того, показано, как по виду вращательной диаграммы определить, являются ли линии J1 J0 E оптически тонки ми и отсеять те случаи, когда это условие не выполняется. Определена вращательная температура для девяти источников, которая попала в интервал значений 12–35 K.

8. Определены основные параметры ряда плотных ядер в областях обра зования звезд большой массы по линиям J0 J1 E и 2K 1K, исполь зуя расчеты статистического равновесия методом Большого Градиен та Скорости. Сравнение полученных значений температуры со значе ниями, определенными по линиям метилацетилена, который является общепризнанным ”термометром” межзвездного газа продемонстриро вало, что температура газа может быть определена таким образом достаточно надежно. Сделан вывод о перспективности использования теплового радиоизлучения метанола для диагностики молекулярных облаков.

9. Проведены спектральные обзоры трех источников, которые связаны с тремя разными типами молекулярных облаков. Источник TMC-1 яв ляется темным облаком;

в области W51 e1/e2 доминируют горячие ядра, а DR21(OH) является плотным ядром в области образования звезд большой массы. Спектральный обзор ТМС-1 выполнен в полосе частот 4–6 ГГц и является наиболее низкочастотным спектральным обзором молекулярного облака, проведенным до настоящего време ни. Диапазон частот спектральных обзоров источников W51 e1/e2 и DR 21(OH) составляет 84 115 ГГц.

В источнике TMC-1 в результате обзора и высокочувствительных на блюдений на выделенных частотах в полосах 4–6 ГГц и 8–10 ГГц най дено десять молекулярных радиолиний, которые ранее в межзвездной среде не наблюдались.

В области звездообразования W51 e1/e2 обнаружено 105 молекул, в том числе сложные органические соединения, такие, как CH3 OCH3, CH3 COCH3 и C2 H5 OOCH. Было зарегистрировано 93 линии, кото рые ранее в космосе не наблюдались. Пятьдесят восемь линий уда лось отождествить. Они принадлежат молекулам 13 CN, CH3 CH2 OH, CH3 CN, CH3 COCH3, CH3 OCHO, CH3 OH, CH3 OCH3, H13 CCCN, HCOOH, NH2 CHO и OC34 S. Получен верхний предел на лучевую концентрацию простейших аминокислот глицина и аланина.

В области DR 21(OH) зарегистрировано излучение 78 молекул. В ос новном это молекулы, хорошо известные по наблюдениям темных об лаков и спокойного газа плотных ядер в областях образования звезд большой массы. Относительное содержание большинства из них ока залось близким к тому, которое было получено при спектральном ска нировании источника Sgr B2(NW) области, где до сих пор не обнару жено никаких признаков звездообразования.

10. Впервые открыты метанольные мазеры I класса в областях образо вания звезд малой массы. Мазеры обнаружены в линиях 70 61 A+, 41 30 E, 80 71 A+ и, возможно, 51 40 E в направлении крыльев пяти биполярных потоков, движимых молодыми звездными источни ками класса 0. При помощи наблюдений на антенной решетке VLA получена карта мазерного излучения в линии 70 61 A+ в направлении голубого крыла биполярного потока в облаке L1157. Впервые удалось обнаружить пространственное совпадение метанольных мазеров с мел комасштабными ( 1016 см) сгустками газа, зарегистрированными в тепловых линиях метанола и других молекул. Проанализированы тра диционные модели возникновения мазеров. Кроме того, на основании формы мазерных линий предложена модель, согласно которой мазе ры возникают в протозвездах на самых ранних этапах эволюции (на начальной стадии сжатия в режиме свободного падения). Анализ по казал, что без дополнительных наблюдений невозможно отдать пред почтение какой-либо модели.

Личный вклад автора Большинство работ С.В. Каленского выполнено в соавторстве и опублико вано в совместных статьях. В диссертацию включены те работы, в которых его вклад был основным или, по крайней мере, равным вкладу других со авторов. Более подробно личный вклад автора можно охарактеризовать следующим образом:

Автор принимал участие в поисках мазерных источников в линиях 61 50 E, 81 70 E и 80 71 A+, описанных во 2 главе, в равной сте пени с остальными соавторами на всех этапах работы: постановка задачи, наблюдения, обработка и интерпретация данных, написание статей. Обзор в линии 51 40 E был проведен по инициативе автора, и его вклад в эту работу является основным: наблюдения были проведены совместно с А.В.

Алакозом, а обработку данных автор выполнил самостоятельно, подклю чив остальных соавторов на стадии обсуждения статьи.

Автором была предложена аналитическая модель возбуждения метано ла, которая впоследствии была доработана совместно с В.И. Слышом.

Автор принимал участие в постановке задачи и наблюдениях линий J0 J1 E на 12-м радиотелескопе Китт Пик, а также в наблюдениях в трех диапазонах частот на 30-м радиотелескопе Пико Велета, описанных в 3 главе, в равной степени с остальными соавторами, однако данные по тепловому радиоизлучению метанола и других молекул обрабатывал само стоятельно. Определение температуры возбуждения переходов 61 50 E и 61 50 E было выполнено автором по инициативе В.И. Слыша. Опреде ление температуры и других параметров газа при помощи вращательных диаграмм и расчетов статистического равновесия было выполнено автором самостоятельно.

Постановка задачи и проведение наблюдений по программе спектрально го сканирования ТМС-1 в диапазоне частот 4–6 ГГц, описанного в 4 главе были осуществлены в равной степени автором и В.И. Слышом. Обработ ка результатов наблюдений и построение вращательных диаграмм были выполнены автором самостоятельно.

Автор внес основной вклад в работу по спектральному сканированию источников W51e1/e2 и DR21(OH) в 3-мм диапазоне длин волн. Постанов ка задачи была осуществлена совместно с д-ром Юханссоном (Онсальская Космическая Обсерватория). Наблюдения были проведены д-ром Юханс соном при незначительном участии автора, но обработка и анализ данных, приведенные в 4 главе диссертации, были полностью осуществлены авто ром. Статьи по спектральным сканам этих источников также были напи саны автором самостоятельно.

Автор внес основной вклад в работу по поиску метанольных мазеров I класса в областях образования звезд малой массы, описанную в 5 главе.

Автор обосновал целесообразность поиска этих мазеров, подал заявку на наблюдения на 20-м радиотелескопе в Онсале и лично участвовал в наблю дениях. Обработка результатов наблюдений целиком проведена автором.

Им же были обработаны результаты интерферометрических наблюдений области L1157, включенной по его же предложению в программу наблюде ний на VLA, и проанализированы модели мазеров, описанные в 5 главе.

Научная и практическая ценность работы.

Исследования, описанные в диссертации, дали ряд результатов, имеющих научную и практическую ценность. На них могут базироваться новые экс периментальные и теоретические работы по изучению радиоисточников, (в первую очередь метанольных мазеров) в областях звездообразования.

Конкретно можно выделить следующие результаты:

• Обнаружены новые мазерные линии метанола, относящиеся к I клас су. Эти линии должны использоваться и используются при изучении накачки мазеров [14]. Кроме того, одна из новых линий, 61 50 E по казывает наиболее сильную степень линейной поляризации среди всех мазерных линий I класса [15] и может использоваться в различного рода поляризационных исследованиях.

• Проведены обзоры и обнаружены новые мазерные и тепловые источ ники в линиях метанола 51 40 E, 80 71 A+ и др., которые могут использоваться при моделировании метанольных мазеров, статисти ческих исследованиях и в последующих наблюдениях на антенных ре шетках миллиметрового диапазона длин волн.

• Обнаружены серии тепловых линий метанола J0 J1 E и J1 J0 E, ко торые впоследствии активно использовались и продолжают использо ваться для определения основных параметров межзвездного газа [16, 17, 18].

• Показано, что мазерные линии метанола, относящиеся к I классу, ин вертированы в плотных ядрах молекулярных облаков даже тогда, ко гда их ширина составляет 3 5 км c1 или больше. Этот результат должен использоваться при разработке моделей мазерных источников.

• При помощи вращательных диаграмм и расчетов статистического рав новесия определена температура и плотность нескольких десятков плот ных ядер молекулярных облаков. Полученные значения параметров могут использоваться при дальнейшем изучении этих источников.

• При помощи спектрального сканирования областей образования звезд большой массы W51e1/e2 и DR 21(OH) определен молекулярный со став и основные физические параметры этих областей. Обнаружены молекулярные линии, ранее в космосе не наблюдавшиеся. Эти резуль таты могут использоваться при построении химико-динамических мо делей источников. Показано, что горячие ядра e1 и e2 в области W обладают молекулярным составом, сравнимым по богатству с такими ”космическими лабораториями”, как Sgr B2(N) и Orion-KL. Этот факт должен учитываться при дальнейших поисках молекул в межзвездной среде, и в первую очередь, предбиологических соединений.

• Открыты метанольные мазеры I класса в областях образования звезд малой массы, связанные с крыльями биполярного истечения вещества.

Мазеры, обнаруженные в направлении голубого крыла биполярного потока, движимого протозвездой малой массы L1157-мм удалось отож дествить со сгустками газа, наблюдавшимися в тепловых линиях мета нола и других молекул. Этот результат открывает новые возможности как для изучения мазеров, так и для исследования взаимодействия высокоскоростного газа с окружающим молекулярным облаком.

Апробация результатов Изложенные в диссертации результаты диссертации докладывались и об суждались на Астрофизических семинарах Астрокосмического Центра ФИ АН;

на семинарах отдела космической радиоастрономии АКЦ ФИАН;

на XXVI и XXVII Конференциях по Галактической и внегалактической радио астрономии (Санкт-Петербург, 1995, 1997);

на Всероссийских астрономиче ских конференциях (Пущино, 1999;

Санкт-Петербург, 2000, 2001;

Москва, 2004;

Казань, 2007);

на 178 Симпозиуме МАС ”Molecules in Astrophysics:

Probes and Processes (Лейден, Нидерланды, 1996);

на 197 Симпозиуме МАС ”Astrochemistry: from Molecular Clouds to Planetary Systems” (Согвипо, Юж ная Корея, 1999);

на международной конференции "High-mass star formation:

an origin in clusters"(2000, Вольтерра, Италия);

на международной конфе ренции "Chemistry as a diagnostic of star formation"(2002, Ватерлоо, Кана да);

на четвертом симпозиуме в Церматте "The Dense Interstellar Medium in Galaxies"(2003, Церматт, Швейцария);

на конференции JENAM "The many scales of the Universe"(2004, Гранада, Испания);

на 227 Симпозиу ме МАС "Massive Star Birth: a Crossroads of Astrophysics"(2005, Ачиреале, Италия);

на конференции ”Звездообразование в Галактике и за ее предела ми” (2006, Москва, Россия);

на XV Симпозиуме ”Молекулярная спектро скопия высокого разрешения” (HighRus-2006) (2006, Нижний Новгород– Казань–Нижний Новгород, Россия);

на российско-китайском симпозиуме "Millimeter wave astronomy and star formation"(2007, Нижний Новгород, Россия);

на международной конференции ”Protostellar jets in context” (2008, Иксия, Греция);

на конференции ”150 лет спектральным исследованиям в астрофизике: от Кирхгофа до наших дней” (Кirchho-150) (2009, Науч ный, Украина). На 206 Симпозиуме МАС ”Cosmic Masers: from protostars to blackholes” были представлены стендовые доклады без личного участия автора.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из Введения (Глава 1), четырех глав (Главы 2–5), в которых изложено содержание диссертации, Заключения (Главы 6), пяти Приложений и Списка цитируемой литературы. Объем диссертации состав ляет 284 страницы, включая 39 рисунков и 29 таблиц и библиографию из 266 наименований на 33 страницах.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении (Глава 1) приведено краткое описание современного состоя ния исследований процесса звездообразования. На основе этого описания обоснована актуальность темы диссертации и сформулирована цель рабо ты. Описана степень новизны основных научных результатов и их апроба ция, а также их научная и практическая ценность и личный вклад автора.

Изложено краткое содержание диссертации и приведен список опублико ванных работ по теме диссертации.

Глава 2. Изучение метанольных мазеров I класса. Данная глава посвя щена результатам, полученным в результате наблюдений метанольных ма зеров I класса. В разделе 2.1 (Постановка задачи) дано описание классифи кации метанольных мазеров, которая была предложена Батрлой и др. [19] и Ментеном [13], а также основных свойств этих мазеров и состояние иссле дований в соответствующей области на момент начала работы. Согласно классификации Ментена, все метанольные мазеры можно разделить на два класса, I и II, причем каждому классу присущ определенный набор мазер ных переходов. Наиболее сильные мазеры I класса наблюдаются в переходе 70 61 A+ на частоте 44.1 ГГц. Плотность потока наиболее интенсивных источников на этой частоте превышает 500 ян, а их светимость (в предпо ложении, что источники изотропны) составляет порядка 1024 1025 эрг с1.

Кроме мазеров на частоте 44.1 ГГц, к I-му классу относятся мазеры в ли нии 41 30 E на частоте 36.2 ГГц, 51 40 E на частоте 84.5 ГГц, 80 71 A+ на частоте 95.2 ГГц, мазеры в линиях J2 J1 E на частоте 25 ГГц и др.

Мазеры II класса, наблюдаемые в линиях 51 60 A+, 20 31 E, 31 40 A+ и др. возникают в ближайших окрестностях протозвезд большой массы, которые наблюдаются как компактные инфракрасные источники. Эти ма зеры часто бывают связаны с ультракомпактными зонами HII и мазерами ОН и H2 O. Мазеры I класса обычно наблюдаются на некотором удалении от этих объектов. Отличия в свойствах связаны с различиями в механизмах возбуждения мазеров I и II классов. Моделирование мазерных источни ков показывает, что инверсия в мазерных линиях I класса возникает под действием столкновений, в то время как мазеры II класса возникают под действием внешнего излучения [20, 21, 22]. Метанольные мазеры I класса следует разделить на две группы. К первой группе относятся мазеры в ли ниях 70 61 A+, 41 30 E, 51 40 E и др., у которых верхний уровень находится на так называемой основной лесенке последовательности уров ней с одним и тем же значением квантового числа K, которая содержит основной уровень. Ко второй группе относятся мазеры в линиях J2 J1 E на частоте 25 ГГц. Детали процесса возбуждения этих двух групп мазе ров отличаются [23, 24]. В диссертации рассматриваются только мазеры I группы.

На момент начала данной работы было известно 12 мазерных перехо дов I класса, однако лишь пять из них относились к первой группе. Такое количество переходов явно недостаточно для надежного моделирования мазеров. Поэтому было (и остается до сих пор) необходимо искать новые мазерные переходы.

В разделе 2.2 описаны результаты поисков мазеров в линии 61 50 E на частоте 132.9 ГГц. Верхний сигнальный уровень этой линии, 61 E, распо ложен на основной лесенке. Более того, расположение сигнальных уровней перехода 61 50 E похоже на расположение уровней перехода 51 40 E на частоте 84.5 ГГц, в котором Батрла и Ментен [25] обнаружили мазеры I класса в направлении области звездообразования DR21(OH). Поэтому ра зумно предположить, что в линии 61 50 E, так же как и в линии 51 40 E могут наблюдаться мазеры I класса.

Наблюдения были выполнены на 12-м радиотелескопе Национальной Ра диоастрономической Обсерватории (НРАО)1 на горе Китт Пик2, Аризона, США, в дистанционном режиме через Интернет непосредственно из Астро космического центра. В линии 61 50 E было обнаружено семь мазерных и 38 тепловых источников.

Все мазеры на частоте 132.9 ГГц обнаружены в источниках, которые демонстрируют сильное мазерное излучение в других мазерных переходах I класса OMC-2, NGC 2264, M8E, W33Met, L379, DR 21(OH) и DR 21-West.

Лучевые скорости мазерных линий на 132.9 ГГц совпадают с лучевыми скоростями мазеров I класса на других частотах. Этот факт подтверждает, что мазеры в линии 61 50 E относятся к I классу и возникают совместно с мазерами в других линиях, относящихся к I классу. Мазеры на частоте 132.9 ГГц слабее мазеров на частоте 44.1 ГГц;

значения плотности потока в максимуме линий на 132.9 ГГц в 5–27 раз меньше, чем соответствующие значения на 44.1 ГГц;

в то же время ширина линий на частоте 132.9 ГГц оказалась в 1.4–4 раза больше, чем на частоте 44.1 ГГц.

Национальная Радиоастрономическая Обсерватория управляется Ассоциацией Университетов, Инк., по контракту с Национальным Научным Фондом Теперь это радиотелескоп Аризонской Радиоастрономической Обсерватории В разделе 2.3 описаны результаты поисков мазеров в линии 81 70 E на частоте 229.8 ГГц (длина волны порядка 1 мм). Ранее в этой линии метанольные мазеры не наблюдались. Расположение сигнальных уровней перехода 81 70 E аналогично расположению уровней переходов 61 50 E и 51 40 E, поэтому на частоте 229.8 ГГц также можно было рассчитывать обнаружить мазеры I класса.

Поиски мазеров в линии 81 70 E проводились в 1995 г. с помощью 30-м радиотелескопа Института Миллиметровой Радиоастрономии (IRAM), ко торый расположен на высоте около 3000 м на горе Пико Велета (Испания).

Богатые технические возможности этого телескопа позволяют проводить наблюдения в трех диапазонах длин волн (1, 2 и 3 мм) одновременно и захватывать широкий диапазон частот при помощи широкополосных спек трометров. Поэтому одновременно с линией на частоте 229.8 ГГц удалось пронаблюдать линию 00 11 E на частоте 108.9 ГГц (3мм), серию линий J1 J0 E на частоте 165 ГГц (2 мм), и линию 32 41 E (1 мм) которые, согласно расчетам статистического равновесия [22] могут быть инверти рованы в мазерных источниках II класса. Кроме перечисленных линий, в наблюдавшиеся диапазоны частот попало множество других линий разных молекул.

В линии 81 70 E удалось обнаружить четыре мазерных источника.

Таким образом, впервые удалось найти мазеры на частоте 229.8 ГГц. Эти мазеры являются наиболее высокочастотными среди всех метанольных ма зеров, наблюдавшихся до сих пор. Они оказались намного слабее, чем ма зеры в линии 70 61 A+ на частоте 44.1 ГГц и даже чем мазеры в линии 61 50 E на частоте 132.9 ГГц в тех же источниках. Плотность потока наиболее сильного источника, DR 21-West составляет всего 32 ян, тогда как на частоте 132.9 ГГц она равна 65 ян.

В разделе 2.4 описаны результаты обзора областей звездообразования в линии 51 40 E на частоте 84.5 ГГц и короткого пилотного обзора в линии 80 71 A+ на частоте 95.2 ГГц. Мазеры на частоте 84.5 ГГц были обна ружены Батрла и Ментеном [25] и Ментеном [13];

мазеры на частоте 95. ГГц наблюдались Охиши и др. [26], Ментеном [13], Накано и Иошидой [27] и Пламбеком и Ментеном [28]. Однако ни на той, ни на другой частоте обзоры не проводились.

Пилотный обзор на частоте 95.2 ГГц был выполнен в октябре 1992 г на 14-м радиотелескопе в Метсахови (Финляндия). Линии были обнаружены в направлении 9 источников из 11 наблюдавшихся, однако новых мазеров найти не удалось. Наблюдения на частоте 84.5 ГГц проводились на 20 м телескопе миллиметрового диапазона в Онсале (Швеция). Линии были найдены в 48 источниках из 50 наблюдавшихся;

в спектрах 13 источников были найдены узкие мазерные детали.

Соотношение между пиковыми интенсивностями мазерных линий на 84. и 132.8 ГГц, которое можно аппроксимировать формулой TA (132.8) = 0.49 TA (84.5) + 14.0 показывает, что яркость мазеров на частоте 84.5 ГГц в среднем в два раза превышает яркость мазеров на частоте 132.8 ГГц. Тем не менее, мазеры в линии 51 40 E существенно слабее мазеров в линии 70 61 A+.

В разделе 2.5 резюмируются основные результаты Главы 2.

Глава 3. Тепловые линии метанола и других молекул.

В разделе 3.1 (Постановка задачи) отмечен тот факт, что при наблюдени ях метанольных мазеров можно получить богатый материал по тепловому радиоизлучению. Дело в том, что метанольные мазеры как I, так и II клас сов часто бывают наложены на тепловое радиоизлучение. Более того, во многих источниках даже в мазерных линиях наблюдается только тепловое излучение. Яркий пример подобного рода дают результаты обзора в линиях J0 J1 E на частоте 157 ГГц, где было обнаружено 4 мазера II класса и тепловых источника [29, 30]. При наблюдениях мазеров в линии 81 70 E на Пико Велета, описанных в Главе 2, также найдено в основном тепловое излучение. Большинство зарегистрированных линий 81 70 E тепловые;

только тепловое излучение обнаружено в линиях J1 J0 E, 32 41 E и 00 11 E (за исключением источника М8Е, где в этой линии был обнару жен мазер). Кроме того, в полосу спектрометра, помимо линий метанола, попали линии некоторых других молекул.

Таким образом, в результате поисков мазерного излучения появилась об ширная база данных по тепловым линиям метанола и других молекул, ко торую можно использовать для определения тех или иных характеристик областей, в которых эти линии возникают. В Главе 3 приведены результа ты, полученные с помощью этой базы данных.

Раздел 3.2 посвящен анализу теплового радиоизлучения, обнаруженно го в линиях J0 J1 E на частоте 157 ГГц, а также в линиях 61 50 E и 51 40 E. В результате была определена температура возбуждения ли ний 61 50 E и 51 40 E. Цель этой работы заключалась в следующем.

Cуществует предположение, что компактные мазерные источники возни кают в турбулентной среде за счет того, что в турбулентном поле скоро стей длина когерентности вдоль некоторых направлений оказывается вы ше, чем в среднем по источнику. Если мазеры ненасыщенные, то интенсив ность мазерного излучения пропорциональна exp( ) = exp(l), где – оптическая толща вдоль луча зрения, –коэффициент поглощения, l–длина когерентности. Таким образом, возрастание длины когерентности означает увеличение оптической толщи, и, следовательно, яркости излучения вдоль этого направления. При достаточно большой лучевой концентрации моле кул в источнике контраст яркости может оказаться достаточно велик для того, чтобы изображение области распалось на ряд ярких пятен. Соболев и др. [31] применили такую модель к анализу результатов интерферомет рических наблюдений метанольных мазеров J2 J1 E на частоте 25 ГГц и пришли к выводу, что она позволяет объяснить наблюдательные дан ные. Основные результаты Соболева и др. [31] можно распространить и на другие мазерные линии, в том числе 61 50 E и 51 40 E. Однако для того, чтобы модель работала, необходимо, чтобы соответствующая линия была инвертирована. Для того, чтобы понять, применима она ли к линиям 61 50 E и 51 40 E мы и стали определять их температуру возбуждения с помощью очень простого прямого метода.

Если линии 61 50 E и 51 40 E оптически тонкие, то по их интенсив ности можно определить населенность их верхних уровней, 61 E и 51 E.

Используя интенсивность линий 50 51 E и 40 41 E из серии J0 J1 E, можно определить населенность уровней 50 E и 40 E, которые являются нижними уровнями переходов 61 50 E и 51 40 E. Зная верхние и ниж ние уровни этих переходов можно определить их температуру возбужде ния.

Используя имевшийся в нашем распоряжении набор линий мы опреде лили температуру возбуждения еще двух переходов 60 61 E и 50 40 E.

Результаты определения температуры возбуждения можно резюмиро вать следующим образом. Практически во всех наблюдавшихся источни ках линии 61 50 E и 51 40 E оказались инвертированными. Таким об разом, удалось показать принципиальную применимость моделей, согласно которым компактные мазерные источники возникают в турбулентной среде за счет большой длины когерентности вдоль определенных направлений.

Температура возбуждения перехода 50 40 E меняется в пределах 9– К, причем в большинстве источников (40 из 57) она попадает в интервал 20–50 К. Как и ожидалось, температура возбуждения перехода, верхний и нижний уровни которого расположены на одной и той же лесенке попадает в интервал значений, характерных для кинетической температуры газа в плотных облаках. Температура возбуждения перехода 60 61 E в большин стве источников не превышает 10 K, что соответствует недонаселенности лесенки K = 0 относительно лесенки K = 1. Именно такая картина температур возбуждения разных переходов качественно предсказывается аналитической моделью, описанной в Приложении Е, а также расчетами статистического равновесия.

В разделе 3.3 описаны результаты наблюдений теплового радиоизлуче ния метанола и других молекул, обнаруженного при наблюдениях на 30-м радиотелескопе Пико Велета. Воспользовавшись богатыми наблюдатель ными возможностями радиотелескопа, во время поисков мазерного излу чения в линии 81 70 E на частоте 229.8 ГГц удалось дополнительно про наблюдать линию метанола 00 11 E на частоте 108.9 ГГц, а также серию линий J1 10 E около частоты 165 ГГц. Кроме того, в полосу спектро метров попали линии метанола 32 41 E, 195 204 A+ и 195 204 A, а также линии других молекул. В результате было найдено множество теп ловых линий метанола, а также цианоацетилена (HC3 N), метилформиата (CH3 OCHO), метилцианида (CH3 CN) и двуокиси серы (SO2 ), причем линий этих молекул обнаружено впервые.

Используя расчеты статистического равновесия, было показано, что вра щательные диаграммы, построенные по линиям метанола J1 J0 E могут служить для оценки кинетической температуры газа (в отличие от диа грамм, построенных по линиям 2K 1K или 5K 4K, по которым враща тельная температура оказывается намного ниже кинетической температу ры). Кроме того, оказалось, что по виду вращательных диаграмм можно определить, являются ли линии J1 J0 E оптически тонкими.

Вращательные диаграммы по линиям J1 J0 E были построены для источников, причем лишь в девяти из них линии оказались оптически тон кими. Вращательная температура в случае этих девяти источников попа дает в интервал 12–35 К, что соответствует кинетической температуре газа порядка 20–50 K. Такая температура является типичной для плотных ядер молекулярных облаков.

Раздел 3.4 посвящен определению параметров молекулярных облаков по линиям метанола с помощью расчетов статистического равновесия. Чтобы определить физические параметры газа подобным образом, рассчитывает ся сетка моделей для различных наборов параметров. Затем проводится сравнение модельных значений яркости линий с наблюдаемыми, которое показывает, какие параметры соответствуют результатам наблюдений, а какие–нет. Как правило, чем больше линий используется, тем сильнее уда ется ограничить область допустимых значений параметров. Когда есть воз можность, разумно применять серии линий, настолько близко расположен ных по частоте, что их можно наблюдать совместно. При этом сокращается время наблюдений, а отношения интенсивностей линий, принадлежащих одной и той же серии оказываются свободными от влияния погрешностей наведения и калибровки. В молекулярных облаках обнаружено множество серий линий метанола, что делает метанол хорошим зондом межзвездного газа. Долгое время использование метанола в качестве зонда сдерживалось тем обстоятельством, что были очень плохо известны столкновительные константы, необходимые для проведения расчетов статистического равно весия. Однако сравнительно недавно эти константы были получены в ре зультате квантовомеханических расчетов [32] Используя результаты [32], удалось определить основные параметры газа в нескольких десятках обла стей звездообразования.

Определение параметров газа проводилось по серии линий J0 J1 E, обнаруженных во время обзора на 12-м радиотелескопе Китт Пик, и се рии линий 2K 1K на частоте 96 ГГц, либо наблюдавшихся автором [33], либо взятых из работы Минье и др. [34]. Методом LVG была рассчитана сетка моделей для широкого диапазона значений кинетической температу ры, плотности газа и удельной лучевой концентрации метанола. Согласие между моделью и результатами наблюдений оценивалось по критерию 2.

Полученные в результате значения температуры и плотности оказались типичными для плотных ядер молекулярных облаков. Кроме того, значе ния температуры оказались близки к значениям, полученным по линиям известного ”термометра” межзвездного газа метилацетилена. Лишь в трех источниках S231, G29.95–0.02 и NGC 7538 наилучшие значения для ме танола и метилацетилена отличаются примерно в два раза;

в остальных случаях отличие не превышает полутора.

Таким образом, оказалось, что по тепловым линиям метанола можно определить основные физические параметры молекулярных облаков. Впо следствии перспективность использования метанола в качестве зонда для межзвездного газа была подтверждена в ряде работ как в России, так и за рубежом.

В разделе 3.5 суммируются основные результаты Главы 3.

Глава 4. Спектральные обзоры областей звездообразования.

В разделе 4.1 кратко описаны преимущества спектральных обзоров, пе рекрывающих широкие диапазоны частот. Отмечено, что спектральные об зоры позволяют наиболее полно исследовать молекулярный состав изуча емой области, и, в частности, искать линии и молекулы, ранее в космосе не наблюдавшиеся. Как правило, в исследуемый спектральный интервал попадает большое число линий одной и той же молекулы, что позволя ет достаточно надежно идентифицировать обнаруженные линии. Поэтому множество молекул, наблюдающихся в межзвездной среде и атмосферах звезд на поздних этапах эволюции были впервые обнаружены именно в результате спектральных обзоров.

В разделе 4.2 описаны результаты спектрального обзора темного обла ка ТМС-1 в полосе частот 4–6 ГГц, проведенного на 305-м радиотелескопе в Аресибо. Этот обзор является наиболее низкочастотным спектральным обзором молекулярного облака, выполненным до настоящего времени. В результате обзора и высокочувствительных наблюдений на специально ото бранных частотах в полосах 4–6 ГГц и 8–10 ГГц обнаружен ряд молеку лярных радиолиний, в том числе таких, которые ранее в космосе не наблю дались. Большинство обнаруженных линий принадлежит цианополиинам HC3 N, HC5 N, HC7 N и HC9 N. Кроме того, обнаружены линии молекул CCS, C3 S, C4 H, C4 H2 и H2 CO.

Значения вращательной температуры обнаруженных молекул попадают в интервал 4–9 K. Лучевая концентрация цианополиинов меняется от 5. 1013 см2 для HC5 N до 2.71012 см2 для HC9 N, в согласии со значениями, полученными с помощью наблюдений на более высоких частотах.

Результаты обзора показали, что наблюдения молекул на низких часто тах могут применяться при изучении темных облаков, но для того, чтобы они оказались действительно информативными, порог обнаружения линий должен быть 5–10 мK или ниже. На сегодняшний день наблюдения на ча стотах порядка 10 ГГц кажутся более предпочтительными, чем наблюдения на более низких частотах.

Раздел 4.3 посвящен описанию спектрального обзора области звездооб разования W51 e1/e2 в диапазоне частот 84–115 ГГц. В результате обзо ра обнаружено излучение 105 молекул и их изотопических разновидно стей, начиная от простых двух-трех атомных CO, CS, HCN до слож ных органических предбиологических соединений, таких, как CH3 OCH3, CH3 COCH3 и C2 H5 OOCH. Излучение пяти из них 13 CCH, c-C4 H2 O, aGg’ (CH2 OH)2, C2 H5 OOCH и CH3 NH2 удалось обнаружить лишь с помощью составных спектров. Помимо молекулярных линий, найдено множество ра диорекомбинационных линий водорода и гелия.

В процессе обзора было зарегистрировано 93 линии, которые ранее в космосе не наблюдались. Пятьдесят восемь из этих линий удалось отож дествить. Эти линии принадлежат молекулам 13 CN, CH3 CH2 OH, CH3 CN, CH3 COCH3, CH3 OCHO, CH3 OH, CH3 OCH3, H13 CCCN, HCOOH, NH2 CHO и OC34 S.

Существенную часть обнаруженных молекул составляют те из них, кото рые типичны для горячих ядер. В частности, найдены линии нейтральных молекул CH3 OCHO, CH3 OCH3, CH3 COCH3 и др., которые, по современным представлениям, в газовой фазе существуют лишь в горячих ядрах и в га зе, нагретом в результате прохождения ударных волн. Кроме того, найдены линии, возникающие при переходах между колебательно возбужденными уровнями молекул SiO, C4 H, HCN, l-C3 H, HCCCN, CH3 CN, CH3 OH, H2 O и SO2 с энергией верхнего уровня Eu /k порядка нескольких сотен граду сов. Такие линии могут возникать только в горячем газе с температурой порядка 100 K или выше.

Помимо линий нейтральных молекул, были обнаружены линии различ ных молекулярных ионов. Некоторые из них (N2 H+, HCO+, HCS+ ) являют ся обычными для молекулярных облаках с большим поглощением в види мой части спектра (AV ). В то же время ион CF+, по современным представ лениям, должен наблюдаться в фотонно-доминируемых областях (Photon Dominated Regions) cо значением AV порядка единицы и ниже, и его об наружение указывает на возможность существования подобных объектов в области e1/e2.

Интересным результатом является возможное обнаружение двух моле кул, MgCN и NaCN, ранее наблюдавшихся только в атмосферах звезд гигантов поздних спектральных классов. Можно предположить, что усло вия в наиболее горячих областях W51 (вероятно, в непосредственной близо сти от протозвезд) близки к условиям в атмосферах звезд-гигантов. Пред ставляет интерес поиск других линий этих молекул с тем, чтобы подтвер дить или опровергнуть их обнаружение.

Анализ лучевых скоростей обнаруженных молекул дает основание пред положить, что вклад ядра e2 преобладает в излучении некоторых кисло родсодержащих молекул (CH3 OCHO, CH3 CH2 OH), а ядра e1 в излучении некоторых азотсодержащих молекул. Таким образом, по молекулярному составу е2, вероятно, ближе к сгустку ”Compact Ridge” в Орионе, а е1 к сгустку ”Hot Core” в той же области.

Спектральный обзор области звездообразования DR 21(OH) в диапазоне частот 84 – 115 ГГц описан в разделе 4.4. Этот обзор является одним из немногих, в которых исследуемым объектом является плотное ядро на ста дии до образования горячих ядер и зон HII. В результате обзора зареги стрировано излучение 78 молекул. В основном это молекулы, хорошо из вестные по наблюдениям темных облаков и спокойного газа плотных ядер.

Относительное содержание большинства из них оказалось близким к тому, которое было получено Нуммелином и др. [35] в результате спектрального обзора источника Sgr B2(NW) области, в которой не обнаружено никаких признаков звездообразования. Вращательная температура, полученная по линиям различных молекул меняется в интервале 9–56 К, что также ти пично именно для спокойного газа плотных ядер. Тем не менее, некоторые результаты указывают на присутствие областей горячего газа. В частно сти, обнаружено излучение метанола и двуокиси серы в переходах меж ду высоко расположенными уровнями, причем вращательная температура метанола составляет 199 К, а двуокиси серы еще выше 211 К. Другим указанием на существование горячих областей является обнаружение мо лекул CH3 OCHO и CH3 OCH3, которые до сих пор наблюдались только в горячих ядрах и в газе, нагретом ударными волнами в крыльях биполяр ного истечения вещества.

При помощи составных спектров на пределе чувствительности обнару жено излучение этилового спирта CH3 CH2 OH. В источнике W51 излуче ние этилового спирта возникает главным образом в горячих ядрах e1 и e2.

Составные спектры, построенные для разных значений вращательной тем пературы CH3 CH2 OH, показывают уменьшение интенсивности ”составной линии” с ростом температуры и полное ее исчезновение при температу ре 150 К. Этот результат показывает, что если излучение CH3 CH2 OH в DR 21(OH) реально, то оно должно возникать в холодной части плотного ядра, а не в горячих областях.

В разделе 4.5. кратко сумммируются основные результаты Главы 4.

Глава 5. Обнаружение метанольных мазеров I класса в областях образо вания звезд малой массы.

В разделе 5.1 приводятся аргументы в пользу того, что обнаружение мазеров I класса в областях образования звезд малой массы могло бы по мочь продвижению в понимании природы метанольных мазеров. Отмеча ется, что природа метанольных мазеров до сих пор точно не установлена, и даже сценарий, который в самых общих чертах описывает возникнове ние мазеров I класса за фронтами ударных волн в крыльях биполярных потоков [28] не является общепризнанным.

Трудности в изучении метанольных мазеров в значительной степени свя заны с тем, что до сих пор они наблюдались только в областях образова ния звезд большой массы. Эти области расположены достаточно далеко от Солнца (типичное расстояние 2–3 кпк или больше) и испытывают сильное поглощение в оптическом и ближнем ИК диапазонах. Кроме то го, звезды большой массы обычно образуются в скоплениях. Из-за этого бывает трудно разрешить мазерные пятна и соотнести их с какими-либо другими объектами в областях звездообразования. В противоположность этому, области образования звезд малой массы являются намного более широко распространенными объектами и многие из них расположены на расстоянии всего 200–300 пк от Солнца;

они испытывают менее сильное поглощение;

кроме того, известно множество одиночных протозвезд малой массы. Поэтому изучение мазеров в этих областях, если бы они там были найдены, могло бы оказаться более простой задачей по сравнению с изу чением мазеров в областях образования звезд большой массы. Принимая это во внимание, мы предприняли поиск метанольных мазеров в областях образования звезд малой массы.

Поиск оказался успешным: четыре кандидата в мазеры, NGC 1333I4A, NGC 1333I4A, HH25 и L1157 были обнаружены в линии 70 61 A+ на часто те 44.1 ГГц и еще один, NGC 2023 в линии 41 30 E на частоте 36.2 ГГц.

Источник HH25 является кандидатом в мазеры и в двух других линиях 80 71 A+ на частоте 95.2 ГГц и 51 40 на частоте 84.5 ГГц. Плотность потока мазерных линий, обнаруженных на частоте 44.1 ГГц не превышает 11 ян, а их изотропная светимость не превышает величины 1022 erg s1, что намного ниже соответствующих параметров мощных мазеров в обла стях образования звезд большой массы.

Обнаруженные нами источники были первоначально идентифицированы как кандидаты в мазеры лишь на основании того, что ширина спектраль ных линий этих источников не превышает примерно 0.4 км c1. Для провер ки того, являются ли они действительно мазерами, необходимы интерферо метрические наблюдения. Такие наблюдения были проведены в 2007 г. на частоте 44.1 ГГц с помощью антенной решетки VLA (Сокорро, Нью Мек сико, США). Исследовался кандидат в мазеры L1157. Результаты наблюде ний описаны в разделе 5.2. Было найдено два компактных неразрешенных источника. Нижний предел на яркостную температура более сильного ис точника составляет 2000 К. Этот источник, обозначенный М1, несомненно, является мазером. Пространственно он совпадает со сгустком B0a, который виден на картах L1157 в тепловых линиях метанола и других молекул [36].

Намного более слабый компактный источник, обозначенный М2, был обна ружен в направлении сгустка B1a, который ярче сгустка B0a в тепловых линиях метанола. Нижний предел на яркостную температуру источника М2 составляет порядка 200 K, что выше, чем кинетическая температура газа в области B1 (порядка 80 K). Этот факт позволяет предположить, что М2 является слабым мазером.

Упоминавшаяся в Главе 3 модель возникновения мазеров в турбулент ном облаке [37] в своем простейшем виде вряд ли может быть применима к мазерам в L1157, так как при значениях лучевой концентрации метанола в сгустках B0a и B1a, приведенных в [36] она предсказывает возникнове ние нескольких сравнимых по интенсивности мазерных пятен в каждом из сгустков, в то время как наблюдается по одному пятну. Однако, вероят но, результаты наблюдений можно объяснить при помощи разновидности этой модели. Мазеры могут возникать в тонких турбулентных слоях газа за фронтами ударных волн, где плотность и лучевая концентрация метанола должна быть повышена за счет испарения мантий пылинок и/или просто за счет повышения плотности газа при постоянстве обилия метанола. По вышение лучевой концентрации метанола увеличивает контраст мазерных пятен, что, в свою очередь, может привести к доминированию наиболее яр ких пятен. В такой модели мазерное излучение может быть направленным, так что только наблюдатель, расположенный в плоскости фронта ударной волны будет видеть сильные мазеры. Это, возможно, объясняет, почему мазеры наблюдаются только в двух сгустках.

Форма спектров M1 и M2 позволяет предложить еще одну интерпрета цию результатов наблюдений на VLA. Линии как M1, так и M2 являются двойными. Известно, что двойная тепловая линия с ”голубой” асимметрией (то-есть, с более сильным голубым компонентом) может быть признаком коллапса [38]. Обнаруженные мазерные линии, наоборот, обладают ”крас ной” асимметрией. Однако можно легко показать, что именно такая асим метрия должна наблюдаться в мазерных линиях I класса, возникающих в коллапсирующем облаке.

Таким образом, имеющиеся наблюдательные данные по мазерам I клас са, как и предыдущие результаты, можно интерпретировать в рамках раз личных моделей. Необходимы дальнейшие наблюдения для того, чтобы по нять, какая из них является верной. Тем не менее, впервые удалось связать метанольные мазеры с мелкомасштабными ( 1016 см1 ) сгустками газа, доступными для наблюдений в тепловых линиях метанола и других моле кул.

В разделе 5.3 кратко сумммируются основные результаты Главы 5.

В Заключении (Глава 6) сформулированы основные результаты, выно симые на защиту, и намечены основные направления дальнейшей работы по теме диссертации.

В приложениях A–D даны громоздкие таблицы, которые автор счел неце лесообразным включать в основной текст. В приложении Е описана про стая аналитическая модель возбуждения метанола, разработанная автором и впоследствии доработанная совместно с В.И. Слышом. Согласно этой модели, мазеры I класса должны возникать в том случае, когда кинетиче ская температура газа выше температуры внешнего излучения, а мазеры II класса наоборот, когда температура излучения выше кинетической тем пературы. Этот результат полностью соответствует результатам расчетов статистического равновесия [20].

Список публикаций по теме диссертации Всего по теме диссертации опубликованы 33 работы. Основные результа ты опубликованы в 17 статьях в рецензируемых журналах, рекомендо ванных ВАК, в том числе 11 работ в отечественных журналах (Астро номический журнал) и 6 публикаций в рецензируемых зарубежных жур налах (Astrophysical Journal, Astrophysical Journal Suppl., Astronomy and Astrophysics, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society). 16 работ опубликованы в Трудах международных симпозиумов и конференций и в других изданиях.

1. Kalenskii S.V., Liljestroem T., Val’tts I.E. Vasil’kov V.I., Slysh V.I. Urpo S., 1994, A&AS; 103, "Observations of methanol masers at 95 GHz" 2. Каленский С.В.

1995, Астрон. Журн. 1995, 72, ”Строение радиоисточников метанола в областях звездообразования по данным наблюдений на 44 и 95 ГГц” 3. Kalenskii S.V., Dzura A.M., Booth R., Winnberg A., Alakoz A.V.

1997, A&A; 321, ”Determination of molecular cloud parameters using thermal methanol lines” 4. Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Golubev V.V., 1997, ApJ 478, L ”Detection of a New Methanol Maser Line with the Kitt-Peak 12 Meter Telescope by Remote Observing from Moscow” 5. Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Golubev V.V., Mead K., 1999, ApJS 123, ”Nonequilibrium Excitation of Methanol in Galactic Molecular Clouds:

Multitransitional Observations at 2 Millimeters” 6. Kalenskii S.V., Winnberg A., Johansson L.E.B., IAU Symposium 197 Astrochemistry: From Molecular Clouds to Planetary Systems, August 23–27, 1999, Sogwipo, Cheju Island, Korea, abstract book, p. ”A search for new methanol masers in the 51 40 E line” 7. Слыш В.И., Каленский С.В., Вальтц И.Е., Астрофизика на рубеже веков, Сборник трудов Всероссийской кон ференции, 17–22 мая 1999 г, Пущино;

под редакцией Н.С. Кардашева, Р.Д. Дагкесаманского, Ю.А. Ковалева;

стр. ”Галактические области звездообразования: мазерное и тепловое излу чение метанола в миллиметровом диапазоне длин волн” 8. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Valtts I.E., International Astrophysics Conference High mass star formation: an origin in clusters? May 31–June 03, 2000, Volterra, Italy,

Abstract

book, p. ”Galactic star formation regions: maser and thermal methanol emission in the mm wave range” 9. Каленский С.В., Слыш В.И., Вальтц И.Е., Виннберг А., Юханссон Л.Е.Б., 2001, Астрон. Журн. 2001, 78, ”Обнаружение новых метанольных мазеров в линии 51 40 E” 10. Слыш В.И., Каленский С.В., Вальтц И.Е., 2002, Астрон. Журн. 2002, 79, ”Радиоизлучение метанола в миллиметровом диапазоне длин волн: но вые мазеры на 1.3 мм и 2.8 мм” 11. Каленский С.В., Слыш В.И., Вальтц И.Е., 2002, Астрон. Журн. 2002, 79, "Тепловое излучение метанола и других молекул в миллиметровом диапазоне длин волн" 12. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Val’tts I.E., Proc. IAU Symposium 206 Cosmic Masers: From Protostars to Blackholes, March 5–10, 2002, Rio de Janeiro, Brasil, eds. V. Migenes and M.J. Reid, p.191, ”Maser and thermal methanol emission in the millimeter wave range: new masers at 1.3 mm and 2.8 mm” 13. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Val’tts I.E., Winnberg A., Johansson L.E.B., Proc. IAU Symposium 206 Cosmic Masers: From Protostars to Blackholes, March 5–10, 2002, Rio de Janeiro, Brasil, eds. V. Migenes and M.J. Reid, p. ”The detection of new methanol masers in the 51 40 E line” 14. Kalenskii S.V., Alakoz A.V., Promyslov V.G., International Conference SFChem 2002: Chemistry as a Diagnostic of Star Formation, August 21-23, 2002, Waterloo, Ontario, Canada, eds.

C.L. Curry and M. Fish, NRC Press, Ottawa, Canada, p. ”Study of warm clouds in the lines of complex molecules” 15. Промыслов В.Г., Ларионов Г.М., Каленский С.В., 2003, Астрон. Журн. 80, ”Исследование области звездообразования L379IRS3 в линиях CH3 OH и CS” 16. Kalenskii, S.V., Slysh V.I., Goldsmith P.F., Johansson L.E.B., 4th Cologne–Bonn–Zermatt–Symposium The Dense Interstellar Medium in Galaxies, 22–26 September 2003, abstract book, p. ”A C-band spectral scan of TMC-1” 17. Kalenskii, S.V., Slysh V.I., Goldsmith P.F., Johansson L.E.B., 2004, ApJ 610, "A 4–6 GHz Spectral Scan and 8–10 GHz Observations of the Dark Cloud TMC-1" 18. Kalenskii S.V., Promyslov V.G., Winnberg A., JENAM 2004: The many scales in the Universe, September 2004, Granada, Spain, abstract book, p. ”A search for Class I methanol masers towards bipolar outows driven by low-mass young stars” 19. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Goldsmith P., Johansson L.E.B., JENAM 2004: The many scales in the Universe, September 2004, Granada, Spain, abstract book, p. ”Spectral scans of molecular clouds” 20. Каленский С.В., Промыслов В.Г., Слыш В.И., Бергман П., Виннберг А., 2005, Труды ГАИШ 78, ”Обнаружение метанольных мазеров I класса в областях образования звезд малой массы” 21. Каленский С.В., Промыслов В.Г., Слыш В.И., Бергман П., Виннберг А., 2006, Астрон. Журн. 83, ”Обнаружение метанольных мазеров I класса в областях образования звезд малой массы” 22. Каленский С.В., Юханссон Л.Е.Б., Труды конференции Звездообразование в Галактике и за ее предела ми, 17–18 апреля 2006 г, Москва, Россия, ред. Д.З. Вибе и М.С. Кир санова, Янус-К, Москва, стр. "Спектральные сканы областей звездообразования: DR21(OH)" 23. Kalenskii S.V., Johansson L.E.B., XV Symposium on High Resolution Molecular Spectroscopy HighRus– 2006, abstracts of reports, p. ”Spectral Scans of Star-Forming Regions: DR21(OH)” 24. Каленский С.В., Промыслов В.Г., Виннберг А., 2007, Астрон. журн. 84, "Тепловое излучение метанола в направлении биполярных потоков" 25. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Promyslov V.G., Bergman P., Winnberg A., Kurtz S.

Russian–Chinese seminar Millimeter-wave astronomy and star formation, August 27–28, 2007, Nizhny Novgorod, ed. I.I Zinchenko, Institute of Applied Physics, p. ”Class I methanol masers in regions of low-mass star formation” 26. Труды Всероссийской астрономической конференции ВАК–2007, 17–22 сентября 2007 г, Казань;

стр. ”Спектральные сканы областей звездообразования” 27. Труды Всероссийской астрономической конференции ВАК–2007, 17–22 сентября 2007 г, Казань;

стр. ”Метанольные мазеры I класса в областях образования звезд малой массы” 28. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Kurtz S., Johansson L.E.B., International Astrophysics Conference Protostellar Jets in Context, 7–12 July 2008, Island of Rhodes, Greece, abstract book, p. ”Methanol masers in the wings of bipolar outows driven by low-mass YSOs” 29. Слыш В.И., Каленский С.В.

2009, Астрономический журнал, 86, ”Структура метанольных мазеров I класса OMC-2 и NGC 2264” 30. Kalenskii S.V., Johansson L.E.B., Bergman P., Kurtz S., Hofner P., Walm sley C.M., Slysh V.I., 2010, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 405, ”Search for Class I methanol masers in low-mass star formation regions” 31. Каленский С.В., Юханссон Л.Е.Б.

2010, Астрон. журн., 87, ”Спектральный скан области звездообразования DR 21(OH). Наблю дения и ЛТР-анализ” 32. Каленский С.В., Куртц С., Слыш В.И., Хофнер П., Уолмсли С.М., Юханссон Л.Е.Б., Бергман П.

2010, Астрон. журн., 87, ”Наблюдения метанольных мазеров I класса в области образования звезд малой массы L1157 с помощью VLA” 33. Каленский С.В., Юханссон Л.Е.Б.

2010, Астрон. журн., 87, ”Спектральный скан области звездообразования W51 e1/e2 в 3-мм диа пазоне длин волн” Список литературы [1] Вибе Д.З.

”Образование маломассивных звезд” Труды конференции Звездообразование в Галактике и за ее пределами, 17-18 апреля 2006 г., Москва, Россия, ред. Д.З. Вибе и М.С. Кирсанова, Янус-К, Москва, стр. [2] Lee H.-H., Bettens R.P.A., Herbst E.

”Fractional abundances of molecules in dense interstellar clouds:

A compendium of recent model results” 1996, A&AS;, 119, [3] Shu F.H., Adams F.C., Lizano S.

”Star formation in molecular clouds - Observation and theory” 1987, Ann. Rev. A&A;, 25 [4] Shu F.H., Ruden S.P., Lada C., Lizano S.

”Star formation and the nature of bipolar outows” 1991, ApJ, 370, L [5] Lada C., Wilking B.A.

”The nature of the embedded population in the Rho Ophiuchi dark cloud Mid-infrared observations” 1984, ApJ, 287, [6] Lada C.

”Star formation: from OB associations to protostars” Proc. IAU Symposium 115 Star Forming Regions, eds. M. Peimbert and J. Judaki, 1987, Dordercht: Kluver, [7] Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M.

”Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A – The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps” 1993, ApJ, 406, [8] Olmi L., Cesaroni R., Walmsley C.M.

”Ammonia and methyl cyanide in hot cores” 1993, A&A;, 276, [9] Cesaroni R.

”Hot molecular cores” Proc. IAU Symposium 227 Massive Star Birth, 2005, eds. Cesaroni R., Felli M., Churchwell E., Walmsley C.M., Cambridge University Press, [10] Kurtz S.

”Hypercompact HII regions” Proc. IAU Symposium 227 Massive Star Birth, 2005, eds. Cesaroni R., Felli M., Churchwell E., Walmsley C.M.,. Cambridge University Press, [11] Gaume R.A., Goss W.M., Dickel H.R., Wilson T.L., Johnston K.J.

”The NGC 7538 IRS 1 region of star formation: Observations of the H recombination line with a spatial resolution of 300 AU” 1995, ApJ, 438, [12] Churchwell E, Walmsley C.M., Wood D.O.S.

”Hot, dense, molecular gas associated with ultracompact HII regions” 1992, A&A;, 253, [13] Menten K.M.

”Methanol Masers and Submillimeter Wavelength Water Masers in Star Forming Regions” 1991, ASP Conf. Ser. 16, 119.

[14] Sobolev A.M., Ostrovskii A.B., Kirsanova M.S., Shelemei O.V., Voronkov M.A., Malyshev A.V.

”Methanol masers and star formation” Proc. IAU Symposium 227 Massive Star Birth, ред. Cesaroni R., Felli M., Churchwell E., Walmsley C.M., 1995. Cambridge University Press, [15] Wiesemeyer H., Thum C., Walmsley C.M.

”The polarization of mm methanol masers” 2004, A&A;, 428, [16] Салий С.В., Соболев А.М.

”Метанол и другие молекулярные трассеры истечений и плотного газа в G345.01+1.79” 2006, Астрон. журн., 83, [17] MacGregor M.A., Baubock M., Leurini S., Strelnitski V.

”Variations of Physical Conditions in the Cores of Molecular Clouds as Probed by J0 J1 Methanol Lines at 157 GHz” 2010, Bull. Amer. Astron. Soc., 42, [18] Leurini S., Schilke P., Wyrowski F., Menten K.M.

”Methanol as a diagnostic tool of interstellar clouds” 2007, A&A;, 466, [19] Batrla W., Matthews H.E., Menten K.M., Walmsley C.M.

”Detection of strong methanol masers towards galactic H II regions” 1987, Nature, 326, [20] Cragg D.M., Johns K.P., Godfrey P.D., Brown R.D.

”Pumping the interstellar methanol masers” 1992, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 259, 203.

[21] Sobolev A.M., Deguchi S.

”Pumping of Class II methanol masers. 1: The 20 31 E transition” 1994, A&A;, 291, [22] Sobolev A.M., Cragg D., Godfrey P.D.

”Pumping of Class II methanol masers. II. The 51 60 A+ transition” 1997, A&A;, 324, [23] Lees R.M.

”On the E1 E2 labeling of energy levels and the anomalous excitation of interstellar methanol” 1973, ApJ, 184, [24] Voronkov M.A., Sobolev A.M., Ellingsen S.P., Ostrovskii A.B., Alakoz A.V.

”Maser Action in Methanol Transitions” 2005, Ap&SS;, 295, [25] Batrla W., Menten K.M.

”Detection of a strong new maser line of methanol toward DR 21(OH)” 1988, ApJ, 329, L [26] Ohishi M., Kaifu N., Suzuki H., Morimoto M.

”Excitation of interstellar molecules in the Ori-KL source” 1986, Ap&SS;, 118, [27] Nakano M., Yoshida S.

”Molecular line observations of the S235B region” 1986, PASJ, 38, [28] Plambeck R.L., Menten K.M.

”95 GHz methanol masers near DR 21 and DR 21(OH)” 1990, ApJ, 364, [29] Slysh V.I., Kalenskii S.V., Valtts I.E.

”Detection of a series of methanol maser lines at 1.9 millimeter wavelength” 1995, ApJ, 442, [30] Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Golubev V.V., Mead K.

”Nonequilibrium Excitation of Methanol in Galactic Molecular Clouds:

Multitransitional Observations at 2 Millimeters” 1999, ApJS, 123, [31] Sobolev A.M., Watson W.D., Okorokov V.A.

”Images of Astrophysical Masers and their Variability in a Turbulent Medium:

The 25 GHz Methanol Masers” 2003, ApJ, 590, [32] Pottage J.T., Flower D.R., Davis S.L.

”The rotational excitation of methanol by helium at low temperatures” 2001, J. Phys. B, 34, [33] Kalenskii S.V., Dzura A.M., Booth R., Winnberg A., Alakoz A.V.

”Determination of molecular cloud parameters using thermal methanol lines” 1997, A&A;, 321, 311.

[34] Minier V., Booth R.S.

”A methanol line survey toward high-mass star-forming regions” 2002, A&A;, 387, [35] Nummelin A., Bergman P., Hjalmarson A., Friberg P., Irvine W.M., Millar T.J., Ohishi M., Saito S.

”A Three-Position Spectral Line Survey of Sagittarius B2 between 218 and 263 GHz. II. Data Analysis.” 2000, ApJS, 128, [36] Benedettini M., Viti S., Codella C., Bachiller R., Gueth F., Beltran M.T., Dutrey A., Guilloteau S.

”The clumpy structure of the chemically active L1157 outow” 2007, Mon. Not. R. Astron. Soc., 381, [37] Sobolev A.M., Wallin, B.K., Watson, W.D.

”Astrophysical maser radiation from a turbulent medium: application to GHz methanol masers” 1998, ApJ, 498, [38] Zhou S.

”Evidence for collapse in dark clouds” 1996, in van Dishoeck E. F., ed, Proc. IAU Symp. 178, Molecules in Astrophysics: Probes and Processes, Kluver, Dordrecht, p.