Исследование областей звездообразования на основе многолетнего мониторинга мазеров водяного пара

Одной из актуальных проблем, стоящих перед современной астрофизикой, является понимание процессов образования звезд и исследование ранних стадий эволюций звезд. Протозвездные области не наблюдаются в видимом диапазоне электромагнитных волн из-за большой оптической толщины плотной околозвездной газопылевой оболочки.

Развитие техники инфракрасной астрономии и радиоастрономии, использование космических аппаратов, а также теоретические поиски механизма рождения протозвездных сгустков, помогают астрономам гораздо глубже вникнуть в детали процессов, протекающих на этих ранних стадиях. Интерес, как теоретиков, так и наблюдателей, к проблемам, связанным с образованием звезд, сделал эту область исследований одной из самых активно развивающихся областей сегодняшней астрономии [1].

Области звездообразования.

По современным представлениям, основной ареной процессов образования звезд являются плотные молекулярные облака. Вещество состоит преимущественно из молекулярного и атомарного водорода. Плотность таких образований лежит в пределах 103−104 см-3. Молекулярный водород очень сложно наблюдать: ни в видимом, ни в радиодиапазоне у него нет спектральных линий. Молекула Н2 наблюдается только в УФ-диапазоне.

Хорошим косвенным индикатором оценки состояния молекулярного водорода является молекула СО (её изотопические аналоги). СО и Н2 существуют в одних и тех же областях, только несимметричная молекула моноокиси углерода имеет линии в радиодиапазоне, доступные наблюдениям. Чем плотнее облако, тем более разнообразные молекулы в нем встречаются, причем каждая из молекул характерна для определенного интервала плотностей. Поэтому наблюдения в линиях СО, ОН, NH3, HCN, CS позволяют заглянуть практически в любую часть облака с разнообразными физическими условиями [2]. Около половины массы межзвездной среды Галактики заключено в молекулах Н2, их свойства в значительной степени управляют формированием звезд. Процесс синтеза молекул очень чувствителен к физическим условиям и к составу среды [3].

Атомарный водород, как показывают наблюдения на длине волны 21 см, очень распространен в Галактике (в основном в спиральных рукавах, а также и между ними), но оказывает малое влияние на процессы образования звезд. Излучение нейтрального водорода 21 см не может служить мерой массы межзвездного вещества, поскольку в нем не участвуют огромные массы Н2 из молекулярных облаков. И поэтому не может являться надежным индикатором комплексов с очагами звездообразования. НI может встречаться в пограничном слое молекулярного Н2 облака.

Особый вклад в процессы формирования звездных объектов вносит межзвездная пыль. Она была обнаружена по поглощению света звезд и его поляризации. Пыль сильно затрудняет оптические наблюдения. Но сами пылинки превратились в важнейший объект ИК-астрономии. На поверхности пылинок происходит синтез межзвездных молекул, пыль задерживает излучение звезд и передает импульс межзвездному газу. В глубине плотных облаков температура пылинок всего несколько Кельвинов, и, тем не менее, именно ИК-излучение пыли служит основным хладагентом молекулярных облаков и протозвезд. В очагах звездообразования находится пыль с температурой 30−40 К, которая нагревается молодыми О-В звездами [2]. УФ-наблюдения Н2 показали, что пыль и газ перемешаны достаточно однородно, не существует преимущественно пылевых или преимущественно газовых облаков.

Область НИэто более или менее сферическое образование, содержащее ионизованный водород и окружающее яркие звезды Оили В-класса. Ионизация вызывается потоком квантов ультрафиолетового излучения от очень горячих звезд. Роль областей НII в том, что они являются маяками, отмечающими положение областей звездообразования. Поскольку области НII на ранней стадии своей эволюции скрыты пылью и не видны в оптике, то основная информация поступает из наблюдений в континууме, рекомбинационных радиолиний и ИК-излучения [4]. Обзор галактического диска [5] в Шбба показал, что радиальное распределение ионизованного водорода более сходно с распределением СО (то есть с молекулярными облаками Н2). Области НИ образуются на периферии плотных молекулярных облаков. Самые яркие компактные области НII имеют возраст < 106 лет.

Компактным зонам ионизованного водорода предшествует образование ультракомпактной области НII вокруг каждой молодой звезды, погруженной в плотное газопылевое молекулярное облако. Размеры таких малых фотоионизованных туманностей в диаметре меньше 0.1 пк, а электронная плотность достаточно высока > 104 см-3. Морфология таких сверхкомпактных зон разнообразна [33]. Время жизни таких областей оценивается <104 лет.

Существует возможный сценарий эволюции таких зон. Звезда класса О выходит на главную последовательность. Пылевые частицы вблизи нее нагреваются и испаряются, так вокруг звезды образуется небольшая область НII. Распространение фронта ионизации определяется поглощением пылинками фотонов УФ-излучения. Нагрев пылинок приводит к повышению температуры и расширению вещества, из которого состоит облако, окружающее молодую звезду, так что поглощение УФ-фотонов газом начинает преобладать над УФ-поглощением пылинками. Фронт ионизации распространяется, в основном, в сторону областей с низкой плотностью. Плотные облака действуют как стенки, вдоль которых ионизованное вещество стекает к областям с малой плотностью [5, 6].

Помимо областей НII, компактных и ультакомпактных, имеется целая группа астрофизических объектов, которые указывают на происходящую или недавнюю звездообразовательную активность. Сюда относятся: скопления молодых ярких звезд ранних классов (ОВ-ассоциации), эмиссионные звезды Хербига, объекты Хербига-Аро, звезды типа Т Тельца, ИК-источники, глубоко погруженные в облака межзвездной пыли, молекулярные «горячие пятна», обнаруженные в темных облаках высокой плотности, компактные зоны С И, мазерные источники Н2О и ОН. Все перечисленные объекты так или иначе связаны с плотными молекулярными облаками и их возраст оценивается в 105−107 лет или меньше [1].

Предположений о различных вариантах формирования протозвезд из молекулярного облака существует много. Основные этапы возможного варианта эволюции можно представить в следующем виде. Гигантское молекулярное облако первоначально является устойчивым [1].

На первой стадии эволюции, когда преобладает аккреция, в результате какого-либо спускового механизма (фронт ионизации, столкновения облаков, вспышки сверхновых) [7] начинается процесс сжатия облака под действием сил гравитации. Возникающая гравитационная неустойчивость Джинса разбивает среду облака на фрагменты, сжатие которых протекает далее независимо [8]. Фрагменты, которые вследствие возрастания плотности вещества становятся уже непрозрачными с характерными массами 1М0, можно назвать протозвездами [8, 9]. Вообще, с учетом различных эффектов в ходе фрагментации и аккреции вещества возможно образование звезд с массами в диапазоне 0.1−100 М©- [10].

На второй стадии возникает сильный звездный ветер, который может подавлять аккрецию [И]. При этом размеры, температуры, и светимости оболочек массивных протозвезд становятся подобным сверхгигантам поздних классов. Излучение массивной протозвезды нагревает пыль в окружающем ее «плацентарном коконе», от которой, в свою очередь, нагревается газ. На данной стадии такие протозвезды могут наблюдаться как погруженные в газопылевые облака ИК-источники.

На третьей стадии, когда эффективная температура молодой звезды в возрасте ~ 104 лет достигает значений, характерных для звезд В-класса, возникают компактные зоны НИ и СИ [12]. По мере роста светимости происходит перестройка окружающей ее оболочки, которая зависит также от темпа аккреции. Звездный ветер и растущее давление излучения останавливают аккрецию вещества, и газопылевой «кокон» протозвезд-ной оболочки начинает распадаться на отдельные, газопылевые образования. Освещаемые молодой звездой, они наблюдаются как объекты Хербига-Аро.

Мазерные источники НгО возникают, вероятно, в плотных расширяющихся оболочках (r~ 1015 см) областей НII. Об этом говорит совпадение их пространственного положения с источниками радиоизлучения [1, 8]. Когда область НII расширяется до r~ 1017 см, то явление мазерного Н2Оизлучения спустя ~ 5×104 лет исчезает. Конденсации ОН мазеров расположены на больших расстояниях, и когда фронт ионизации достигнет этих мазеров, область НII станет оптически тонкой, и будет развиваться как протяженная область Н И. К возрасту ~ 106 лет большинство звезд, эволюционируя к главной последовательности, наблюдаются как члены ОВ-ассоциации [1, 7]. Вновь родившаяся ОВ-ассоциация [7] порождает ударный фронт, распространяющийся вглубь молекулярного облака, и дает толчок к дальнейшему звездообразованию [13]. Вероятно, что образование ОВ-групп представляет собой упорядоченный, систематический процесс, который начинается на одном конце массивного молекулярного облака и захватывает затем весь его объем в виде последовательных вспышек звездообразования.

Представленные в данной работе области формирования звезд исследовались по наблюдениям мазерного излучения водяного пара, одного из индикаторов ранней стадии жизни звезд.

Мазерное излучение Н2О.

Мазерным эффектом называют явление усиления микроволнового излучения за счет механизма индуцированного излучения (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation). Такое явление характерно только для неравновесной среды, где возникает сильное отклонение от термодинамического равновесия. Мазерное усиление предполагает наличие активной молекулярной среды, в которой в результате действия того или иного неравновесного механизма переходов между энергетическими уровнями молекул («накачки») возникает населенность какого-либо уровня, резко отличная от равновесной. Причем на верхнем энергетическом уровне состояния будет находиться больше молекул, чем при термодинамическом равновесии.

Это явление называется инверсией населенностей уровней данного перехода, и данный процесс — основное условие мазера. Инверсия возникает лишь при наличии минимум трех уровней. Обычно рассматривают трехуровневую схему мазерного явления (рис. 1) [14,19].

Для поддержания работы мазера необходимы ие только накачка, но и сток энергии, так как отсутствие или ослабление стока приведет к нарушению инверсии населенностей уровней.

В результате индуцированных переходов большого числа молекул сверху вниз при распространении в среде излучения с длиной волны, соответствующей данному переходу, будет излучаться больше энергии, чем поглощаться.

Накачка 1 I.

Сток.

Мазер

Накачка 1 —.

Мазер

Сток.

Рис 1: Трехуровневая схема мазерного явления для молекулы НгО.

В результате индуцированных переходов происходит когерентное усиление первоначального пучка излучения, в роли которого может выступать как поток от «фонового» радиоисточника, так и спонтанное излучение самих инвертированных молекул. Иначе говоря, при наличии инверсии населенностей вынужденное излучение превосходит поглощение, и сигнал, распространяющийся в облаке молекул, находящихся в таком состоянии, может с расстоянием не ослабевать, а, наоборот, экспоненциально усиливаться.

Мазерное усиление более эффективно, если инверсия населенностей, создаваемая источником накачки, достаточно велика для того, чтобы усиление излучения за счет индуцированных переходов преобладало над всеми другими процессами. Работа мазера является непрерывной, и он рассматривается как квантовый усилитель бегущей волны. Интенсивность выходящего излучения определяется уравнением переноса излучения: dlv/ds = —а'/ + ?",.

1) а' = а&bdquo-(1 — ?" ''/"") = а&bdquo-(1 — [gin2/д2щ}').

2).

Здесь /" - интенсивность излучения на частоте и, s — координата вдоль луча зрения, а' - эффективный коэффициент поглощения, аи — истинный коэффициент поглощения, ev — объемный коэффициент излучения среды (за счет спонтанного излучения), ?j, nd — то же за счет индуцированного (вынужденного) излучения, щ и П2 — населенности нижнего (1) и верхнего (2) сигнальных уровней, gi и #2- их статистические веса [14]. При нормальном распределении населенностей: щ/щ = g2/gi exp {-hu/ Щх) (3).

Здесь hu — энергия перехода в линии, Т — температура возбуждения сигнальной пары уровней. В условиях межзвездного облака hu < |/сТ®х|, и велика вероятность возникновения инверсии (мазерного эффекта) в результате какого-либо неравновесного процесса. В случае инверсии п2/^2 > щ/дь и тогда наступает условие «отрицательного поглощения», то есть формально Т®х < 0 [8, 14].

Высокая мощность выходящего излучения мазера возникает за счет переходов с верхнего уровня на нижний, стимулированных фотонами, которые рождаются в среде и имеют ту же частоту, фазу и направление распространения.

В данном контексте большую трудность представляет собой понимание механизмов накачки мазерного излучения. Рассматривались самые различные варианты такой процедуры, и все свелись к двум общепринятым подходящим моделям накачки мазеров: радиационная (излучением) и столкновительная форма накачки [16, 19−21].

Радиационный механизм состоит в том, что инверсия населенностей достигается путем переноса излучения (в основном инфракрасного). Столкновительный механизм — возбуждение столкновениями с частицами окружающего газа. Условия, необходимые для существования столкновений, предполагают наличие высоких плотностей и температуры. Поскольку мазерный эффект невозможен без накачки и стока, то для данных процессов выработана классификация, учитывающая взаимодействие вышеназванных механизмов достижения инверсии [19, 22].

Особый интерес вызывает режим работы мазера. Обычно выделяют два условия работы мазерного источника — ненасыщенный и насыщенный режим. Первый — это когда частота накачки (Pump) и/или столк-новительных переходов (Collision) сильно превосходит частоту взаимодействия молекул с усиливаемым излучением (Maser): Р+2С"М. А второй режим, наоборот, предполагает преобладание частоты взаимодействия молекул с усиливаемым излучением (Maser) над частотой накачки (Pump) и/или столкновительных переходов (Collision): М"Р+2С. Характерной особенностью ненасыщенного мазера является заметное сужение линии в течение всего процесса усиления. Особенностью насыщенного мазера является сохранение формы линии соответственно в течение всего процесса усиления.

Реальные космические мазеры работают, в основном, в ненасыщенном режиме или часто вблизи предела насыщения, и лишь в ярких линиях осуществляется, вероятно, режим насыщенного мазера [8, 14].

Плотность конденсаций, где генерируется мазерное излучение, варьируется в пределах от 104 см-3 до 1015 см-3. Средняя плотность мазерных конденсаций (~ 108−109 см-3) оказывается больше, чем плотность газа в плотных межзвездных облаках (103−104 см-3), но меньше, чем в атмосферах звезд (1015−1017 см" 3) [16].

Для мазерного излучения характерна переменность [23−28] и поляризация излучения [15, 16, 29−32]. Мазерное излучение обнаружено в линиях молекул ОН, Н2О, СН3ОН, SiO, Н2СО. Это наиболее распространенные молекулярные мазеры. Мазерные конденсации ассоциируются с областями звездообразования, с газопылевыми оболочками звезд поздних спектральных классов — красными гигантами и сверхгигантами, и с некоторыми активными галактиками (мегамазеры).

В данной работе исследуется мазерное излучение водяного пара (Н2О). Мазер-эффект молекулы Н2О наблюдается на длине волны Л = 1.35 см, что соответствует частоте v = 22 235.080 МГц.

Молекула Н2О является ассиметричным волчком, и наличие двух атомов водорода приводит к наличию модификаций вращательных уровней у этой молекулы (орто и парауровни). Вращательные уровни 6i6 — 623, при переходе между которыми возникает мазерное излучение, принадлежат орто-НгО (см. рис. 2) [16, 20, 32]. Уровни перехода расположены высоко над основным состоянием, энергия возбуждения «447 см-1, что соответствует температуре 644 К. Таким образом, мазер молекулы Н2О.

Рис 2: Часть вращательных уровней энергии молекулы НгО — асимметричного волчка. Микроволновой мазерный переход обязан своим проявлением случайной близости уровней 616 и 5гз [18]. феноменологическое явление, требующее глубокого изучения. Мазерной эмиссии водяного пара присуще большая мощность и плотность потока излучения, переменность во времени, поляризация (слабая частично-линейная), большое количество линий в спектре, триплетное или хаотичное распределение по лучевым скоростям, большое различие лучевых скоростей деталей в спектре. Наблюдаемые свойства мазерного излучения Н2О описаны в начале главы 2. ч.

Цель и содержание работы.

В работе представлены результаты обработки и анализ данных многолетнего мониторинга в линии водяного пара трех источников: NGC7538N, NGC7538S и W31(2), которые связаны с областями звездообразования.

Цель работы.

Целью данной работы явилось исследование и анализ мазерного излучения, поиск определенных закономерностей, на основании которых сформировать модельное представление о динамике излучения и о структуре областей, где локализуются мазерные источники.

Новизна и актуальность.

Сами спектры многолетнего мониторинга мазерных источников представляют собой большую ценность. В ходе работы над материалами наблюдений были получены новые результаты, позволяющие глубже понять природу и характер процессов в областях звездообразования и, частично, в мазерном излучении. Результаты по W31(2) обновлены, опираясь на спектральные данные последних 10−15 лет. По этому источнику выявлены новые интересные особенности, ранее не обнаруженные, уточнена модель. По источникам мазерного излучения NGC7538N и NGC 7538 S результаты обработки и выводы новые.

Положения, представляемые на защиту.

В NGC 7538 N было получено следующее:

1. Долгопериодическая переменность интегрального потока имеет период 13 лет и, по-видимому, связана с квазипериодической активностью звезды в сверхкомпактной области НII на ранней стадии ее эволюции.

2. Выявлена триплетная структура спектров. Обнаружена антикорреляция боковых участков триплетной структуры спектров и корреляция компонентов центральной и боковой групп. Это говорит о том, что имеется единый источник возбуждения мазерных пятен — центральная звезда в сверхкомпактной области НИ вблизи IRS1. Эмиссионные детали могут образовывать пространственно компактные группы. Наиболее предпочтительной моделью мазера водяного пара в NGC 7538, связанного с IRS1, может быть протопланетный диск, который является сильно неоднородным. Высокоскоростное биполярное истечение вещества из ядра сверхкомпактной области НII, имеющее направление север-юг, могло привести к возбуждению излучения на некоторых скоростях в центральной части спектра Н2О. Отсутствие антикорреляции потоков компонента на Vlsr = —46.5 км/с с центральным или другим боковым позволяет предположить, что пятно на этой лучевой скорости расположено в высокоскоростном истечении газа от центральной звезды.

3. Обнаружена структура типа вращающегося неоднородного вихря с периодом вращения около 1.6 года. Регулярный дрейф скорости вихря может быть следствием его орбитального движения в протопланетном диске.

4. Обнаружены структуры мазерных пятен типа цепочек, которые вероятнее всего ориентированы в радиальном (или близком к нему) направлении к протозвезде и имеют градиент лучевой скорости. Цепочка на —58 км/с насчитывает не менее 15 звеньев. Шаг цепочки оценивается как < 1.5 а.е. Цепочки могут располагаться в околозвездном диске шириной ~ 1015 см.

В NGC 7538 S было получено следующее:

1. Обнаружена и исследована отдельная вспышка мазерного излучения Н2О. Обнаружены два цикла активности мазера NGC7538S продолжительностью ~ 4 и ~ 3 года. Предполагается, что они связаны с циклической активностью центрального источника — массивной протозвезды О-класса.

2. Обнаружены периодические вариации потоков нескольких компонентов Н2О с различными периодами, от 0.9 до 2 лет. Многочисленные скачки Vlsr (0.1—0.3 км/с) и быстрые вариации потоков основных компонентов естественно объясняются наличием неоднородностей в среде. Такие неоднородности могут располагаться вдоль радиальных направлений, образуя при этом организованные структуры в виде волокон или цепочек. Средняя протяженность такой структуры оценивается в 6−8 а.е.

3. Эмиссионные детали в спектрах Н2О разделяются на четыре спектральные группы. Более или менее коррелированные вариации потоков могут быть аргументом в пользу того, что все эти группы расположены компактно в NGC7538S. Сравнение с картой пятен [82] привело к заключению, что данное излучение может исходить из области, отождествляемой со скоплением мазерных пятен, которое находится в центре вытянутой структуры. Вероятнее всего это скопление связано с массивным вращающимся диском.

4. Наиболее вероятной моделью может быть модель центральной про-тозвезды с околозвездным фрагментированным диском и с сильным биполярным потоком. Мазерные пятна могут быть расположены в компактных группах в диске и иметь структуру неоднородных волокон или цепочек.

В W31(2) было получено следующее:

1. Не обнаружен долгопериодический компонент переменности интегрального потока. Наличие скопления звезд, вероятно, привело к размыванию долгопериодической переменности, которую может иметь каждая из звезд в отдельности. Вспышечный циклический характер со средним периодом около 1.9 года естественнее всего объясняется суперпозицией активности всех звезд скопления, в котором может находиться 5−6 звезд.

2. Обнаружены две мощные вспышки с интервалом между максимумами 12 лет (1985;1986 и 1998;1999 гг.). По энергетике мазер Н20 в G10.6−0.4 мало уступает мазеру в Орионе KL. Во время первой и второй супервспышек поток излучения достигал б.7×106 Ян и 4.6хЮ6 Ян, соответственно.

3. Выявлены упорядоченные структуры разного масштаба. Мазерные пятна сосредоточены в двух крупномасштабных скоплениях. Внутри них пятна распределены организованными группами среднего масштаба. Сами мазерные пятна могут иметь упорядоченные структуры типа волокон.

4. Обнаружены явления, которые объясняются существованием крупномасштабных турбулентных (вихревых) движений группы мазерных пятен, либо внутри самой группы пятен. Таким образом, малый размер UC НII области и сравнительно большое время ее жизни могут быть объяснены не только тепловым движением окружающего газа, но и наличием добавочного давления, которое может возникать, например, вследствие крупномасштабных турбулентных движений газа на границе области.

5. Изменения центроида скоростей Vc с периодом 31−33 года естественнее всего связать с процессом аккреции вещества на скопление ОВ-звезд. Представлена модель, в которой такие изменения Vc связаны с вращением уплощенного неоднородного сгустка вещества (диска), внутри которого находится скопление звезд. Вращение такой структуры может привести к модуляции излучения звезд, а само её существование позволяет сделать предположение, что звезды скопления могут иметь вращение относительно общего центра масс. При таком вращении возможны небольшие пространственные (в плоскости вращения) перемещения анизотропии УФ-излучения звезд, которые могут привести к последовательному увеличению излучения скоплений мазерных пятен.

Структура диссертации.

Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. В главе 1 изложено описание аппаратуры и методика наблюдения. В главе 2 приведена методика обработки данных. В главах 3 и 4 представлены результаты обработки данных наблюдений областей звездообразования NGC7538 (N и S) и W31(2) соответственно, их анализ и интерпретация.

Заключение

завершает работу основными выводами. 49 рисунков и одна таблица включены по ходу изложения текста диссертации.

Список литературы

содержит 153 ссылки. Объем диссертации — 141 страница.

Заключение

.

Были исследованы источники мазерного излучения Н2О, связанные с тремя областями звездообразования: NGC7538N, NGC7538S, W31(2). Исследования были проведены с использованием материала, полученного в ходе длительного мониторинга (более 20 лет) источников мазерного излучения Н2О. Выбор источников мазера Н2О, связанных с областями звездообразования — NGC 7538 и W31(2), не случаен. По структуре — это разные объекты. Если в NGC 7538 мазерные конденсации располагаются вблизи ультракомпактных областей НII, в которых эволюционируют отдельные протозвезды, то мазерное излучение в W31(2) связано со скоплением молодых формирующихся звезд.

Анализируя результаты, полученные в главах 3 и 4, можно сейчас провести некоторое сравнение на предмет сходства и различия мазерных источников. У трех исследуемых объектов имеются следующие сходства:

— имеется долгопериодический компонент интегрального потока мазерного излучения. Правда, у W31(2) данная переменность явно не обнаружена, т.к. в центре области находится скопление О-В звезд. Но каждая из звезд данного скопления может иметь периодические вариации светимости. Например, обнаруженный 12−13 летний интервал между двумя мощными вспышками может говорить о существовании циклической активности ближайшей звезды скопления.

— Мазерные пятна в трех областях звездообразования локализованы компактными группами и могут иметь организованные структуры типа волокон, цепочек.

— Во всех трех областях группы мазерных пятен сосредоточены в пространстве вращающихся дисков. Причем в W31(2) скопление звезд, окружающая их область НII и мазеры находятся в диске.

— В NGC 7538 N и W31(2) могут существовать крупномасштабные турбулентные движения газа, которые могут оказывать существенное влияние на эволюционные процессы. В NGC 7538 S косвенного подтверждения наличия турбулентности не удалось обнаружить в виду того, что исследования сильной вспышки были проведены в узком интервале лучевых скоростей.

Разница между объектами следующая:

— Мазерные источники Н20 NGC7538N и NGC7538S связаны с одиночными молодыми звездами О-В класса. A W31(2) уникален наличием в центре UC НIIобласти скопления молодых О-В звезд.

— Разные периоды переменности интегрального потока мазерного излучения. В W31(2) отсутствует долгопериодическая составляющая. Наличие скопления молодых О-В звезд размывает циклическую переменность, которую может иметь каждая из звезд этого скопления.

— Разный характер поведения центроида скоростей говорит о наличии разной геометрии и структуры областей локализации мазерных пятен. Если в NGC7538N может быть сильно неоднородный диск, то в NGC 7538 S и W31(2) мазеры связаны с массивными вращающимися дисками.

— Триплетная структура спектров и анализ излучения отдельных деталей дали предположение о наличии в NGC 7538 N кеплеровского диска с биполярным потоком. В двух других источниках особенностей, связанных с кеплеровским диском, не было обнаружено.

— В W31(2) наблюдались две мощные вспышки с интервалом между максимумами 12 лет (1985;1986 и 1998;1999 гг.). Обе супервспышки водяного мазера в W31(2) произошли в период высокой мазерной активности. С учетом разницы в расстояниях видно, что мазер Н20 в W31(2) по энергетике мало уступает мазеру в Орионе KL. В двух других мазерных источниках такие мощные вспышки не были зарегистрированы.

Обобщая вышеизложенное сравнение, можно отметить определенные моменты.

Центры активности имеют переменность светимости разного временного масштаба, что может говорить о крайней нестабильности, сопровождающей протозвезду в процессе своего формирования. Все области UC НII погружены в плотные молекулярные облака, ядра которых вращаются, формируя дисковые структуры. Кеплеровский диск — более поздняя стадия.

Мазерные пятна локализованы компактными группами и могут иметь организованные структуры типа волокон или цепочек. Это позволяет задуматься о причинах формирования таких пространственных структур. Одной из причин может быть наличие турбулентных движений газа. Различия между тремя мазерными источниками отражают индивидуальность каждой области звездообразования и, возможно, этапов её эволюции.

Результаты, полученные в ходе длительного мониторинга мазеров водяного пара, подчеркивают неоценимую значимость такого метода исследований. Подробная обработка данных подобных наблюдений в направлении одних из загадочных областей Вселенной — областей возможного формирования звезд дает гораздо больше информации о процессах в этих областях. Выбор микроволнового диапазона обусловлен тем, что практически во всех случаях, связанных с звездообразованием, источники мазерного излучения являются единственным чувствительным «рупором», косвенно реагирующим на изменения в процессах эволюции протозвезды. На ранней стадии формирования протозвезда не видна в оптическом диапазоне в причину того, что она закрыта от внешнего взора плотными газопылевыми облаками.

Таким образом, долговременные исследования мазерного излучения областей звездообразования дают возможность раскрыть некоторые элементы жизни в околопротозвездном пространстве и самого звездного «эмбриона» .

Обобщая вышепредставленные результаты, можно твердо говорить о целесообразности продолжения дальнейших исследований областей звездообразования посредством длительного мониторинга мазерных источников водяного пара.

Одна из возможных тем дальнейших исследований — сбор и. обобщение всех имеющихся результатов наблюдений и исследований областей звездообразования на основе многолетнего мониторинга мазерного излучения водяного пара, глубокое сравнение, сопоставление полученных результатов, подробный анализ и обобщение сходства и различий однотипных мазерных источников.

Целью такого обобщения может стать возможность классификации и сортировки по параметрам, принадлежности данных объектов этапам эволюции, определение приоритетов при дальнейших наблюдениях методом длительного мониторинга.

Благодарности.

Автор выражает глубокую искреннюю благодарность научному руководителю, д.ф.-м.н. Лехту Евгению Евгеньевичу. Под его руководством была пройдена школа научного подхода к наблюдательным данным. Чуткость и внимание Евгения Евгеньевича определяло основу всего процесса выполнения диссертационной работы. Отдельное спасибо Евгению Евгеньевичу Лехту за предоставленный наблюдательный материал, полученный в ходе многолетнего мониторинга на Пущинской Радиоастрономической станции АКЦ ФИАН.

Автор выражает благодарность Толмачеву A.M. за организацию и поддержание наблюдений, получение данных по мазерным источникам Н20 NGC7538 и W31(2).

Автор выражает благодарность сотрудникам Пущинской радиоастрономической обсерватории за большую помощь в проведении наблюдений.