Мазерные конденсации на краю зон HII

Актуальность работы.

Звезды образуются в плотных молекулярных облаках. Молодые объекты, находящиеся на дозвездной стадии эволюции, обычно настолько глубоко погружены в плотную газопылевую среду, что об их наличии в области звездообразования можно судить лишь по косвенным признакам. Прото-звезды влияют на состояние окружающего их родительского молекулярного облака. Облако нагревается, ионизуется, расширяется, распадается на отдельные фрагменты. Естественно, что молекулярное облако неоднородно по плотности, и эволюция плотных и разреженных фрагментов происходит по-разному. Спектр масс протозвезд также весьма разнообразен: от маломассивных типа Т Таи (О.1-ЗМ0) до гигантов в несколько десятков солнечных масс. От массы протозвезды в наибольшей степени зависит эволюция окружающей среды. Спектр масс протозвезд, спектр плотности неоднородностей молекулярных облаков и время динамического взаимодействия между облаком и протозвездой определяют видимую морфологию области звездообразования. Обычно во всех областях звездообразования видны такие побочные продукты эволюции, как темные глобулы, объекты Хербига-Харо, в инфракрасном диапазоне — холодные пылевые сгустки (дальний инфракрасный диапазон), горячие пылевые коконы (ближний инфракрасный диапазон), в непрерывном спектре радиодиапазона — ультракомпактные PIII зоны, а в радиолиниях — мощные разлеты молекулярного вещества в виде биполярных потоков и плотные молекулярные ядра, в которых формируется сильное неравновесное (мазерное) излучение на различных молекулах — ОН, Н20, СН3ОН, а также тепловое излучение в линиях более сложных молекул. Этим объектам и уделяется наибольшее внимание при изучеипи эволюции областей звездообразования. Правдоподобность сценария развития области звездообразования сильно зависит от того, насколько однородными и полными будут данные о физическом состоянии вещества в перечисленных выше пекулярных объектах, а также от того, насколько точно можно оцепить их локализацию в облаке, т. е. степень их взаимной связи и связи с протозвездой.

Радиоспектроскопические исследования областей звездообразования, содержащих плотные газопылевые сгустки, в которых выживают различные молекулярные соединения, являются очень перспективными для получения сведений о физическом состоянии дозвездного вещества. Радиолинии, излучаемые такими сгустками, относятся к разным возрастным, динамическим, тепловым п эволюционным фазам межзвездной материи, поэтому параметры, получаемые из наблюдений различных молекул, дают возможность для восстановления картины физических условий в областях формирования звезд. Некоторые молекулы в дозвездных конденсациях воспринимают воздействие интенсивного излучения от соседних — уже сформировавшихся — молодых звезд или динамическое сжатие со стороны истекающего от звезды потока вещества как фактор, перестраивающий распределение населеппостей уровней. Результатом таких воздействий является неравновесное (мазерпое) излучение этих молекул, которое всегда ассоциируется с протозвездпыми объектами. Мазерное излучение в областях звездообразования наблюдается и на сложной органической молекуле CHjOH (метанол).

Метапольные мазеры делятся на два класса [1], [2], — главным образом, по типу накачки переходов молекулы: столкновительный для метанольных мазеров I класса Лис [3] и радиативно-столкновительный для метанольных мазеров II класса (см., например, [4] и ссылки в этой работе). Данных по метанольным мазерам II класса гораздо больше, чем по метанольным мазерам I класса. Во-первых, их больше по количеству — метанольных мазеров I класса известно около 160 штук [5], в то время как метанольных мазеров II класса — более 500 [6]. Во вторых, они ярче (поток самого яркого метапольного мазера I класса М8Е в пике линии на частоте 44 ГГц составляет около 500 Ян — [7], в то время как самый яркий метанольный мазер II класса G9.62+0.20 имеет в пике линии 5000 Ян [8]. Эти оценки достаточно объективны: метанольные мазеры II класса формируются примерно в тех же областях звездообразования, что и метанольные мазеры I класса [5], т. е. их яркость не является следствием их более близкого расположения к земному наблюдателю. В-третьих, спектры метанольных мазеров II класса более богаты: они занимают больший интервал скоростей и имеют больше спектральных деталей. В четвертых, исследовать пространственную структуру метанольных мазеров II класса проще, поскольку их самые яркие линии излучаются на достаточно низкой частоте 6.7 ГГц (самая яркая линия метанольных мазеров I класса формируется на частоте 44 ГГц). Приемниками на частоту 6.7 ГГц оборудован интерферометр в Наррабрай (Австралия) (см., например, [9]) и все телескопы, объединенные в Европейскую сеть EVN (см., например, [10]), в настоящее время их устанавливают также и на VLA (США). На 44 ГГц работает только одна решетка VLA, которой недоступны многие источники южного полушария [11], [12].

Считается, что метанольные мазеры II класса формируются на краю НП-зон па таких предельных расстояниях, на которых позволительно выживать столь сложной молекуле. Хотя это утверждение в настоящее время не вызывает сомнений, многочисленные наблюдательные данные позволяют существенно уточнить эту модель.

В молекуле метанола имеется множество разрешенных переходов, и, естественно, изучение метанольных мазеров проводится на многих частотах, соответствующих этим переходам. Многочастотные исследования очень выгодны с точки зрения получения однородной информации о тех фрагментах молекулярных облаков, в которых формируются мазеры.

Наличие таких данных одновременно и упрощает, и усложняет процесс пх изучения. Другими словами, хотя по метанольным мазерам II класса pi накоплен большой наблюдательный материал, он недостаточно однороден и потому не является очень простым в анализе и интерпретации. Изложенными выше факторами определяются те проблемы, которые решаются в диссертации.

Цель диссертационной работы.

Основная цель диссертационной работы — систематизация и анализ многочисленных многочастотных данных наблюдений метанольных мазеров II класса для уточнения характеристик модели этих мазеров, механизма накачки и условий их возникновения с привлечением, по возможности, данных по мазерам ОН, которые формируются в тех же газо-пылевых конденсациях.

Структура И объем диссертации

Работа состоит из введения, двух глав, заключения, списка литературы, таблиц и рисунков. Объем работы составляет 185 страниц, в том числе 53 рисунка и 11 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 123 наименований.

Основные результаты, которые выносятся на защиту.

1. Установлено соотношение между плотностями потоков в самых сильных метанольных линиях 5i — 6оЛ+ (6.7 ГГц) и.

20 — 3-хЕ (12.2 ГГц): logS6.7=(0.79±0.05) х logSi2.2+(0.79± 0.05).

2. Предложено определение двух подклассов метанольных мазеров II класса, а именно, подкласс Па, который имеет специальные условия, благоприятствующие излучению мазеров на частоте 6.7 ГГц, и подкласс ИЬ без предпочтительных условий накачки для какой-либо частоты.

3. Высказано предположение о «квазитриплетной» структуре метанольных спектров. Основой такой гипотезы стал вывод о совпадении скоростей тепловой линии CS, тепловых метанольных линий на частотах 107 ГГц и 156.6 ГГц и линий метанольных мазеров I класса на частоте 44 ГГц. Показано, что мазерные линии II класса на частотах 6.7 ГГц и 12 ГГц расположены по обе стороны от тепловых деталей и наблюдаются в виде двух скоплений, которые можно интерпретировать как два края кепплеров-ского диска.

4. В рамках гипотезы о кеплеровском характере скоростей метанольных мазерных линий II класса и скорости тепловых линий как скорости центрального тела в кеплеровском диске определены размеры дисков и массы 13 протозвезд.

5. В результате обработки данных РСДБ-наблюдений компактного мазера ОН в W75N на системе VLB, А показано, что мазеры расположены в тонком диске, вращающемся вокруг О-звезды по кеплеровской орбите и связаны с ультракомпактной зоной VLA1. Лучевая скорость мазерных пятен варьируется по диску в пределах от 3.7 км с-1 до 10.9 км с-1. Диаметр диска — 4000 а.е. Отдельные группа мазерных пятен связана с ультракомпактной HII-зоной VLA2.

6. В результаты обработки данных наблюдений 8 мазеров ОН (G345+1.79, 17 463−3128, М8Е, G9.62+0.20, L379IRS3, G23.01−0.41, G34.26-f-0.15 и W48), которые проводились с использованием компактной интерферометрической решетки АТСА, расположенной в Наррабрай, Австралия на частотах двух главных линий ОН 1665 МГц и 1667 МГц, получены спектры источников, и — по результатам картографирования — абсолютные координаты мазерных компонентов. Проведено сравнение спектральной и пространственной структуры мазеров ОН и метанольных мазеров. Мазеры 174 633 128, L379IRS3, а также W48 на частоте 1667 МГц картографированы впервые.

7. Проанализированы помехи, полученные на космическом телескопе HALCA, в L-диапазоне. Отождествлен источник помех, которым оказалась коммуникационная служба INMARSAT. Получена частотно-временная зависимость уровня помех от положения космического радиотелескопа на орбите.

8. С целью оценки уровня внеполосного излучения выполнено численное моделирование спектральных свойств радиочастотного сигнала радионавигационной службы ГЛОНАСС. Показано, что при соблюдении разработчиками системы ГЛОНАСС соответствующих технических требований внеполосные излучения этой службы не будут заметным образом ограничивать возможности радиоастрономических наблюдений в непрерывном спектре.

Благодарности.

Автор выражает огромную благодарность научному руководителю диссертации И. Б. Вальтц за неоценимую помощь в подготовке материалов, вошедших в работу, за дискуссии и приобретенный бесценный научный опыт за время совместной работы, за ее колоссальное терпение при работе с автором, за человеческое понимание и сочувствие.

Автор благодарна В. И. Слышу за многочисленные полезные дискуссии, предложения и замечания, а также благодарит М. В. Попова за помощь и поддержку при работе над разделом, связанным с радиопомехами.

Автор благодарна всем соавторам в совместных работах за плож-дотворное сотрудничество, при этом особенно хотелось бы выделить.

A.В. Алакоза за советы и поддержку и неоценимый вклад в совместные работы.

Спасибо всем моим родственникам, в особенности, сыну за понимание во время работы над диссертацией, а также благодарность коллегам за хорошее отношение во время написания работы.

Благодарю Дж. Л. Касвелла за полезную дискуссию, а также сотрудника CSIRO Тассо Тсиоумиса за полезную информацию.

Автор выражает благодарность IUCAF (Международная комиссия по распределению частот) за финансовую поддержку, а также благодарна М.

B. Попову и Ю. А. Корнееву для полезную дискуссию.

Работа выполнена при частичной финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (гранты No N01−02−16 902, N 0702−248), гранта INTAS N 97−11 451, гранта CRDF (N RP1−2392-MO-02), гранта «Ведущая научная школа» (грант N НШ-1653.2003.2), программы фундаментальных исследований ОФН РАН «Протяженные объекты во Вселенной» и федеральной программы «Астрономия» в рамках подготовки программы наблюдений мазеров в областях звездообразования на Калязинском радиотелескопе.

Наблюдения на 18 см выполнены на компактной интерферометриче-ская решетке АТСА, расположенной в Наррабрай, Австралия в рамках подготовки программы наблюдений для космического интерферометра «Радиоастрон» .

Заключение

.