УДК 524.527-77
ИССЛЕДОВАНИЕ ЭВОЛЮЦИИ МАЗЕРНЫХ ПЯТЕН ^O В ОБЛАСТЯХ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ
© 2009 г. Е. Е. Лехт1, Н. А. Силантьев2, Г.А.Алексеева2
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия 2Учреждение Российской академии наук Главная астрономическая обсерватория Российской академии
наук, Пулково, Санкт-Петербург, Россия Поступила в редакцию 25.03.2009 г.; принята в печать 07.04.2009 г.
Проведен анализ сильных вспышек мазерного излучения Н20 в источниках, связанных с областями активного звездообразования. Приведены основные характеристики 13 вспышек в 9 источниках, отобранных по специальным критериям. Дано объяснение наблюдаемым явлениям во вспышках двойных эмиссионных деталей. Явление сближения в спектре двух эмиссионных деталей при росте потока и разбегания при его спаде объясняется в рамках модели двух физически связанных сгустков вещества при частичном их наложении по лучу зрения. Расчеты показали, что в такой модели экспоненциальное усиление (ненасыщенный мазер) в перекрывающихся частях сгустков вещества может обеспечить наблюдаемое явление сужения линии при росте потока. Показано, что в большинстве случаев мазерные пятна являются неоднородными. В процессе эволюции некоторых вспышек может произойти распад мазерных конденсаций на отдельные фрагменты. Менее катастрофический путь эволюции, по-видимому, является начальной стадией образования структур типа цепочек, которые являются достаточно распространенными структурами в оболочках вокруг сверхкомпактных областей Н11.
РАС Б: 97.10.Fy, 98.35.Ac
1. ВВЕДЕНИЕ
Спектр мазерного излучения Н20, как правило, имеет сложную структуру и сильно меняется во времени. Каждая эмиссионная деталь спектра отождествляется с соответствующей компактной областью источника, которую принято называть "мазерным пятном". Исследованию таких одиночных деталей было посвящено немало работ. Изучалась не только переменность амплитуды, скорости и ширины линии, но и форма самой линии (см., например, [1—5]). Чаще всего одиночная линия хорошо аппроксимируется гауссианой.
Обычно одиночные детали исследуются в периоды вспышечной, т.е. очень высокой активности мазерного источника, что позволяет существенно понизить эффект блендирования со стороны других, спектрально близких деталей. При этом возрастает точность измерения параметров линии, поскольку улучшается отношение сигнал/шум.
Переменность мазерного излучения также может быть связана с наличием в источниках как регулярных, так и турбулентных движений вещества с различными масштабами и временами существования. Например, мониторинг вспышек, проводимый
на одиночной антенне с высоким спектральным и временным разрешением, позволил выявить структуры типа волокон или многозвенных цепочек. Во время вспышек происходит последовательное возбуждение элементов цепочек и при наличии градиента лучевой скорости мы наблюдаем скачкообразные смещения данной эмиссионной детали в спектре (см., например, [6]). Протяженность цепочек оценивается от ^0.5 а.е до нескольких а.е. Аналогичные структуры, получившие название "микроструктуры", были обнаружены при наблюдениях с высоким пространственным разрешением [7, 8]. Более крупномасштабные цепочки I > 10 — 15 а.е. называют организованными структурами [9, 10]. Однако размер отдельного мазерного пятна (например, элемента цепочки) не определен: видимо, протяженность пятна менее 0.1 а.е.
2. ОБОСНОВАНИЕ РАБОТЫ
Итак, ранее мы проводили исследования одиночных линий в те периоды их эволюции, когда форма линии сохранялась: симметричные линии, асимметричные, линии негауссовой формы. Мы обратили внимание на то, что нередко в заключитель-
ной стадии эволюции одиночные линии раздваивались, а иногда как-бы рассыпались на несколько компонентов. Причем это были не единичные случаи. Впервые явление распада наблюдалось нами в источнике Cep A во время очень сильной вспышки в 1980 г. Оно было объяснено распадом мазерной конденсации на отдельные фрагменты при взаимодействии конденсации с плотным веществом среды [11].
Для объяснения возникновения асимметричных линий и линий, форма которых отличается от гауссовой, были предложены различные механизмы. Например, асимметрия линии может возникать при прохождении мазерного излучения через движущийся относительно мазерной конденсации слой вещества с неинверсной заселенностью молекул H2O. При этом слой уплотнен движущейся конденсацией [3]. Асимметрия линии также может быть вызвана асимметрией самого коэффициента экстинкции, являющегося следствием сверхтонкой структуры линии H2O на Л = 1.35 см [12, 13].
На форму линии могут влиять температурные флуктуации среды в мазерной конденсации, вследствие чего линия остается симметричной, но оба ее крыла становятся более пологими, чем крылья в гауссиане [14]. Отклонения линии от гауссовой формы могут возникать в насыщенном режиме мазера [15, 16].
Перечисленные механизмы были рассмотрены для более или менее статических процессов. Представляет большой интерес исследование эволюции отдельных мазерных пятен, особенно в периоды сильных вспышек, когда существенно повышается информативность о параметрах мазерных пятен.
3. ПРЕДСТАВЛЕНИЕ ДАННЫХ НАБЛЮДЕНИЙ
В настоящей работе мы провели анализ большого числа вспышек в источниках мазерного излучения H2O, связанных с областями активного звездообразования. Основные данные были взяты из опубликованных ранее работ. Напомним, что мониторинг проводится на 22-м радиотелескопе Пущинской радиоастрономической обсерватории с конца 1979 г. со спектральным разрешением 0.101, а затем 0.082 км/с.
Основными критериями отбора данных для настоящей работы были сильные вспышки одиночных или спектрально-близких двойных эмиссионных деталей с сохранением такой структуры в течение основного периода эволюции излучения. Другим критерием было отсутствие заметного блендирования другими компонентами. И, наконец, мы отбирали только те вспышки, ширина излучения которых в начальной стадии не превышала
тепловую (не мазерную) ширину линии по уровню 1/е в предположении, что температура вещества в пятне около 800 K. Это составляет ^3.5 км/с. Выбранные критерии, а также то обстоятельство, что в случае вспышек двойных деталей мы выбирали те, в которых задержка между максимумами излучения компонентов отсутствовала, или была минимальной (коррелированная переменность), позволяют сделать предположение о компактном расположении компонентов, или о сложной структуре мазерного пятна.
В табл. 1 представлены данные проведенного анализа сильных вспышек мазерного излучения H2O с описанными выше свойствами. В таблице приведены названия источников, эпохи наблюдений вспышек, их продолжительность, лучевые скорости центра линии, интервал излучения в км/с (по уровню, близкому к нулевому) в начальной стадии вспышки и в заключительной (с учетом раздвоения или распада на несколько компонентов), плотности потоков в максимумах и число компонентов в начале вспышки и в конце. Для удобства указан тип вспышки (см. ниже). В последней колонке даны ссылки на работы, откуда были взяты соответствующие данные для проведения более глубокого анализа. Ссылкой [*] обозначены данные настоящей работы.
Представленные в табл. 1 вспышки можно разделить на несколько типов согласно характеристикам их эволюции:
1. Широкая одиночная эмиссионная деталь с уплощенной вершиной (NGC 2071: 12.3 км/с).
2. Одиночная деталь с последующим раздвоением (NGC 2071: 6.6 км/с; G43.8-0.1: 37.6 км/с).
3. Двойная деталь на протяжении всей вспышки (S252 A: 9.7 км/с; W31 (2): -1.3 км/с; Sgr B2: 59 км/с; G43.8-0.1: 38.2 км/с; S140: -9.6 км/с).
4. Одиночная/двойная с распадом на несколько компонентов (NGC 2071: 6.3 км/с; S255: 2.2 км/с; W75 N: 11.9 км/с; Cep A: -9 и 15 км/с).
Рассмотрим каждый тип вспышек в отдельности.
3.1. Одиночная деталь с переменным профилем (тип 1)
Наиболее ярко эти свойства проявились во время вспышки в NGC 2071 в 1986 г. В этой области находятся два основных центра мазерной активности [25]. Один из них связан с биполярным потоком (джетом) [26] в окрестности ИК-источника IRS 1, причем скорость разлета газа достигает 60 км/с [27]. Второй центр активности связан с
Таблица 1. Основные характеристики вспышечных эмиссионных деталей водяных мазеров
Источник Эпоха активности, годы Продолжит, жизни, мес Лучевая скорость, км/с Ширина спектра, км/с Плотность потока мак в симуме, Ян Число компонентов начало/конец Тип вспышки Ссылки
NGC 2071 1981-1982 19 6.3 4/7.6 6600 2/несколько 1 M
1986 4 12.3 1.8 9700 1 4 [17]
1983-1984 18 6.6 2.4 4450 2 2 M
S252 А 1985 10 9.7 2.2 1750 2/3 3 [18]
S255 1998-2000 18 2.2 2.5/4.5 665 1/5 4 [19]
Sgr В2 2004 9 59 5 3850 2 3 [20]
W31 (2) 1986 -1.3 2.7 5750 2 3 [21]
G43.8-0.1 1988-1990 20 37.6 1.3/2 5870 1/2 2 [22]
1997-1998 14 38.2 1.7/2.4 3750 2 3 [1]
W75N 1984 8 11.9 1.7/4.4 1950 1/7 4 [23]
S140 1998-1999 7 -9.6 3.2 250 2/4 3 [24]
Сер А 1980 -12 -9 5/8 1400 2/6 4 [П]
1980 >1 года 15 3.5/5 880 1/3 4 [П]
Примечание. В последней колонке: [*] — настоящая работа.
Таблица 2. Основные характеристики вспышки 1986 г. в NGC 2071
Дата (1986 г.) F, Ян VLsr, км/с ÖVo.5, км/с Форма линии
18 сентября 970 12.26 0.68 гауссова, симметричная
2 ноября 5260 12.24 0.70 гауссова, асимметричная
14 ноября 6750 12.26 0.72 гауссова, асимметричная
29 ноября 9780 12.28 0.68 колокообразная, симметричная
24 декабря 2560 12.38 0.55 гауссова, симметричная
компактным диском (вращающимся протопланет-ным диском) в окрестности другого ИК-источника IRS 3.
В течение вспышки (рис. 1 и табл. 2), которая продолжалась приблизительно 4 мес, лучевая скорость и ширина линии менялись в пределах ±0.02 км/с относительно их средних значений 12.26 и 0.70 км/с, соответственно. Скорее всего эти вариации находятся в пределах ошибок измерений. Только в завершающей стадии скорость увеличилась на 0.12 км/с, а ширина линии уменьшилась с 0.70 до 0.55 км/с. Аппроксимация данной линии гауссианой позволила выявить эволюцию формы линии — с увеличением потока профиль линии приобретал небольшую асимметрию, а в максимуме
вспышки линия бы
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.