мазеры н2о и oh, связанные с холодными
ик-источниками
© 2015 г. П. Колом1, Е. Е. Лехт2*, М. И. Пащенко2, Г. М. Рудницкий2, А. М. Толмачев3
1 Observatoire de Paris, Section de Meudon, LESIA, France 2Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Россия
3Пущинская радиоастрономическая обсерватория, Астрокосмический центр Физического института им. П.Н. Лебедева РАН, Пущино, Россия
Поступила в редакцию 06.02.2015 г.
Представлены результаты мониторинга четырех мазерных источников, связанных с холодными ИК-источниками. Наблюдения выполнены в линии водяного пара на 1.35 см на 22-м радиотелескопе в ПРАО и в линиях гидроксила на 18 см на Большом радиотелескопе в Нансэ. Обнаружена циклическая переменность мазерного излучения H2O во всех четырех источниках. Продолжительность циклов различная и находится в пределах 1.8—5.5 гг., а в каждом источнике циклы различались от 1.5 до 2.25 раза. Достаточно периодический характер переменности наблюдался в IRAS 20126+4104 с характерным временем от 3.6 до 5.3 г. Обсуждаются модели мазерных источников. В IRAS 20126+ +4104 обнаружена сильная переменность мазерного излучения в главных линиях OH 1665 и 1667 МГц. По величине зеемановского расщепления линии OH вычислено значение магнитного поля для двух мазерных деталей: в IRAS 18265-1517 (1.3 мГс в эпоху 2008 г. ) и в IRAS 20126+4104 (10 мГс в эпоху 2014 г.). Обнаружена переменность магнитного поля во второй детали. В этих же источниках обнаружено мазерное излучение в линии OH 1667 МГц. Наличие излучения в обеих главных линиях OH 1665 и 1667 МГц не противоречит существующим модельным расчетам и позволит уточнить плотность газа в областях генерации мазерного излучения.
Ключевые слова : звездообразование, молекулярные потоки и диски, мазеры.
DOI: 10.7868/S0320010815080045
ВВЕДЕНИЕ
На ранней стадии своего формирования звезды погружены в плотные и холодные газо-пылевые облака, в которых из-за очень большого поглощения протозвезда не видна в оптическом диапазоне. Ее излучение поглощается в протозвездном облаке и переизлучается в далеком ИК-диапазоне. На раннем этапе своей эволюции звезды проходят стадию очень энергичного выброса массы вещества, сопровождающегося образованием мощных высокоскоростных биполярных потоков холодного молекулярного газа. Согласно Эллингситену и др. (2007) на этой стадии развития в окрестностях звезды в окружающем ее облаке появляются мазеры CH3OH, H2O, а затем OH, связанные с компактными источниками далекого ИК-излучения.
Биполярные высокоскоростные потоки исходят из центральных источников, которые ассоциируются с холодными объектами IRAS, расположен-
Электронный адрес: lekht@sai.msu.ru
ными в плотных дисках. Объекты IRAS этого типа являются интенсивными источниками излучения в субмиллиметровом диапазоне волн и не излучают в оптическом диапазоне (Вилкинг и др., 1989).
В настоящей работе изложены результаты многолетнего мониторинга мазеров H2O в объектах IRAS 18265-1517 и IRAS 18277-1516, расположенных в молекулярном облаке L 379, в IRAS 20126+4104, расположенном в молекулярном облаке в сложном комплексе Cygnus-X, и IRAS 06308+0402, который также находится в молекулярном облаке и связан с биполярным потоком. Эти объекты интенсивно излучают на 60 и 100 мкм.
L 379 является изолированным темным молекулярным облаком, не наблюдаемым в видимом диапазоне волн. В этом облаке было обнаружено 17 объектов IRAS, которые расположены в пределах ±21' по прямому восхождению и ±10' по склонению относительно точки с координатами «1950 = 18h27m30s, ¿i960 = -15° 19'00'' (Хилтон и
др., 1986). Только три из них на 100 мкм имеют потоки >300 Ян. В направлении двух источников — 1RS 3 и 1RS 2 — было обнаружено мазерное излучение. В последующих работах 1RS 3 обозначен как 1RS 1. Кроме того, эти источники имеют названия IRAS 18265-1517 и IRAS 18277-1516, которые мы и будем использовать. Расстояние до этих ИК источников в облаке L 379 оценено как 2 кпк (Хилтон, Лаулья, 1993).
В IRAS 18265-1517 Хилтон и др. (1986) обнаружили биполярный поток в направлении северо-запад—юго-восток в пределах 5' х 7', причем ИК-источник пространственно совпадает с максимумом излучения, имеющего красное смещение. Вдоль биполярного потока имеется градиент скорости 10 км/с на протяжении 10'. Скорость облака CO составляет около 18.5 км/с. Именно вблизи этих скоростей в июле 1991 г. на Большом радиотелескопе в Нансэ (Франция) Пащенко и Ле Скерен (1991; 1994) обнаружили мазерное излучение OH, а впоследствии Каленским и др. (1992) было обнаружено мазерное излучение в линии метанола CH3OH. Мазерное излучение H2O в области L 379 впервые наблюдали Сян и Тернер (1995) в феврале 1990 г. на лучевых скоростях от -52 до -28 км/с, что намного меньше скорости газа молекулярного потока CO (18 км/с). Кроме того, склонение обнаруженного ими мазера H2O отличалось от склонения ИК-источника IRAS 18265-1517 на 34''.
IRAS 18277—1516, также расположенный в облаке L 379, связан с источником инфракрасного излучения IRS 2. Молекулярный поток CO в этом источнике не является биполярным. Максимум излучения с красным смещением совпадает с положением ИК-источника IRS 2. Средняя скорость потока составляет 18.5 км/с, а диапазон скоростей излучения ^14 км/с (Шварц и др., 1988), что в три раза меньше, чем в IRAS 18265—1517.
Мониторинг, выполненный Пащенко и Лехтом (2005), показал, что мазеры H2O в области L 379 связаны с сильными потоками вещества и имеют более широкие диапазоны скоростей излучения, чем сами потоки молекулярного газа.
Источник IRAS 20126+4104, как и рассмотренные выше, также ассоциируется с биполярным потоком. Расстояние до него оценивается как 1.7 кпк (Вилкинг и др., 1989; Москаделли и др., 2011). Он является хорошо исследованным источником в континууме и в молекулярных линиях. Является источником мазерного излучения метанола, гид-роксила и водяного пара. IRAS 20126+4104 связан с Кеплеровским диском, вращающимся около про-тозвезды светимостью 104 Lq и массой ^7-10 Mq (Чесарони и др., 1997, 1999, 2005; Чжан и др.,
1998). В близком и среднем ИК-диапазонах длин волн наблюдается темная полоса, которая является проявлением диска (Сридхаран и др., 2005; де Буйзер, 2007). Наблюдения в линии CH313CN с высоким угловым разрешением, выполненные Чесарони и др. (2014), показали, что диск является асимметричным и скорость вращения вещества в нем растет при приближении к центру диска. Причиной асимметрии является воздействие массивного соседнего компонента скопления.
В IRAS 20126+4104 имеется биполярное истечение вещества (джет/поток), исходящее из прото-звезды (YSO). Оно вытянуто в направлении север-юг и имеет длину 20" (Вилкинг и др., 1990). Согласно Шеферду и др. (2000), Чесарони и др. (2005), Леброну и др. (2006) наблюдается прецессия джета. Причиной прецессии может быть присутствие другого молодого звездного объекта. Чесарони и др. (2014) обнаружили вращение джета относительно его оси, что объясняет наблюдаемый градиент лучевой скорости. Наблюдения на 2.2 мкм в континууме и в линии H2 с различными фильтрами показали, что имеется биполярная туманность, ориентированная вдоль потока (см., например, Чесарони и др., 2013).
Мазерное излучение OH в IRAS 20126+4104 было обнаружено Коэном и др. (1986) в линии 1665 МГц в правой круговой поляризации на лучевых скоростях —11.9 и 2.0 км/с с потоками 4 и 5.7 Ян соответственно. В левой круговой поляризации этой линии не наблюдалось излучения, превышающего 0.2 Ян. Впоследствии Пащенко и Ле Скерен (1994) показали, что в IRAS 20126+4104 имеются временные вариации излучения OH, и за период с 1988 по 1991 гг. "поменялись местами" главный и вторичный максимумы излучения — их потоки стали 9 и 2.2 Ян. Кроме того, в главной линии OH 1665 МГц в левой круговой поляризации они обнаружили слабое излучение (0.5 Ян) на скорости —4.5 км/с, т.е. достаточно близкой к скорости плотного молекулярного облака (—3.7 км/с в линиях CO [16] и —3.8 км/с в линии CS (Бронфман и др., 1996)), и слабое неполяризованное излучение (0.3 Ян) в сателлитной линии 1612 МГц на скорости — 10.7 км/с.
В линии H2O на 1.35 см мазерное излучение в IRAS 20126+4104 было обнаружено в 1991 г. на Vlsr = —4.1 км/с с потоком 45 Ян (Пащенко, Ле Скерен, 1994), т.е. также на скорости, близкой к скорости молекулярного облака. В 1992 г. на той же скорости (—4.1 км/с) мазер H2O в IRAS 20126+4104 наблюдали Сян и Тернер (1995). По их данным этот мазер ассоциируется с биполярным потоком. Последующие наблюдения Москаделли и др. (2011) показали, что одна группа
Наблюдавшиеся источники
Источник IRAS «(J2000) h:m:s <5(J2000) о / // Диапазон Vlsr, км/с Максимум ^инт, Ян км/с Период активности, г.
06308+0402 06 33 31.1 4 00 7 11 25 50 1.8-3.1
18265-1517 18 29 24.4 -15 15 56 -55 +34 422 3.8-5.5
18277-1516 18 30 35.3 -15 14 38 -15 +29 510 1.6-3.6
20126+4104 20 14 26.0 41 13 32 -28 +23 740 -4.5
мазерных деталей связана с диском, а другая — с биполярным потоком. Мониторинг был выполнен Лехтом и др. (2007) в период 1991—2006 гг. и продолжается по настоящее время (настоящая работа), а также Москаделли и др. (2005) в период 1995-2005 гг.
Источник IRAS 06308+0402, как и перечисленные выше, активно излучает в далеком ИК-диапазоне, где плотность потока составляет 602 Ян на 60 мкм и 948 Ян на 100 мкм (Вилкинг и др., 1989). Молекулярное облако, ассоциирующееся с ним, имеет температуру ^40 K и наблюдается в радиолинии молекулы CO на лучевой скорости 15.8 км/с. Вилкинг и др. (1989) наблюдали слабое радиоизлучение на 2 и 6 см. Согласно Тернеру (1976), расстояние до IRAS 06308+0402 оценивается как 1.6 кпк. Источник ассоциируется с биполярным потоком.
Попытка обнаружения мазерного излучения H2O была предпринята Палла и др. (1991) в 1989 и 1990 гг. Излучения в линии 1.35 см с потоком более 3.5 Ян не было обнаружено. В мае 1992 г. при выполнении обзора источников каталога IRAS был обнаружен источник мазерного излучения H2O, совпадающий по координатам с IRAS 06308+0402 (Пащенко, 1992). Спектр состоял из двух пиков излучения. Основной пик им
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.