АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 87, № 10, с. 1012-1020
УДК 524.3-52-77+524.527
НАБЛЮДЕНИЯ МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ I КЛАССА В ОБЛАСТИ ОБРАЗОВАНИЯ ЗВЕЗД МАЛОЙ МАССЫ L1157
С ПОМОЩЬЮ VLA
© 2010 г. П. Хофнер3,4,5,
С. Куртц2, В. И. Слыш 1
Л. Е. Б. Юханссон 7, П. Бергман7
1 Астрокосмический центр Учреждения Российской академии наук Физического института
им. П.Н. Лебедева РАН, Москва, Россия 2Центр радиоастрономии и астрофизики Национального автономного университета Мексики, Мехико, Мексика
3Физический факультет Института горного дела и прикладных наук штата Нью-Мексико, Сокорро, Нью-Мексико, США
4Национальная радиоастрономическая обсерватория, Сокорро, Нью-Мексико, США 5Институт радиоастрономии им. М. Планка, Бонн, ФРГ 6Астрофизическая обсерватория в Арчетри, Флоренция, Италия 7Онсальская космическая обсерватория, Онсала, Швеция Поступила в редакцию 01.03.2010 г.; принята в печать 02.04.2010 г.
Представлены результаты наблюдений источника-кандидата в метанольные мазеры в области образования звезд малой массы Ы157, проведенные с помощью УЬЛ в линии 70 — 6\Л+ на частоте 44 ГГц. Линия излучается компактным, несомненно, мазерным источником, связанным со сгустком В0а, который виден на картах Ы157 в тепловых линиях метанола и других молекул. Намного более слабый компактный источник связан со сгустком В1а, который ярче, чем В0а в тепловых линиях метанола. Вновь обнаруженные мазеры могут возникать в тонких турбулентных слоях газа за фронтами ударных волн. В этом случае мазерное излучение может быть направленным, так что только наблюдатель, расположенный в плоскости такого слоя или вблизи нее, может видеть сильные мазеры. С другой стороны, мазерные линии являются двойными и показывают "красную" асимметрию, что указывает на возможность возникновения мазеров в коллапсирующих сгустках газа.
1. ВВЕДЕНИЕ
Яркие и узкие мазерные линии метанола (СИзОИ) были обнаружены во многих областях звездообразования [1—3]. Согласно классификации Ментена [4], метанольные мазеры делятся на два класса — I и II, — причем каждый класс характеризуется определенным набором переходов. К
I классу относятся мазерные переходы 7о — 61Л+ на частоте 44 ГГц, 4_1 — 30Е на частоте 36 ГГц, 5_1 — 40Е на частоте 84 ГГц, 80 — 71Л+ на частоте 95 ГГц и т.д., а ко II классу — переходы 51 — 60Л+ на частоте 6.7 ГГц, 20 — З^Е на частоте 12 ГГц, а также серия переходов .10 — .1_1 Е на частоте 157 ГГц и т.д. Список наиболее мощных мазерных переходов I и II классов опубликован, например, в работе Крэгг и др. [5]. Мазеры как I, так и
II классов часто бывают наложены на широкие тепловые линии. Согласно современным взглядам
на возбуждение метанола, накачка мазеров I класса осуществляется за счет столкновений, а мазеров II класса — за счет внешнего ИК-излучения [6].
Природа метанольных мазеров до сих пор неизвестна. Пламбек и Ментен [7] предположили, что мазеры I класса возникают в газе за фронтами ударных волн в крыльях биполярных потоков, где обилие метанола повышено за счет испарения мантий пылинок. Эта гипотеза подтверждается тем, что в направлении большого числа областей звездообразования мазеры I класса кажутся связанными с потоками [3,8]; тем не менее, она не является общепризнанной, так как не наблюдаются высокоскоростные мазеры I класса, а видимая связь между мазерами и потоками может возникать вследствие того, что как те, так и другие объекты возникают в одних и тех же областях звездообразования, а не в результате физической связи между ними.
Таблица 1. Основные параметры наблюдавшихся линий и радиоинтерферометра УЬА на частотах линий
Переход Частота, ГГц S/л2, Деба HPBWb G, (мЯн/диагр. напр.)/К
70 - 6^+ 44.069476 6.1380 1.87" х 1.45" 7
lo - 48.372467 0.8086 - 7
lo -ОоЕ 48.376889 0.8084 - 7
а Произведение постоянного дипольного момента и силы линии, взятое из [11].
ь Ширина "очищенной" (СЬЕА№^ диаграммы направленности на уровне половинной интенсивности.
Трудности в изучении метанольных мазеров частично возникают из-за того, что вплоть до недавнего времени они наблюдались только в областях образования звезд большой массы, которые являются относительно далекими объектами (2—3 кпк от Солнца или дальше) и испытывают сильное поглощение в оптическом и даже ближнем ИК-диапазонах. Кроме того, звезды большой массы обычно образуются в скоплениях. Из-за этого бывает трудно разрешить мазерные пятна и отождествить мазеры с 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 может оказаться более простой задачей по сравнению с изучением мазеров, связанных с массивными про-тозвездами; следовательно, обнаружение мазеров I класса могло бы оказать серьезное влияние на изучение мазеров. Поэтому мы провели в 2004 г. короткий обзор биполярных потоков от молодых звездных объектов (МЗО) классов 0 и I на частотах 44, 84 и 95 ГГц с целью найти метаноль-ные мазеры I класса и продолжили его в 2007 и 2008 гг. на частотах 44 и 36 ГГц [9, 10]. Поиск мазеров оказался успешным: 4 кандидата в мазеры (КМ) были найдены в областях звездообразования NGC 1333I4A, NGC 1333I2A, HH25 и L1157 на частоте 44 ГГц. В направлении двух из этих областей - NGC 1333I4A и HH 25MMS - КМ были обнаружены также на частоте 95 ГГц. Еще один КМ — в области NGC 2023 — был обнаружен на частоте 36 ГГц. Таким образом, результаты поисков дают основание считать, что мазеры I класса могут существовать в областях образования звезд малой массы и что они могут быть связаны с биполярными потоками. Однако только интерферометрические наблюдения могут показать, являются ли обнаруженные КМ яркими и компактными источниками, т.е. являются ли они в действительности мазерами.
Поэтому мы пронаблюдали на 44 ГГц КМ в L1157 с помощью антенной решетки VLA НРАО1 (табл. 1 ).
В темном облаке L1157 в Цефее есть прото-звезда класса 0 (IRAS 20386+6751), которая ускоряет хорошо коллимированный биполярный поток. Оценки расстояния до L1157 варьируются в пределах от 200 до 450 пк [12]. КМ, связанный с потоком в L1157, был выбран для интерферометрических наблюдений, так как этот поток является изолированным, без признаков воздействия со стороны потоков от окружающих источников. Бачиллер и др. [13] обнаружили, что обилие метанола сильно повышено в направлении голубого крыла потока. Гюс и др. [14, 15] выполнили интерферометрические наблюдения голубого крыла в линиях CO и SiO и обнаружили две полости с уярчением по краям. Чтобы объяснить этот результат, они предположили, что полости были образованы двумя вспышечными эпизодами в прецессирующем потоке. Бачиллер и др. [16] картографировали L1157 в линиях метанола и других молекул с помощью 30-м радиотелескопа Пико-Велета. Они обнаружили протяженную область, излучающую в линиях метанола, причем наиболее яркие сгустки, обозначенные ими B0, B1 и B2, оказались связанными с крыльями потока. Интерферометрические наблюдения Бенедеттини и др. [17] в тепловых линиях метанола 2 к — 1к позволили разрешить B0, B1 и B2 на ряд более мелких сгустков, большая часть которых расположена вблизи границ полостей, обнаруженных Гюсом и др. [14, 15].
Кроме 44 ГГц, мы пронаблюдали L1157 в тепловых линиях метанола lo — 0о A+ и E на частоте 48 ГГц. (табл. 1 ). Мотивацией для наблюдений на 48 ГГц явилось следующее: неизвестно, с чем связано существование мазерных пятен. Это могут быть, например, благоприятные лучи зрения с большой длиной когерентности в турбулентных облаках или дискретные объекты. Лихти и Уолмс-ли [18] с помощью интерферометра Плато-де-Бюр
1 Национальная радиоастрономическая обсерватория
(НРАО) функционирует под управлением корпорации
"Объединенные университеты" по контракту с
Национальным научным фондом (США).
наблюдали тепловое излучение в линиях 2к — 1к на частоте 96 ГГц в комплексе DR 21. Они пришли к выводу, что тепловое излучение от мазерных пятен, если и существует, испытывает сильную дилю-цию при используемой диаграмме направленности (3.5"), и предположили, что размер мазерной области составляет порядка 0.5", или 1000 а.е. в случае DR 21OH и DR 21W. Мы решили проверить эту модель с более высоким пространственным разрешением, которое получается в результате более высокого углового разрешения VLA и меньшего расстояния до источника.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Наблюдения были выполнены 17 марта 2007 г. на радиоинтерферометре VLA в конфигурации D, которая обеспечивает угловое разрешение порядка 1" на частоте 44 ГГц. Наблюдения проводились в полосе 3.125 МГц; при этом измерялась правая круговая поляризация. На частоте 44 ГГц настройка коррелятора обеспечивала разрешение по скорости 0.17 км с-1 и ширину полосы по скорости 21.3 км с"1.
Для того, чтобы перекрыть все голубое крыло потока, мы пронаблюдали два фазовых центра с экваториальными координатами RA = = 20h 39m09?00, Dec = 68° 01' 42".0 и RA = = 20h39m13?00, Dec = 68°00'55'' (J2000.0). При наблюдениях использовался режим быстрого переключения; квазар 1331+305 (3C 286) использовался как первичный калибратор, а квазар 19278+73580 — как вторичный. Данные были обработаны с помощью пакета AIPS (Astronomical Image Processing System), разработанного в НРАО. После стандартной процедуры калибровки изображения были построены с помощью процедуры IMAGR с применением чистки (CLEANing). Положения индивидуальных источников были определены с помощью процедуры JMFIT.
Линии A+ и E—метанола 1 — 0 на частоте 48 ГГц наблюдались одновременно в режиме ПЧ-2, каждая — в полосе 6.25 МГц со спектральным разрешением 97.656 кГц. Данные были обработаны аналогично данным на частоте 44 ГГц.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ
Результаты наблюдений представлены в табл. 2 и на рис. 1 и 2. Мы обнаружили двойной источник вблизи пика яркости сгустка B0a2. Два компонента, которые мы обозначили M1a и M1b, разнесены по прямому восхождению на расстояние
2
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.