Содержание к диссертации
Введение
1 Аппаратурный комплекс: Радиотелескоп 24
1.1 Антенна радиотелескопа 25
1.2 Аппаратурный комплекс радиотелескопа РТ-22 30
2 Методы наблюдения и обработка данных наблюдений 36
2.1 Методы наведения 36
2.1.1 Метод OFF-ON (ГШ-OFF-ON) 37
2.1.2 Метод ON-ON (ГШ-ON-ON) 38
2.2 Движения небесных тел. Местный стандарт покоя 39
2.3 Смещение линий 41
2.4 Исправление базовых линий 42
2.5 Поглощение 42
3 Область Sagittarius В2 46
3.1 Общие данные 46
3.1.1 Основные характеристики и структура 46
3.1.2 Структура подобластей Sgr B2(N) и Sgr В2(М) . 50
3.2 Представление данных: Наблюдательный мате-риал . 54
3.3 Анализ данных 57
3.3.1 Отождествление спектральных компонентов . 57
3.3.2 Интегральный поток 64
3.3.3 Переменность центроида скоростей и корреляция с интегральным потоком 67
3.3.4 Супервспышки излучения 69
3.3.5 Отдельные эмиссионные детали 81
3.3.6 Средние спектры 91
3.4 Циклическая активность мазера 93
3.5 О модели "мазерных пятен" в источнике Sgr В2 94
Заключение 96
Приложение. Модели космических мазеров 100
Список рисунков 115
Список таблиц 116
Список литературы 117
- Аппаратурный комплекс радиотелескопа РТ-22
- Движения небесных тел. Местный стандарт покоя
- Переменность центроида скоростей и корреляция с интегральным потоком
- О модели "мазерных пятен" в источнике Sgr В2
Введение к работе
Исследование областей звездообразования представляет особый интерес для науки, ибо для более полного понимания структуры и эволюции Вселенной важно понять, как происходит процесс формирования этих "космических атомов" и что за процессы его сопровождают. С возникновением и развитием в 20 веке радиоастрономии, одним из способов "косвенного" исследования областей, где идет процесс формирования звезд, является исследование мазерных источников, возникающих в результате этого процесса. Здесь существенным является тот факт, что именно радиоизлучение (наряду с инфракрасным) позволяет нам проникать в упомянутые области, спрятанные от нас в видимом диапазоне спектра газопылевой оболочкой — коконом, и что, благодаря особенным свойствам, мазерное излучение позволяет получать более детальную картину этих областей звездообразования.
Обнаружение в 1965 г. космического мазерного излучения было настолько неожиданно, что его приняли за новое вещество и назвали его "мистериум"[85]. Мощная эмиссионная линия гидроксила (ОН) была обнаружена в тех областях, где астрономы раньше не могли нечего видеть, и о физических условиях которых они только догадывались. Это были газопылевые облака, окружающие молодые звезды. Мазерное излучение дает исключительно важную информацию о плотных пылевых регионах, что делает его незаменимым орудием исследования космических объектов — от комет до активных галактических ядер, включая упомянутые области звездообразования и околозвездные оболочки. Некоторое время спустя после открытия первого мазера в
космосе Чеунг и др. [4] открыли мазеры водяного пара (НгО) в линии 22 ГГц. Они оказались еще мощнее и компактнее, чем мазеры гидроксила и, как потом выяснилось, эти мазеры являются свидетельством раннего энергетического истока от молодых звезд. После этих открытий были обнаружены сотни космических мазеров на молекулах ОН, НгО, СНзОН, SiO, Н2СО и NH3, SiS и HCN [23, 34, 20, 52, 31, 54, 30, 16].
Молекулярные мазеры тесно связаны с процессом формирования звезд. Сильные мазеры ОН и НгО были впервые обнаружены неподалеку от НП-областей, которые сопровождают процесс звездообразования. Близко расположенная; к центру Галактики и являющаяся одной из__ ее основных областей формирования звезд — Sgr В2, ассоциируется с гигантским молекулярным облаком. Мазерное излучение водяного пара в линии 22 ГГц было обнаружено в Sgr В2 Вааком и Маером [83] и оказалось, что оно исходит от протяженной по склонению области. Структура источника Sgr В2 оказалась довольно сложной, состоящего из ряда областей, в состав которых входят также мазерные пятна водяного пара, излучающие в линии 22 ГГц..Именно эти мазеры и позволили нам изучать структуру и поведение области Sgr В2. Ниже будет подробнее изложено как об областях звездообразования, так и о космических мазерах.
Процесс звездообразования
Один из важнейших! процессов, протекающих в космосе это, безусловно, процесс звездообразования. Звезды могут формироваться как по одиночке, так и группами. Последний случай имеет место особенно в отношении массивных звезд, которые рождаются преимущественно в составе больших групп — скоплений, ассоциаций, комплексов.
Процесс формирования таких звезд имеет место в гигантских молекулярных облаках (ГМО), массы и плотности которых находятся в области М' = 105 — 107 М и п = 105 — 106 см-3 [71]. В Галактике около 6000 таких облаков, в которых содержится 90% всего молекулярного газа [77]. Гигантские молекулярные облака
принадлежат к плоской составляющей Галактики и, естественно, концентрируются к ее плоскости. Такие облака часто являются гравитационно-неустойчивыми. Джине впервые рассмотрел проблему образования звезд из конденсации межзвездного газа. Он показал, что при некоторых условиях волны плотности имеют растущую амплитуду, что приводит к разбиению газа на фрагменты и последующему сжатию протозвездных конденсаций. В оптическом диапазоне процесс звездообразования доступен только в последней стадии, после того как уже возникший комплекс звезд разрушил родительское Гигантское молекулярное облако.
Ранние стадии процесса образования звезд оптически недоступны из-за высокого поглощения света в коконе формирующейся звезды и в ГМО, содержащем этот кокон. Таким образом, исследования этих стадий звездной эволюции приходится проводить в инфракрасном и радио диапазонах, где . излучению удается пробираться сквозь все слои окружающей материи. Эти наблюдения показали, что вначале, в плотном ядре молекулярного облака, на месте протозвездной конденсации возникает мазер СНзОН первого класса (источником возбуждения являются столкновения с последующим радиативным распадом), который и отмечает положение будущей звезды. Дальше возникают источники инфракрасного и радио излучений. Затем в звезде начинают идти ядерные реакции с последующим нагревом и частичной ионизацией газопылевого кокона, содержащего звезду. Образуется компактная область НИ (см. ниже).
На этой стадии вблизи конденсации зажигаются мазеры СЩОН второго класса (источником возбуждения является дальнее инфракрасное излучение), мазер НгО и затем ОН. Далее, если звезда не взрывается в виде сверхновой, область НН расширяется, иногда до десятков парсек. ГМО рассеивается и область НИ становится видимой в виде диффузной туманности. Иногда, во время коллапса формирующейся звезды, из молекулярного ядра может образоваться массивный молекулярный диск с массой до несколько сотен масс Солнца. Из всего этого вещества только ~ 1% превратится в звезду, а остальная часть будет разбросана
в окружающее звезду пространство. Во время существования диска, процесс аккреции вещества из него на звезду будет продолжаться. Диск можно наблюдать в молекулярных линиях. В дисках бывают локализованы мазерные источники НгО, например, как в области Sgr В2, которые и изучаются в данной работе. Если новорожденная звезда обладает сильным звезДным ветром, диск может создавать анизотропию в истечении газа из звезды в виде двух противоположных направленных джетов - биполярное истечение. Биполярное истечение обнаруживается по наличию протяженных крыльев в молекулярных линиях вблизи звезды. Протяженность джетов (биполярного истечения) достигает нескольких парсек при очень высокой степени коллимации: угол расходимости джетов часто не больше 10 [71].
В Млечном Пути наибольшая интенсивность звездообразования наблюдается на расстояниях от 3.5 до 6.5 кпк от ее центра. Около 70% звезд формируется сейчас в спиральных рукавах, 10% — в межрукавном пространстве, 10% — в районе центра, в области диаметром около 1 кпк, и еще около 10% — в гало, над галактической плоскостью.
Исследуемая здесь область звездообразования, Sgr В2, относится к центральному району. Она является одной из самых активных областей образования массивных звезд Галактики, в ней наблюдаются все выше упомянутые признаки звездообразования (см. гл. 3).
Существует несколько процессов, сопровождающих формирование звезд, которые являются хорошими индикаторами звездообразования. В первую очередь это массивные звезды и окружающие их эмиссионные туманности. Массивные звезды: живут недолго (~ 3 х 106 лет) и имеют небольшие хаотические скорости (10 км/с), из-за чего они не успевают далеко уйти от места своего рождения (< 30 пк). По этому признаку нетрудно обнаруживать области звездообразования в соседних галактиках. Но в плоскости Галактики, где концентрируются темные ГМО, поглощение межзвездной средой (включая родной кокон звезды) не позволяет в видимом диапазоне обнаруживать даже массивные звезды на расстоянии более 3-5 кпк. В таком случае, хорошим косвенным индикатором звездообразования служит ИК излучение
пыли, нагретой горячими звездами, а также радиорекомбинационное излучение компактных областей НИ, окружающих массивные звезды внутри газопылевых коконов, и радиоизлучение молекул. К этим признакам надо добавить уже упомянутые биполярные истечения. Отдельное обсуждение требует космическое мазерное излучение молекул (см. раз. о космических мазерах), которое дает много полезной информации о структуре областей звездообразования и о процессах, идущих в них. Предположение о связи космических мазеров с процессом звездообразования было высказано И.О. Шкловским еще в 1966 г., сразу после открытия мазеров ОН.
Области НИ
Области НИ представляют собой объекты в межзвездном пространстве, где водород находится в ионизованном состоянии. Обычно это области, где горячие голубые ОВ-звезды испускают огромное количество ультрафиолетового излучения в окружающее их облако, из которого только что они сформировались. Эти звезды могут ионизовать весь водород вдоль десятков и даже сотен световых лет во всех направлениях. Ультрафиолетовое излучение отрывает электроны от атомов водорода, после чего, при рекомбинации с водородными ядрами, излучается ряд эмиссионных линии по мере лавинного падения электронов на другие энергетические уровни атома [7]. Концентрация тепловых радиоисточников, связанных с областями НИ, особенно высока в галактической плоскости, так как образующие их ОВ-звезды — молодые объекты, принадлежащие к плоской составляющей населения Галактики. Излучение областей НИ образует фон Галактики на коротких дециметровых и на сантиметровых волнах. К наиболее известным тепловым радиоисточникам, областям НИ, относится источник Sgr В2
[71].
Многие тепловые радиоисточники связаны с областями активного
звездообразования, в том числе компактные и ультракомпактные
области НИ, которые непосредственно окружают недавно возникшие
звезды спектральных классов О -и ранних В. Размеры компактных областей НИ ~ 0.1 пк, а электронная плотность достигает 106 —107 см-3. Компактные области НИ проявляют себя в диапазоне сантиметровых волн в виде тепловых радиоисточников малых угловых размеров, иногда наложенных на более протяженный диффузный радиоконтинуум с меньшей мерой эмиссии [71].
Образование планетных систем
Образование звезды может сопровождаться образованием собственной планетной системы из околозвездного газопылевого протопланетного диска, являющегося обязательным атрибутом протозвезд. Диск может, в свою очередь, разбиваться на кольцевые зоны и фрагменты с последующим образованием планет [75]. Эти представления подтверждаются, благодаря новым приборам и методам наблюдений с высоким разрешением, как в случае телескопа Хаббла, чье высокое разрешение позволило обнаружить многочисленные свидетельства протекания процесса звездообразования и получить изображения плотных сгустков вещества, глобул, и отдельных протозвезд с газопылевыми дисками вокруг них [75].
В результате исследований оказалось, что мазеры также связаны с различными этапами эво.тюции планетных систем. Мазеры метанола II класса и мазеры ОН возникают в периферийных остатках диска вокруг молодых горячих звезд большой массы (50 М) на расстоянии в несколько тысяч астрономических единиц от звезды. Возможно, эти мазеры излучаются протяженными атмосферами ледяных планет (гигантские кометы). С дисками вокруг протозвезд малой массы (0.1 Mq). еще пребывающих на стадии аккреции вещества, связаны некоторые мазеры Н2О (IC1396N). Размеры этих дисков невелики - порядка 20 а.е. [75]. Аналогичное явление, диски с источниками мазерного излучения, было обнаружено в более грандиозных масштабах в ядрах некоторых активных галактик, вокруг черных дыр с массой 106 - 109 MQ [75].
Космические мазерные источники
Первый космический мазер был обнаружен в 1965 г. в области из газа ОН, неподалеку от молодой звезды, в туманности Ориона. С тех пор были открыты сотни космических мазеров на разных молекулах в ряде различных астрономических объектов — от близких к нам комет до удаленных галактик. Благодаря особым физическим условиям, преобладающим в межзвездном пространстве, мазерный эффект в космосе возникает с относительной легкостью.
Мазер — это явление усиления радиоволн за счет вынужденного излучения. Межзвездные мазеры представляют собой сверхкомпактные области в молекулярных облаках, где интенсивность некоторых молекулярных эмиссионных линий может быть значительно усилена (коэффициент усиления может иметь величину порядка 1010) [25]. Обычно галактические мазеры занимают на небе не больше нескольких сотых долей угловых секунд, но они могут быть достаточно мощными, чтобы их обнаружить в других галактиках. Например, мазеры ЩО могут излучать столько, сколько одна болометрическая яркость солнца в линии шириной всего лишь 50 кГц [25]. Именно поэтому спектральная информация может быть использована, чтобы проверить физические условия довольно близко к их источникам возбуждения, таким как молодые звезды, проэволюционировавшие звезды или ядра активных галактик.
Обычно, для того, чтобы в космосе появилось мазерное излучение, необходимо, чтобы выполнялись следующие условия [25]:
1. Достаточно высокая плотность (п = 106 — 1011 см-3),
2. Источник накачки для возбуждения линий (создание инверсии
населенности уровней), такой как звезда (> 1ОМ0) или наличие
столкновительного возбуждения, и
3. Подходящий вид молекул (ОН, Н2О, SiO, СН, СНзОН и т.д.).
Такие условия чаще всего связаны с двумя космическими типами
объектов — с областями звездообразования и со звездами поздних спектральных классов, испытывающими потерю массы. Поэтому можно
Аппаратурный комплекс радиотелескопа РТ-22
В астрофизике основной источник информации о космических объектах это электромагнитное излучение, которое в радиодиапазоне регистрируется с помощью радиотелескопа. В данной работе об источнике Sgr В2 информация была получена в виде спектров на волне 22.2 ГГц, полученных на радиотелескопе РТ-22 Физического института им. П.Н.Лебедева Академии Наук (ФИАН), находящимся на территории Пущинской радиоастрономической обсерватории (Россия). Ниже приводим общие характеристики радиотелескопов этого типа, делая акцент, в основном, на РТ-22.
Радиотелескоп это радиоприемное устройство, которое состоит из двух основных элементов: антенны и приемника (так называемого радиометра). Антенна принимает радиоизлучение и отправляет его к приемнику, который усиливает это радиоизлучение и преобразует его в более удобную форму для регистрации и дальнейшей обработки.
С помощью радиотелескопа исследуется множество космических объектов - от планет Солнечной системы и областей формирования звезд до далеких квазаров. Диапазон длин волн, в которых работает наземный радиотелескоп, находится в пределах окна прозрачности земной атмосферы для радиоволн. В принципе, область пропускания идет от 1мм до 20-30 м с некоторыми перерывами и окнами. Конкретно существуют узкие окна пропускания вокруг 1 мм, 4.5 мм и 8 мм, и более или менее непрерывное окно примерно от 1 см до 20 м [35]. Земная атмосфера становится непрозрачной для космического излучения из-за его поглощения (которое для радиоволн, в основном, осуществляется молекулами кислорода и воды) и рассеяния на молекулах и атомах, а также из-за отражения радиоволн на электронах ионосферы [17].
Поскольку, как правило, радиоизлучение космических объектов, доходящее до поверхности Земли, довольно слабое, одна из основных задач радиотелескопа - собрать максимальное количество энергии, приносимой радиоволнами от конкретного космического радиоисточника. Именно антенна выполняет эту задачу. Эта энергия характеризуется спектральной плотностью потока радиоизлучения Fv , т. е. энергией излучения, падающего на единичную площадь за единицу времени в единичном интервале радиочастот. Количество энергии радиоизлучения, собираемой антенной, прямо пропорционально эффективной площади антенны. Таким образом, для того, чтобы получить радиотелескоп высокой чувствительности, необходимо использовать антенны больших размеров.
Существует несколько типов радиотелескопов, но наиболее распространенным является радиотелескоп с параболической антенной. Здесь рефлектор радиотелескопа, отражающая поверхность которого имеет параболическую форму, фокусирует падающий на него параллельный пучок радиоволн. На геометрической оси рефлектора, в фокусе, находится дипольный или иного типа облучатель, который передает сфокусированное рефлектором излучение на вход приемника. Среди параболических радиотелескопов выделяется полноповоротный рефлектор, каким и является РТ-22, т. е. радиотелескоп, антенна которого вращается таким образом, что может быть наведена на любой небесный объект, находящийся над горизонтом. Такое свойство особенно важно, с одной стороны, для продолжительных наблюдений слабых космических объектов с целью накопления как можно больше энергии от него, а с другой стороны, для наблюдения объектов находящихся низко над горизонтом, как в случае области Sgr В2, что недоступно инструментам меридианного типа. На рис. 1.1 приведена фотография полноповоротного радиотелескопа Пущинской радиоастрономической обсерватории, антенна которого имеет диаметр 22 м. В настоящее время антенны радиотелескопов этого типа обычно имеют диаметр d от 15 до 100 м.
Основными параметрами любой антенны являются ее диаграмма направленности эффективная площадь Ае и антенная (шумовая) температура Ta_t.. К ним можно добавить следующие дополнительные параметры: диапазон рабочих длин волн, диапазон углов наблюдений по азимуту и высоте, телесный угол диаграммы направленности (эффективный), а также коэффициенты рассеяния, усиления (направленности), использования диаграммы и использования апертуры [35].
Диаграмма направленности параболической антенны — карандашная. Она имеет главный лепесток, боковые и широкий задний лепестки. Разрешающая способность антенны, определяемая угловыми размерами главного лепестка, зависит от Л и от геометрических размеров антенны - чем больше диаметр антенны, тем выше ее разрешающая способность при фиксированной длине волны Л.
Что касается эффективной площади антенны Д,, то соотношение между ней и геометрической площадью антенны зависит от качества поверхности антенны и способа облучения зеркала. При одинаковых условиях, антенны ббльших размеров имеют и большую Ле, что увеличивает чувствительность радиотелескопа наряду с разрешающей способностью.
Антенная температура, Ta.t., характеризует суммарную мощность излучения, собираемую антенной через все лепестки диаграммы направленности от наземных предметов, от поверхности и атмосферы Земли, а также из ионосферы и из космического пространства. Это излучение является фоном, из которого надо выделить излучение того космического радиоисточника, который мы исследуем с помощью радиотелескопа.
Движения небесных тел. Местный стандарт покоя
Биполярное истечение в Sgr В2(М) наблюдалось в линиях ряда молекул, в том числе и в NH3 [82, 20], HC3N [43], С180 [36] и CS [53]); причем, в линии SiO оно наблюдалось только в этом источнике и не наблюдалось в Sgr B2(N) [45]. Это обстоятельство может быть аргументом в пользу того, что в области N не успело образоваться достаточного для обнаружения содержания SiO и она, следовательно, является более молодой, чем область М [45]. Не исключено, что мазер водяного пара в Sgr В2(М) находится не на краю какой-либо из областей F, а в молекулярном истечении.
Таким образом, наиболее интенсивное излучение ЩО источников Sgr B2(N) и (М), вероятнее всего, связано с молекулярными истечениями вещества. Различие состоит в размерах областей локализации основных групп мазерных пятен ЩО и температуры НИ-областей К и F.
На рис. 3.7 [40] нами построено схематическое изображение области Sgr B2(N). Были использованы данные наблюдений областей звездообразования в радиоконтинууме на 1.3 см [21] и в рекомбинацион-ной линии водорода H66a [9], а также мазерных источников водяного пара [34] и биполярного истечения вещества [82]. В настоящей работе проводится анализ спектров, полученных в радиолинии НгО 22.2 ГГц, которая, как было написано выше, позволяет исследовать проявление активности протозвезд, скрытых от нас плотными газопылевыми оболочками. При этом мазерное излучение Н2О является тонким индикатором явлений, протекающих в активных областях. Длительный мониторинг позволил нам исследовать временные вариации мазерного излучения, как в целом (интегральный поток, центроид скоростей, наложение спектров для выделенных временных интервалов, средние спектры), так и для отдельных спектральных компонентов в Sgr В2 (переменность потоков и лучевых скоростей, корреляция переменности этих параметров для отдельных эмиссионных деталей и групп деталей).
Здесь были использованы результаты мониторинга мазера ЩО в Sgr В2, полученные нами в период 1982-2004 гг. и представленные в работах [40, 41, 63, 64, 66]. Мониторинг мазерного источника НгО в направлении Sgr В2, в последние годы которого автор данной диссертации принимал участие, проводится на 22-м радиотелескопе РТ-22 (Пущино) с 1982 г. по настоящее время. Средний интервал между наблюдениями составил 1.2 мес.
Аппаратура и методы, используемые при наблюдениях и обработке данных, детально описаны в разделах 1 и 2, поэтому здесь мы кратко перечислим основные параметры. При наблюдениях 1982-1992 гг. использовался мазерный усилитель бегущей волны диапазона 22 ГГц, охлаждаемый жидким гелием. Шумовая температура системы при наблюдениях на низких углах ( 10) находилась в интервале 300-400 К. При наблюдениях 1992-2004 гг. использовался транзисторный охлаждаемый усилитель диапазона 22 ГГц. Шумовая температура системы при наблюдениях до 2000 г. на низких углах находилась в интервале 200-300 К; после модернизации аппаратурного комплекса в 2000 г., она была в пределах 150-250 К, в зависимости от погодных условий. Для ослабления влияния излучения атмосферы применялась симметричная диаграммная модуляция. При этом источник сначала наблюдался левым рупором, а затем правым. Во время первой фазы включался генератор шума для проведения калибровки. Ширина диаграммы направленности антенны на 1.35 см составляет 2.6 . Для точечного источника с неполяризованным излучением антенная температура в 1 К соответствует плотности потока 25 Ян. Анализ сигнала осуществлялся 96-канальным, а с 1997 г. 128-канальным анализатором спектра фильтрового типа с разрешением 7.5 кГц (0.101 км/с по лучевой скорости в линии 1.35 см). Необходимая стабильность частоты первого гетеродина была обеспечена применением высокостабильного синтезатора частоты 46-31 и системы фазовой автоподстройки частоты. Настройка приемника на соответствующий участок спектра осуществлялся изменением частоты задающего генератора первого гетеродина, т.е. 46-31. Ввиду малой высоты источника Sgr В2 над горизонтом (6 — 7), была проведена корректировка всех спектров за поглощение в атмосфере Земли. Разница в поглощении при наблюдениях в летнее и зимнее время (с учетом температуры, влажности и давления) достигала 2-3 раза. После корректировки некоторые спектры, полученные в летнее время, имеют более высокий уровень шумовых флуктуации. На рис. 3.8, представлены некоторые спектры мониторинга источника Sgr В2, исправленные за поглощение в атмосфере Земли. По горизонтальной оси отложена лучевая скорость относительно местного стандарта покоя в км/с, по вертикальной оси плотность потока в Ян. Вертикальной стрелкой показана цена деления в Ян. Горизонтальными линиями проведены нулевые уровни спектров. Большинство спектров НгО были получены в интервале скоростей «40 — 80 км/с, но с начала 2002 г. диапазон исследований расширился в сторону более низких скоростей до 20-25 км/с. Анализ мониторинга показал, что происходили сильные изменения структуры спектров, которые всегда состоят из большого числа компонентов (больше 30). Ширина линии большинства эмиссионных деталей составляла 0.8 — 2 км/с при ошибках измерений от ±0.01 до ±0.02 км/с. Точность определения VLSR составляла ±0.02 км/с для сильного излучения ( 300 Ян) и ±0.03 км/с для более слабого излучения. Для некоторых деталей обнаружен дрейф лучевых скоростей. Из-за сложной структуры области Sgr В2, а также из-за наличия большого количества мазерных пятен и групп пятен, суммарный профиль линии НгО показывает сложную форму.
Переменность интегрального потока и самих спектров показывает, что имеется минимум активности мазеров Н2О (видимо, обоих источников, N и М), приходящийся на временной интервал 1992-1994 гг., т.е. имеются два цикла, которые могут быть связаны с долгопериодической активностью.
На основании сильных изменений спектров, период 1982-1992 гг. был разбит на отдельные интервалы. Для каждого из них было проведено наложение спектров, которое показано на рис. 3.9. Временные интервалы указаны на соответствующих графиках. Для удобства сопоставления все графики, исключая последний (рис. 3.9 ж), построены в одном масштабе. Для сильной вспышки 1986-1987 гг. на VLSR = 65.4 км/с указано максимальное значение потока, равное 3800 Ян.
Переменность центроида скоростей и корреляция с интегральным потоком
Из результатов мониторинга мазера ЩО (рис. 3.8) видно, что наиболее важными событиями всего периода наблюдений были две супервспышки излучения, разделены между собой 17-летным промежутком времени. Имеется ряд различий между этими двумя вспышками, о чем будет изложено ниже.
Первая сильная вспышка в Sgr В2 продолжалась два года — с конца 1985 г. до конца 1987 г. Вспышка характеризуется, прежде всего, сильным излучением двух деталей: 55.5 и 65.4 км/с. Согласно Кобаяши и др. ([34]) первая деталь принадлежит источнику N. Вторая, самая сильная деталь, появилась после этих наблюдений и поэтому прямого ответа о ее принадлежности к источнику N или М у нас нет.
Анализ потока и лучевой скорости излучения вблизи скорости 65 км/с (рис.3.19) (см. так же раз. 3.3.5) показал, что скорее всего сильная вспышка произошла в промежутке май-август 1986 г. на VLSR = 65.4 км/с. Есть основания утверждать, что эта вспышка, как и вспышки других деталей этого периода, также произошла в источнике N. Доводы в пользу этого утверждения следующие. 1. Вспышечное излучение на 55.5 км/с принадлежит источнику N [34]. 2. Характер изменений потоков на 55.5 и 65.4 км/с подобен. Имеется лишь задержка во времени порядка 8-10 мес. (см. рис.3.19). 3. Излучение в диапазоне скоростей 71-74.5 км/с наблюдалось в период вспышки 1986-1987 гг. Согласно Кобаяши и др., [34] оно связано с источником N. 4. Наблюдалось сильное излучение (800 Ян в максимуме) на 49 км/с, в то время как в направлении М на скоростях от 44 до 51 км/с никакого излучения не наблюдалось [34]. 5. Скорость самой интенсивной детали близка к центральной скорости ИНз-излучения в направлении N, равной 64 км/с [82]. Принимая во внимание, что расстояние до Sgr В2 равно 10 кпк, приходим к заключению, что вспышка 1986-1987 гг. сравнима с мощным излучением в Орионе в 1979-1987 гг. Если бы мазер Sgr B2(N) находился на том же расстоянии, что и Орион, то поток от детали 65.4 км/с достигал бы 1.5 х 106 Ян, а от детали 55.4 км/с — около 0.7 х 106 Ян. Это всего лишь в несколько раз меньше потока в максимуме вспышки в Орионе. Матвеенко и др. [49] объясняют супервспышечное излучение в Орионе наличием мазерного облака, кинетическая температура которого 100 К, а лучевая скорость (7.8 км/с) близка к скорости некоторых компонентов спектра НгО. В облаке происходит селективное усиление излучения группы компонентов вблизи скорости 7.8 км/с [49].
Для Sgr B2(N) имеет место другой случай, поскольку два компонента разнесены по лучевой скорости на 10 км/с. Сами компоненты имели сложную структуру, а профили линий лишь иногда были гауссовыми. Из таблицы 3.1 видно, что все компоненты вспышки 1986-1987 гг. во время максимума излучения имели достаточно широкие профили линий. Исключением можно считать вторую по интенсивности деталь вспышки, лучевая скорость которой в марте 1987 г. была 56.2 км/с, а ширина линии 0.61 ± 0.01 км/с. Сложные профили линии формируются тогда, когда имеется сложная пространственная структура из мазерных пятен с очень близкими VLSR- Так, например, в случае мазерных источников в W75N (VLI 2) [?] и S140 [38, 69] аналогичные компоненты представляют собой цепочки мазерных пятен протяженностью до 1 а.е. Возможна также структура мазерных пятен в виде волокон.
Для объяснения полученных нами результатов, связанных со вспышкой 1986—1987 гг., мы вернемся к рис. 3.7 [40]. В области Sgr B2(N) имеется вращающийся аккреционный диск молекулярного газа, наблюдаемый с ребра [43]. В него вкраплены сверхкомпактные НП-области К1 и КЗ. Область КЗ движется по направлению к нам, а К1 — от нас [9]. Числами около них на рисунке даны лучевые скорости, определенные по наблюдениям в линии Нбба. Между К1 и КЗ, ближе к КЗ, находится еще более компактная НП-область, К2.
Вогель и др. [82] наблюдали Sgr B2(N) в линии NH3 и пришли к выводу, что излучение вдоль направления с северо-запада на юго-восток разделено истечением молекулярного вещества на две области (с красным и синим смещением). Истечение перпендикулярно оси системы К1-КЗ и сдвинуто к центру на 0.7" относительно источника континуума К2. Вдоль направления истечения также, как и вдоль оси К1-КЗ, найден большой градиент скорости, который показан стрелками справа. На рис. 3.7 мы также нанесли те мазерные пятна (черные кружки), которые дают заметное излучение в диапазоне скоростей 40-80 км/с [34]. Для каждого мазерного пятна дана лучевая скорость.
Область мазерного излучения подвержена воздействию истечения вещества из вращающегося аккреционного диска. Вспышка мазера в 1986-1987 гг. могла быть вызвана усилением истечения. Вспышки компонентов (см. синтезированный спектр на рис. 3.9 ж и таблицу) следовали поочередно одна за другой на все более высоких скоростях, за исключением только кратковременного излучения компонента 1 на H.SR = 47.5 км/с. Качественно это согласуется с существованием градиента лучевой скорости в направлении истечения. Количественная оценка затруднена, поскольку мы не знаем положение всех компонентов вспышки.
Вторая сильнейшая вспышка излучения за весь мониторинг произошла в 2004 г. и продолжалась в течение почти 8 месяцев и проявилась в интервале лучевых скоростей 57.5-62.5 км/с ([64]). Эта часть спектра представлена на рис. 3.14, где нанесены все спектры 2004 г. Они пронумерованы в хронологическом порядке. Соответствие спектров эпохам наблюдений дано справа. В данном интервале лучевых скоростей было проведено разделение излучения на отдельные спектральные компоненты. Переменность потоков выделенных компонентов показана на рис. 3.16. Как видно на рис. 3.15, наиболее интенсивные эмиссионные детали отождествляются с главным источником, Sgr В2(М). Это означает, что сильная вспышка произошла именно в этом источнике.
Быстрая переменность наблюдалась у эмиссионной детали 58.8 км/с. поток которой за два дня вырос с 800 до 2000 Ян. Средний темп роста составил около 25 Ян/ч. При наблюдениях 22 апреля с целью отождествления деталей спектра (наблюдения в четырех точках), продолжавшихся почти 1.5 ч, произошли небольшие изменения структуры спектра. Поскольку деталь 59.6 км/с за период 20-22 апреля менялась незначительно, мы приняли ее за опорную. Четыре последовательных спектра, полученных в четырех точках, были нормированы по опорной детали. На рис. 3.17 показаны центральные части нормированных спектров.
Вариации излучения на 58.8 км/с находились в пределах 4%, что при переходе к абсолютной величине потока дает 80 Ян. Темп изменения потока составил порядка 50 Ян/ч. Имеется достаточно хорошее совпадение, учитывая, что темп вариаций потока может быть непостоянным. Кроме того, поток опорной детали также мог немного меняться.
О модели "мазерных пятен" в источнике Sgr В2
В данном разделе проводится анализ основных деталей всего мониторинга, для чего было выбрано несколько участков спектра. Основное условие выбора — наличие сильных вспышек одной или нескольких эмиссионных деталей, независимо от их принадлежности к источникам М или N, поскольку здесь нас интересуют отдельные мазерные пятна, или их скопления. Поскольку все выбранные для анализа участки спектра являются достаточно сложными и содержат большое число компонентов с близкими лучевыми скоростями, в профили линий были вписаны гауссианы. Для уточнения числа компонентов и их положения в спектрах мы также проводили анализ формы профилей линий и их временные вариации. Результаты разделения на отдельные компоненты представлены на рис. 3.20-3.23 в хронологическом порядке.
Наиболее интенсивное излучение в Sgr В2 (N), наблюдаемое на VLSR 66 км/с, близко к центральной скорости, определенной по интегральному излучению в линии Нбба от источников К1 и КЗ [9]. Кривая переменности лучевой скорости имеет сложный вид (рис. 3.19 б). Она распадается на три отдельные части. Кривую переменности потока (рис. 3.19 а) также можно разделить на три части: За, ЗЬ и Зс. Характер переменности потока и лучевой скорости этих участков различный. Прежде всего, надо указать на существование двух разрывов лучевой скорости, составляющих в обоих случаях около 0.5 км/с. Реальность этих разрывов не вызывает сомнений. Значения скоростей, взятые из работ Кобаяши и др. [34] и Коморетто и др. [5] соответственно для кривых За и ЗЬ, согласуются со скоростями нашего мониторинга [40]. [34] в декабре 1985 г. (кривая За).
Можно предположить, что имело место последовательное появление излучения от трех разных деталей с близкими лучевыми скоростями. Подтверждением этого могут быть вписанные прямые для За и ЗЬ и полином для кривой Зс (рис. 3.19 б). Они никак не стыкуются друг с другом. Величина дрейфа для деталей За и ЗЬ достигала 1 (км/с)/год. Дрейф излучения в спектре мог происходить по двум причинам. Во-первых, из-за реального ускорения мазерных пятен истечением вещества из диска. Во-вторых, истечение последовательно возбуждало области мазерной среды с разными, но близкими лучевыми скоростями. В обоих случаях будет наблюдаться пространственное смещения мазерных пятен. Этот результат подтверждает обнаруженное Рейд и др. [68] собственное движение мазерных пятен. Согласно их исследованиям собственное движение НгО мазеров может быть объяснено комбинацией вращения и истечения. Более подробный анализ показал, что имеет место более сложная структура эмиссионных деталей, ответственных за вспышки компонентов 56 и 66 км/с в Sgr В2(М)в 1985-1987 гг.
На рис. 3.20 даны результаты такого анализа. На верхнем рисунке приведены результаты разделения компонента 56 км/с на три отдельные детали. Тоже самое дано на среднем рисунке для компонента 66 км/с, где нанесены положения основных эмиссионных деталей (обозначены индексами с 2а по 2f) и расположенных в непосредственной близости к ним. Сплошными кружками выделены главные детали вспышки на 66 км/с, а также те, излучение которых до и после сильной вспышки превышало 400 Ян.
На нижнем рисунке даны вариации потоков главных компонентов (1а-1с и 2a-2f). Из-за высоких уровней потоков основных деталей не всегда была возможность определить значения потоков соседних деталей на восходящей и нисходящей ветвях их эволюции. Кривые переменности потоков основных деталей были соединены между собой (штриховые линии для компонента 2). В результате итоговые кривые для вспышек на 56 и 66 км/с отражают переменность максимумов излучения. На рис. 3.22 также нанесены точки из VLA-наблюдений в эпоху 1998 г. Результаты взяты из работы Макгрет и др. [51]. Кружки с крестиками в центре относятся к северному источнику (М); а большие сплошные кружки, к главному (М). Рядом приведены значения потоков. Компоненты 68.7 и 74 км/с состоят из нескольких эмиссионных деталей, поэтому на данных скоростях даны суммы потоков деталей [51]. Видно, что наше разделение спектров на отдельные компоненты является достаточно корректным и полным. Отметим, что VLA-наблюдения были выполнены со спектральным разрешением 0.66 км/с, в то время как наш мониторинг проведен с разрешением 0.1 км/с [40, 41, 64, 65]. Это позволило проследить за эволюцией компонентов, имеющих достаточно тонкую структуру.
Ширина линий большинства эмиссионных деталей, особенно наблюдаемых во вспышке 1986-1987 гг. в источнике N, составляла 0.8-2 км/с. Такие эмиссионные линии могут быть связаны не с простыми мазерными пятнами, а со структурами типа цепочек или волокон, как это наблюдалось, например, в W75N и S140.
Переменность излучения большинства компонентов спектров НгО имела вспышечный характер с потоками в максимумах 300-1000 Ян. Временами наблюдались более сильные вспышки отдельных деталей, когда их потоки достигали 3000-4000 Ян. Продолжительность вспышек находилась в широком временном интервале: от одного месяца до 1.5 года. Ширины линий компонентов были достаточно большими, 0.7-1 км/с, а иногда доходили до 2 км/с, чего не наблюдалось в других источниках в областях звездообразования. Сильные вспышки, как правило, представляли собою серии из последовательных вспышек одиночных деталей (рис. 3.20 и 3.21).
Вспыхивающие детали имели как близкие лучевые скорости, так и сильно различающиеся. Например, в период вспышки 1985-1987 гг. в источнике Sgr B2(N) наиболее сильное излучение появилось сначала на VLSR 56.1 км/с с потоком в максимуме 1650 Ян, а затем на VLSR 66 км/с с потоком 3800 Ян [41] (рис. 3.20). В период вспышки на 56 км/с наиболее интенсивным было излучение третьей детали.
