Содержание к диссертации
Введение
1 Аппаратура и методика наблюдений 18
1.1 Аппаратура наблюдений 18
1.2 Методика наблюдений 21
2 Методика обработки данных 25
3 Область звездообразования NGC 7538 37
3.1 Предисловие 37
3.2 Структура области 40
3.3 Мониторинг мазера Н20 NGC 7538 (представление данных) 46
3.4 Мазер Н20 NGC7538N 50
3.4.1 Переменность интегрального излучения мазера Н20 51
3.4.2 Триплетная структура спектров мазерного излучения Н20 53
3.4.3 Структура областей локализации мазерных пятен . 60
3.4.4 Эволюция отдельных деталей 60
3.4.5 Структура типа "вихрь" 65
3.4.6 Структура типа "многозвенные цепочки" 70
3.4.7 Модель мазера Н20 в NGC 7538 N 72
3.5 Мазер Н20 NGC7538S 75
3.5.1 Переменность излучения 78
3.5.2 Структура области 81
3.5.3 Отождествление 84
3.5.4 Модель (обобщение) 86
4 Область звездообразования W31(2) 88
4.1 Предисловие 88
4.2 Структура области 90
4.3 Мониторинг мазера Н2О W31(2) (представление данных) . 95
4.4 Переменность интегрального мазерного излучения Н2О . 99
4.5 Организованные структуры в W31(2) 104
4.5.1 Крупномасштабная структура в W31(2) 105
4.5.2 Среднемасштабная структура в W31(2) 107
4.5.3 Структура мазерных пятен в W31(2) 107
4.5.4 Статистика скачков скорости компонентов в W31(2) 113
4.5.5 Роль турбулентности в W31(2) 117
4.6 Модель мазерного источника W31(2) (обобщение) 120
Заключение 123
Список литературы
- Методика наблюдений
- Мониторинг мазера Н20 NGC 7538 (представление данных)
- Структура типа "многозвенные цепочки"
- Переменность интегрального мазерного излучения Н2О
Введение к работе
Одной из актуальных проблем, стоящих перед современной астрофизикой, является понимание процессов образования звезд и исследование ранних стадий эволюции звезд. Протозвездные области не наблюдаются в видимом диапазоне электромагнитных волн из-за большой оптической толщины плотной околозвездной газопылевой оболочки.
Развитие техники инфракрасной астрономии и радиоастрономии, использование космических аппаратов, а также теоретические поиски механизма рождения протозвездных сгустков, помогают астрономам гораздо глубже вникнуть в детали процессов, протекающих на этих ранних стадиях. Интерес, как теоретиков, так и наблюдателей, к проблемам, связанным с образованием звезд, сделал эту область исследований одной из самых активно развивающихся областей сегодняшней астрономии [1].
Методика наблюдений
Наблюдения проводились по определенной программе, рассчитанной в среднем на несколько суток круглосуточной работы. Программа была составлена так, чтобы свести к минимуму паузы между наблюдениями источников и сократить время перевода телескопа с одного источника на другой. Серия таких наблюдений проводилась, в основном, один раз в 1.5-2 месяца. Поскольку технический процесс осуществляется почти автоматически [36], то вся работа сводилась к тому, чтобы вводить начальные параметры наблюдения для каждого конкретного источника, по прошествии времени накопления сигнала получать спектр, и выводить в виде файла.
Перед началом серии наблюдений в ЭВМ вводят дополнительные данные о технических параметрах системы, облучателей, погодных условиях, и т.д. Для каждого объекта во время работы вводятся экваториальные координаты, информация о методе наведения, времени накопления, частоте синтезатора. Ввиду того, что спектральные линии наблюдаются с разрешением 7.5 кГц, что по лучевой скорости составляет 0.101 км/с на волне 1.35 см, то такая подробная градация требует сохранения точности частоты в каждом спектральном канале (следовательно, значения лучевой скорости в каждом канале). Частота наблюдения периодически меняется по причине изменения продольной составляющей скорости видимого объекта ввиду эффекта Доплера. На Землю приходит излучение, отличающееся от наблюдаемой частоты линии водяного пара вследствие относительного движения источника и наблюдателя. Здесь может быть или уменьшение частоты или увеличение частоты. На сдвиг частоты влияют факторы, связанные с движением, которые учитывают при подготовке проведении наблюдений. К таковым относятся вращение Земли вокруг оси, движение земного шара вокруг Солнца и движения Солнца к апексу.
Наблюдения по возможности проводились в ясную погоду или в небольшую облачность. Мазерные источники НгО имеют большой диапазон изменений интенсивности. Чтобы зарегистрировать какие-либо слабые детали в спектре, требуется высокая чувствительность, которая достигалась путем большого накопления сигнала.
При наблюдении использовались два способа наведения телескопа и накопления сигнала: метод ON-ON (наведение-наведение) и метод ON-OFF (наведение-отведение). Первый метод использовался для наблюдения несильных сигналов (см. рис. 1.2). При этом область сравнения выбиралась отстоящей от исследуемого источника точно на угол качания диаграммы направленности антенны. В результате во время первого цикла ON телескоп наводился на источник одним направлением приема, при этом сигнал от источника (и также от фона неба) поступал в приемник через правый облучатель, а калибровочный сигнал и фон неба вводились в тракт левого облучателя. В начале этого цикла на время 2-5 мин включался ГШ и проводилось накопление сигнала от него. Причем ГШ накладывался на сигнал от источника (в противофазе). После выключения ГШ продолжалось накопление сигнала от источника. Во время второго цикла ON телескоп наводился на источник другим направлением приема - сигнал поступал через левый облучатель, а правый облучатель был направлен на область сравнения, и также шло накопление сигнала.
В силу симметричной модуляции получался уровень для ГШ и два уровня для источника, смещенных друг относительно друга на двойную величину сигнала. С помощью калибровочного генератора шума осуществлялась калибровка выходного напряжения в каждом канале, которая выражалась в единице антенной температуры. Значение антенной температуры при таком методе получалась удвоенной.
Метод ON-OFF (см. рис. 1.3) отличается от первого тем, что во время цикла OFF телескоп наводился на область сравнения обоими направле ниями приёма - левым и правым рупорами, а калибровочный сигнал вводился в тракт левого рупора.
В начале этого цикла на время 2-5 мин включался ГШ и проводилось накопление сигнала от него, а затем накапливался сигнал от области сравнения. Причем участок неба выбирался недалеко от источника с учетом отсутствия ярких источников излучения оттуда на частоте наблюдения. После этого телескоп наводился одним из своих направлений приема (левым рупором) на источник и проводилось накопление сигнала от него (цикл ON). В результате получались уровни для ГШ, для области сравнения (фона неба) и для источника (рис. 1.3). В ходе обработки данных каждого спектрального канала из сигнала в направлении источника вычитался сигнал фона неба и получался спектр излучения самого источника.
Такой метод используется для наблюдения сильных источников. В случае сильных источников при наблюдениях методом ON-ON калибровка затруднительна, поскольку она проводится на уровне сигнала. Этот уровень может иметь значительные вариации из-за возможных изменений погодных условий и коэффициента усиления приемника, что приводит к сильному искажению величины калибровочного сигнала. Поэтому при наблюдения сильного источника калибровку проводят относительно области сравнения.
Мониторинг мазера Н20 NGC 7538 (представление данных)
Каталог спектров, полученных в ходе длительного мониторинга объекта NGC7538 в линии водяного пара, представлен в [83, 84, 127]. В результате обработки спектров были получены кривые переменности интегрального потока и центроида скоростей всего интервала, наложение спектров и средние спектры для разных промежутков времени, проведено вычисление интегрального потока участков спектра и вычисление параметров отдельных компонент (см. главу 2). Долговременные наблюдения мазеров в областях звездообразования обнаруживают переменность многих вышеперечисленных параметров излучения во времени, что позволяет провести анализ изменений.
Как отмечалось в начале данной главы, в области NGC 7538 мазерное излучение НгО наблюдается от двух источников, разнесенных на 0.4s по прямому восхождению и на 1 19" по склонению. При ширине диаграммы направленности антенны РТ-22 2.6 в случае наблюдения северного источника излучение южного источника ослабляется в 2 раза.
Исходя из результатов исследований мазеров Н2О в области NGC 7538 с высоким угловым разрешением, которым посвящен ряд работ [81, 82, 124, 126], было получено, что излучение вблизи лучевой скорости —55 км/с исходило как из северного, так и из южного источников. В направлении S поток не превышал 100 Ян. Однако, поскольку диаграмма антенны РТ-22 превышает расстояние между источниками N и S, принадлежность этого излучения к N или S не была определена.
Для более корректного разделения излучения на два компонента (источники N и S) желательно иметь одновременные спектры, полученные с обоих направлений. Это позволит установить принадлежность эмиссионных деталей соответствующему источнику. Такие специальные наблюдения в направлении NGC 7538 в нескольких точках, проводимые на РТ-22 с января 2003 г., позволили установить, что сильная вспышка мазерного излучения на скоростях от —57 до —52 км/с, начавшаяся в 1999 г., связана с NGC7538S [127,145].
Южный источник слабее северного, но его спектр состоит из нескольких эмиссионных деталей и поэтому его влияние на переменность полного потока N-источника заметно. Так как скорости деталей источников более или менее различны и достаточно стабильны, можно скорректировать наблюдаемый полный поток за вклад излучения от южного источника.
На рис. 3.7а приведена переменность интегрального потока всего спектра. Числа над некоторыми максимумами показывают скорости деталей, излучение которых было существенным в данный период. Деталь с индексом S относится к южному источнику, остальные к северному источнику. Штриховой линией выделена медленная составляющая переменности потока. Кроме того, для каждого спектра был вычислен центроид скоростей ("средневзвешенная" лучевая скорость) мазерного излуче ния (рис. 3.76). Наблюдаются сильные скачки скорости, которые были вызваны появлением или исчезновением излучения отдельных эмиссионных деталей или групп деталей. Штриховыми и штрих-пунктирной горизонтальными линиями обозначены наиболее предпочтительные значения скоростей центроида.
Были построены наложения спектров и средние спектры для двух интервалов 1981-1992 (рис. 3.8а и в) и 1996-2003 гг. (рис. 3.86 и г). Из наложения спектров рис. 3.8а были исключены три спектра 1982 г. (вспышка продолжительностью менее четырех месяцев) и четыре спектра с конца 1984 г. до середины 1985 г., когда произошла самая сильная вспышка во время мониторинга 1981-1992 гг. Наложение спектров позволило более четко выявить триплетную структуру спектров НгО мазера в NGC 7538.
На рис. 3.9 показаны временные вариации плотности потока основных компонентов трех групп деталей триплетнои структуры спектра первого цикла активности. Стрелками показаны моменты, когда имела место антикорреляция потоков компонентов на лучевых скоростях —60 и —54.6 км/с. Вертикальными черточками внизу показаны положения максимумов излучения, полученных интерполяцией кривых 1 и 3.
В таблице 3.1 приведены спектральные участки, соответствующие им интервалы лучевых скоростей, максимальные значения интегральных потоков за период 1996-2003 гг. и плотности потоков в максимуме, которые были получены делением максимального значения Fjnt на величину соответствующего спектрального участка AVLSR- Критерием разделения спектра на участки послужили глубокие провалы (в 7 из 9 случаев до нуля) в полном наложении спектров второго цикла активности (рис. 3.86). Это означает, что на некоторых лучевых скоростях с 1996 по 2003 годы излучение вообще не наблюдалось [84]. Эти значения VLSR были приняты за границы разбиения спектра на отдельные участки. Для каждого из них были вычислены интегральные потоки.
На рис. 3.10 представлены кривые переменности интегральных потоков боковых участков триплетного спектра, для которых имела место антикорреляция. На каждом рисунке даны кривые переменности потоков двух участков спектра. Для удобства сравнения они представлены в разных масштабах, исключая последний участок спектра. Кривым, которые изображены сплошными линиями, соответствуют масштабные шка лы слева. Нумерация кривых дана в соответствии с таблицей 1. Стрелками отмечены места антикорреляции (сплошные линии) и корреляции (пунктирные линии) интегральных потоков.
Результаты выделения отдельных компонентов периода 1982-1992 гг. представлены на рис. 3.11-3.14. Основные компоненты пронумерованы. Большими кружками отмечены положения максимумов потоков. Цифры над большими кружками отражают значения потоков. Моменты антикорреляции между потоками двух компонентов обозначены символом "АС", а в скобках приведены номера компонентов. На определенных временных участках вариации VLSR компонентов аппроксимированы отрезками прямых линий.
Результаты аналогичного анализа спектров периода 1996-2003 гг. представлены на рис. 3.15-3.17 и частично на рис. 3.13. Обозначения те же, что и на рис. 3.11-3.14. Для анализа использованы только компоненты с ярко выраженными максимумами, что гарантировало указанную выше точность в определении лучевых скоростей. Остальные компоненты приведены на рисунках для получения общей картины эволюции мазерного излучения в периоды вспышечной активности. На рис. 3.17 элементы цепочек и соответствующие им пики потоков (для цепочки А) пронумерованы. Штриховой линией вписана усредненная гладкая кривая.
Структура типа "многозвенные цепочки"
Переменность центроида скоростей (рис. 3.206) имеет синусоидальный вид с периодом около двух лет. Основные его колебания происходили в пределах интервала скоростей 1 км/с. Центр синусоиды находится вблизи отметки —54.3 км/с. Сильные отклонения кривой центроида от синусоиды в начале и, особенно, в конце временного интервала вызваны эмиссией на -56.7 км/с. Корреляция между переменностью интегрального потока мазерного излучения и поведением средневзвешенной скорости не просматривается.
Это возможно в случае существования двух или более причин переменности, суперпозиция которых может приводить к некоррелированным вариациям интегрального потока и центроида скоростей.
Эволюция средних спектров (рис. 3.21), полученных согласно поведению центроида скоростей, показывает наличие четырех спектральных групп деталей (с учетом излучения на участке от —57.5 до —56 км/с).
Группа с лучевой скоростью —53.8 км/с имеется только в первых трех средних спектрах и потом исчезла. Средние спектры показывают вариации лучевой скорости основных компонентов, причем у одной из них скорость менялась с периодом примерно в два года.
На основании формы средних спектров [128] были выделены два участка лучевых скоростей: от —52 до —55 км/с и от —56 до —57 км/с (рис. 3.22). Излучение на этих участках было представлено суперпозицией отдельных деталей (гауссиан). Имеется большое число компонентов, потоки и, особенно, лучевые скорости которых меняются сложным образом. Переменность лучевых скоростей не объясняется в рамках модели кеплеровского вращения. При тех параметрах источника NGC 7538 S, которые были определены в [142], изменения скорости компонентов существенно меньше наблюдаемых.
На рис. 3.22 видно, что эволюция компонентов имеет сложный вид: сильная переменность и короткое время жизни. Наблюдались скачки скорости (0.14).2 км/с), вызванные, видимо, исчезновением излучения одних деталей и появлением излучения других деталей.
Это может происходить из-за неоднородности среды на пути распространения ударной волны в период вспышки. В интервале лучевых скоростей от —55 до —53 км/с было обнаружено 7 компонентов (A-G на рис. 3.22). У компонентов А-С вспышки излучения сопровождались скачками скорости. У других компонентов (D-G) скачки лучевых скоростей, сопровождаемые вспышками потока излучения, изменялись в меньшем интервале.
Важно отметить особенность вспышек D и F. Их вспышки следовали с интервалами 1.1,1.2 и 1.8 г. для D, и 1.2 и 1.7 г. для F. Особый интерес представляет периодичность излучения D.
Возможно, что в период пониженной активности мазера в конце 2002 г., очередной максимум просто не удалось зарегистрировать. Его возможное положение отмечено светлым кружком. В этом случае максимумы излучения компонента D будут иметь достаточно хорошую периодичность с интервалами 1.1,1.2, 0.9 и 0.9 г., т.е. средний период равен примерно одному году [128].
Излучение в интервале скоростей 1 км/с, от —57 до —56 км/с, также имеет сложную структуру, состоящую, по крайней мере, из трех деталей. В пределах каждого из двух циклов активности имеется корреляция переменности его потока с интегральным потоком и, следовательно, с излучением большинства компонентов интервала скоростей —(55-53) км/с.
Согласно мониторингу [83], до мая 1987 г. данное излучение появлялось лишь эпизодически. Между 1988 и 1989 г. оно не наблюдалось вовсе. Таким образом, можно сказать, что имеется достаточно хорошая корреляция переменности потоков всех компонентов спектрального участка от —57 до —53 км/с. Отсюда следует, что компоненты могут образовывать компактную группу и иметь единый источник накачки. Сложный характер переменности отдельных компонентов, скорее всего, связан со сложной пространственной структурой сильно фрагментировашюй области, ответственной за данное излучение.
Более или менее периодические вариации потоков компонентов Л, D и Е с несколько различающимися периодами, могут быть следствием имеющихся неоднородностей среды на пути распространения ударной волны. Такие неоднородности могут образовывать вытянутые структуры типа волокон или цепочек. При скорости ударной волны около 10 км/с и средним периодом порядка одного года, средний шаг структуры может быть 2 а.е., а полная длина 6-& а.е. Это существенно больше, чем, например, в случае W75N (VLA2), где длина аналогичных образований составляет 1 а.е. [143]. Однако следует обратить внимание на то, что в W75N (VLA2) радиус молодой расширяющейся оболочки составляет всего лишь около 200 а.е., в то время как в NGC 7538 S радиус массивного вращающегося диска равен 15000 а.е.
Период средневзвешенной лучевой скорости в два года (рис. 3.206) определяется совокупностью вспышечной активности всех деталей. В моменты минимума активности компонентов А-С центроид смещался в сторону скоростей компонентов D-G и происходило такое смещение как раз с периодом в два года.
Согласно наблюдениям в мае 1987 года [82], имеется только одна эмиссионная деталь с лучевой скоростью —54.8 км/с, которая попадает в интервал от —57 км/с до —52 км/с. Мониторинг [83, 84, 127] показал, что наблюдения [82] приходятся на эпоху между двумя фазами (циклами) активности мазера, рассматриваемой в интервале от —55 до —53 км/с.
Наиболее активным мазер был с января 1984 г. по март 1985 г. При этом профиль линии был сложным и, видимо, состоял из трех деталей. Наиболее интенсивной была деталь на —54.3 км/с, а в начале 1987 г. деталь на —54.6 км/с. Различие в значениях скоростей (0.2 км/с) может быть из-за каких-либо систематических ошибок, свойственным каталогам; тем более, что наблюдения проводились на разных радиотелескопах. В 1988 г. произошла сильная вспышка этой детали (F = 150 Ян). Затем она быстро угасла и появилась другая деталь на близкой скорости, -54.3 км/с.
Наблюдаемая картина переменности показывает, что нет заметного дрейфа скорости деталей, а имеется сложная структура области, ответственной за мазерное излучение на участке спектра от —55 до —53 км/с.
Переменность интегрального мазерного излучения Н2О
При уменьшении интервала подсчета выявляется более тонкая структура распределения (рис. 4.7). То есть каждое из двух крупномасштабных скоплений мазерных пятен содержит минимум по три группы мазерных пятен меньшего масштаба. Это организованные структуры среднего масштаба, сформированные группами мазерных пятен, (рис. 4.7 и рис. 4.8)
Наблюдаемые компоненты тонкой структуры могут быть отождествлены с отдельными скоплениями мазерных деталей согласно VLA-карте [132]. Отсутствие разрешения скоплений на отдельные эмиссионные детали, не позволило провести более точное отождествление обнаруженных структур.
Также в пользу среднемасштабных структур говорит наличие субмаксимумов излучения (рис. 4.6а). За весь мониторинг, исключая период высокой активности мазера в 1980-1982 гг. и две супервспышки, наблюдалось 17 субмаксимумов. Их интегральные потоки были близки и находились в среднем интервале 1100-1350 Ян х км/с. Было проведено сравнение самих спектров Н2О, полученных в эпохи субмаксимумов 1990-1995 гг. (рис. 4.10а). Оказалось, что в эти эпохи одна или две группы эмиссионных деталей также имели максимумы своего излучения (отмечены вертикальными черточками).
Несмотря на большие различия в структуре спектров, излучение некоторых компонентов на близких лучевых скоростях повторялось. Это свидетельствует о наличии устойчивых образований, ответственных за ма-зерное излучение НгО, и, видимо, о непростом источнике накачки.
Высокая вспьтшечная активность и наличие двух супервспышек мазерного излучения НгО в W31(2) позволила проследить за эволюцией, как отдельных групп мазерных пятен, так и самих мазерных деталей. Это, в свою очередь, дало возможность выявить структуры мазерных пятен.
Для большинства эмиссионных деталей имела место корреляция переменности потоков. Так максимумы излучения (рис. 4.9) на -2.7, -0.3, 0.2 и 1 км/с совпадают с максимумом главной детали на VLSR = -1.3 км/с.
Максимумы излучения трех наиболее интенсивных эмиссионных деталей (—1.3, —1.7 и —2.2 км/с) не совпадают по времени. Задержки максимумов второй и третьей деталей относительно первой составили около 0.18 и 0.12 года (см. рис. 4.96). Задержки могут быть связаны с последовательным возбуждением излучения в мазерных пятнах на VLSR = -1-3, -1.7 и -2.2 км/с.
Для цикла активности с ноября 1987 г. по май 1989 г., который следовал за супервспышкой, характерно наличие в спектрах НгО двух раздельных групп эмиссионных деталей. В первой из них наблюдался значительный дрейф максимума излучения в интервале скоростей от —4.7 до —2.7 км/с (рис. 4.106). Это было вызвано последовательным появлением излучения компонентов в порядке возрастания их лучевых скоростей.
Исключением был начальный период, когда появилась деталь на —4.7 км/с. Максимум другой группы имел значительно меньший дрейф (0.5 км/с) и в противоположном направлении. Он был вызван изменением соотношения интенсивностей двух спектрально близких компонентов, имеющих лучевые скорости 1.2 и 0.7 км/с. Дрейф излучения наблюдался только на лучевых скоростях —2 км/с, т.е. в интервале скоростей от —1.8 до +1.5 км/с. Эти скорости немного выше скорости молекулярного облака.
Главные детали 6 я 5 в целом имели лучевые скорости —1.3 и —1.7 км/с на протяжении всего временного-интервала 1985-1986 гг. Однако на нисходящей ветви эволюции вспышки, когда их потоки были более или менее одинаковыми (1600-2100 Ян), имел место дрейф деталей по лучевой скорости в течение двух месяцев. Темп дрейфа был высоким и составил 0.14 и —0.22 (км/с)/месяц, соответственно (см. рис. 4.9а). Следует отметить, что сначала имело место сближение компонентов, а затем их "разбегание". Объяснение дано в подглаве 4.5.5.ле активности 1997 г., так и во время сильной вспышки 1998-1999 гг. (рис. 4.11). Исключением была деталь 9. Ее три максимума никак не коррелировали с основными максимумами вспышки 1998-1999 гг.
Коррелированные вариации лучевых скоростей и потоков свидетельствуют о том что, видимо, все мазерные пятна расположены в W31(2) компактными группами и связаны с аккреционным потоком на скопление ОВ-звезд [107].
Последовательное появление излучения деталей (фрагментов) при плавном изменении их лучевых скоростей (убывании или возрастании лучевых скоростей) может свидетельствовать о наличии градиента скорости в той области, где локализованы данные мазерные пятна НгО, которые могут образовывать структуры, например, в виде неоднородных волокон.
В пользу упорядоченных компактных структур говорит картина дрейфа основных компонентов (см. рис. 4.12). Смена направления дрейфа скорости компонентов (последовательности скачков или плавный дрейф VLSR может быть вызвана повторным воздействием звездного ветра во время очередной вспышечной активности центрального источника.
Приходит следующая волна активизации компонентов, которая снова возбуждает излучение первого фрагмента и происходит возврат к состоянию, близкому к исходному. Далее картина эволюции излучения может повторяться. Конечно, это идеализированная картина. Реально, могут быть большие отклонения по эволюционным причинам. Тем не менее, на рис. 4.12 просматриваются синхронные вариации скорости нескольких компонентов по описанному выше сценарию.
Анализ отдельных компонентов позволил провести статистическую обработку характера скачков скорости. Наблюдаемые дрейфы лучевых скоростей отражают смещения основных пиков излучения в спектрах Н20.
Каждый такой пик соответствует излучению одиночной детали, либо максимуму излучения суперпозиции нескольких деталей с близкими лучевыми скоростями (группа деталей).
