АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 1, с. 51-69

УДК 524.527

ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАЗЕРА ВОДЯНОГО ПАРА

В ГАЛАКТИЧЕСКОМ ИСТОЧНИКЕ IRAS 18316-0602

Г. К. МакЛеод⁴, С. П. ван ден Хеевер⁴, П. Волак⁵, M. Олеч⁵,

А. В. Ипатов², Д. В. Иванов², А. Г. Михайлов², А. Е. Мельников²,

К. Ментен⁶, А. Беллоче⁶, А. Вейс⁶, П. Мазумдар⁶, Ф. Шуллер^6,7

¹Отдел радиоастрономии и геодинамики,

Крымская астрофизическая обсерватория, Кацивели, Россия

²Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург, Россия

³Физический институт им. П. Н. Лебедева РАН, Астрокосмический центр, Москва, Россия

⁴Радиоастрономическая обсерватория Хартебестхук, Крюгерсдорп, ЮАР

⁵Центр астрономии, факультет физики, астрономии и информатики,

Университет Николая Коперника, Торунь, Польша

⁶Институт радиоастрономии Общества им. Макса Планка, Бонн, Германия

⁷Парижский университет Дидро, Гиф-сюр-Ивет, Франция

Поступила в редакцию 27.04.2018 г.; принята в печать 22.06.2018 г.

Представлены результаты длительного мониторинга галактического мазерного источника IRAS

18316-0602 (G25.65+1.05) в линии водяного пара (переход 6₁₆-5₂₃, частота линии f = 22.235 ГГц),

выполненные на радиотелескопах РТ-22 (Симеиз), РТ-26 (ХартРАО), РТ-26 (Торунь). На РТ-22

источник эпизодически наблюдался с 2000 г., более регулярные наблюдения начаты в 2017 г. В

объекте зарегистрирована самая мощная за всю историю наблюдений двойная вспышка, начавшаяся

в сентябре 2017 г. и продолжавшаяся до февраля 2018 г. В большинстве своем мониторинг

вспышки осуществлялся в ежедневном режиме. Детальное исследование изменения плотности потока

излучения источника, в максимуме достигающего P ≈ 1.3 × 10⁵ Ян, позволило сделать важные

научные выводы о возможном механизме излучения в линии водяного пара. Экспоненциальное

нарастание плотности потока излучения в двойной вспышке свидетельствует о том, что мы имеем

дело с ненасыщенным мазером вплоть до максимальных значений плотностей потоков излучения.

Дополнительным аргументом в пользу такого состояния мазера является не очень высокая линейная

поляризация (≈30%), почти вдвое более низкая, чем в таком известном галактическом килома-

зере, как Orion KL. Более точное расстояние, полученное для IRAS 18316-0602 (12.5 кпк), и

значение плотности потока излучения в максимуме вспышки (≈1.3 × 10⁵ Ян) делают этот источник

самым мощным галактическим киломазером. Двойственная форма вспышки с экспоненциальными

подъемами плотности потока излучения исключает возможность объяснения вспышечного явления

эффектом направленности диаграммы излучения по отношению к наблюдателю. Физическую природу

вспышки следует связать с внутренними параметрами среды, в которой находятся мазерные глобулы,

излучающие в линии водяного пара. Быстрый экспоненциальный рост плотности потока излучения

киломазера и экспоненциальные спады требуют наличия взрывного подъема плотности среды и

потока квантов, приводящие к увеличению температуры от начального базового уровня в 10-40 К.

Предложен механизм первичного энерговыделения в IRAS 18316-0602, который можно связать с

кратной массивной звездной системой, находящейся на стадии эволюции, предшествующей главной

последовательности. Вспышка в объекте может инициироваться гравитационным взаимодействием

массивного компаньона с центральной звездой в периастре. В результате мощного гравитационного

возмущения возможен сброс оболочки центральной сверхмассивной звезды, которая достигает

аккреционного диска и создает взрывной подъем плотности и температуры в газово-пылевой среде,

где расположены мазерные глобулы.

DOI: 10.1134/S0004629919010067

^*E-mail: volvach@meta.ua

ВОЛЬВАЧ и др.

1. ВВЕДЕНИЕ

исследовался в радиодиапазоне в непрерывном

спектре на частотах 5 и 8 ГГц [9, 10]. Наблюдения

После открытия мазерного перехода 6₁₆-5₂₃ в

объекта в субмиллиметровом диапазоне длин волн

молекуле водяного пара в 1969 г. было установле-

450-1100 мкм проводились в 1995 г. [11, 12].

но, что мазерное излучение связано с НII областя-

Линия CO была обнаружена в источнике на

ми или с холодными звездами поздних спектраль-

длине волны 2.6 мм в 1991 г. Мак Катчеоном

ных классов [1].

[9]. С положительным результатом были также

В 1971 г. с участием 22-метрового радиотеле-

проведены наблюдения линий CS и NH₃ [13, 14].

скопа РТ-22 в Симеизе проведены первые в мире

межконтинентальные РСДБ наблюдения источни-

В ближнем ИК диапазоне наблюдения IRAS

ков в линиях водяного пара на частоте мазерного

18316-0602 были выполнены с целью обнаружения

перехода 6₁₆-5₂₃ (частота линии f = 22.235 ГГц).

биполярных потоков от областей звездообразова-

Достигнуто угловое разрешение радиоинтерферо-

ния [15]. Выделены потоки в линии HII от молодых

метра РТ-22 (Симеиз) — РТ-37 (Хайстек) 0.1 мсек

звездных образований больших масс, расположен-

дуги. В галактических объектах были найдены

ных в центральной области ИК источника. Просле-

живается связь между плотным газом, мазерным

скопления Н₂О источников и обнаружена мощ-

источником и массивной молодой звездой [16].

ная вспышка в комплексе W49. Быстрое измене-

ние потока свидетельствовало о весьма небольших

Как мазер Н₂О и метанольный мазер, IRAS

размерах области излучения. Этот вывод был под-

18316-0602 продетектирован в 1994-1996 гг. [17-

твержден РСДБ наблюдениями, реализованными с

19]. Исследователями отмечалось, что несмотря на

максимальным угловым разрешением. Яркостная

ничтожную долю мощности мазера по отношению к

температура областей излучения Н₂О достигала

болометрической светимости газово-пылевого об-

10¹⁶ К, что могло быть объяснено лишь мазерным

лака (10-9), замечена корреляция между интен-

механизмом [2].

сивностью мазера Н₂О и светимостью материн-

В плотных оболочках протозвезд, где имеется

ского облака в далеком инфракрасном диапазоне

нагрев среды, в том числе ударными волнами, про-

(60 мкм).

тозвездными выбросами, или аккрецией вещества,

Во время открытия IRAS 18316-0602 его инте-

содержание Н₂О может составлять 10-4 по от-

гральный поток в линии Н₂О был F_ν ≈ 1000 Ян. По

ношению к плотности газа. Это на 4-5 порядков

данным наших наблюдений временами поток падал

выше, чем среднее соотношение в Галактике [3-6].

до уровня около 10 Ян.

Испаряясь при температурах около 100 К, моле-

В работе представлены новые данные монито-

кулы воды становятся доминирующими в газовой

ринга IRAS 18316-0602 в линии водяного пара,

составляющей протозвезд наравне с молекулой

выполненного на перечисленных радиотелескопах,

СО. Водяные мазеры оставляют следы в областях

в основном, в период с сентября 2017 г. по февраль

звездообразования в зонах НII и указывают на

2018 г. В этот интервал времени в источнике про-

появление новых протозвезд.

изошла гигантская двойная супервспышка в линии

Мазер водяного пара Н₂О (переход 6₁₆-5₂₃)

водяного пара с рекордной амплитудой потока. На-

в инфракрасном галактическом источнике IRAS

блюдения, полученные, как правило, в ежедневном

18316-0602 был обнаружен в марте 1989 г. в

режиме, проводились вблизи кульминации источ-

процессе проведения обзора выборки объектов из

ника с целью снижения влияния атмосферы.

каталога IRAS Point Source Catalog (PSC), ото-

бранных по определенным критериям. Основные

требования к выбранным источникам включали

2. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ

положения, чтобы инфракрасные потоки объектов

И ОБРАБОТКИ ДАННЫХ

на 60 мкм F₆₀ были не менее 100 Ян, и наклон

спектра в диапазоне 12-60 мкм был достаточно

Для приема и регистрации сигналов от источ-

крутой.

ников в линии водяного пара на РТ-22 КрАО

Работы проводились на 32-м радиотелескопе в

использовался модернизированный спектрально-

Медичине (Италия) группой исследователей, кото-

поляриметрический радиометр с фурье-спектр

рые пронаблюдали 260 инфракрасных источников

анализатором параллельного типа, который имел

ив17%изнихобнаружилимазерыН₂О.Большин-

512 и (или) 2048 каналов и разрешение 8 и 2 кГц

ство мазеров были новыми, и среди них — мазер

(105 и 26 м/с по лучевой скорости в линии Н₂О)

IRAS 18316-0602 [7].

соответственно [20]. Полученные при наблюде-

Источник IRAS 18316-0602 связан со сверх-

ниях спектральные данные корректировались за

компактной НII областью G25.65+1.05

[8]. С

поглощение в атмосфере и изменение эффективной

целью нахождения спектрального распределе-

площади радиотелескопа в зависимости от угла

ния энергии излучения (SED) IRAS 18316-0602

места.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАЗЕРА ВОДЯНОГО ПАРА

Полоса приема информации составляла 4 МГц

3. МОДЕЛЬ МАЗЕРНОГО ИСТОЧНИКА

при использовании системы регистрации Марк-

Предположительно Н₂О излучение возникает

5В+. Программное обеспечение создано в отде-

в плотных газово-пылевых облаках компактных

ле радиоастрономии КрАО. Шумовая температура

Н_II областей. Для случая известного киломазера

системы T_ш и поглощение в атмосфере определя-

W49 для обеспечения наблюдаемой инфракрасной

лись по калибровочной ступеньке, “разрезам ат-

светимости и создания существующей НII области

мосферы” и фиксированным температурным пере-

как первичный источник энергии необходима оди-

падам на апертуре радиотелескопа. Шумовая тем-

ночная звезда класса О5 [22]. Пыль, сосредото-

пература T_ш варьировалась в пределах 150-200 К

ченная в НII области, вероятно, имеет форму “ко-

в зависимости от погодных условий. Калибровка

конов”, преобразующих фотоны звезды класса О5

по потоку осуществлялась с использованием ис-

в инфракрасное излучение [23]. Так как испарение

точников DR21, Vir-A, Cyg-A. Ширина диаграммы

Н₂О происходит при температуре T ≈ 100 К, то

направленности радиотелескопа на 22 ГГц состав-

радиационный нагрев пылинок со льдом приводит

ляла 150^′′. Чувствительность радиотелескопа была

к возникновению водяного пара.

13 Ян/К.

Звезда О5, имеющая светимость L ≈ 5 × 10⁵L_⊙,

Прием данных можно было проводить как в кру-

может разрушать пылевые частицы на расстоянии

говой, так и линейной поляризациях. В последнем

R_HII ≈ 8 × 10¹⁷ см и создавать компактную НII

случае использовался поляризатор, работающий

область [24]. Накачка водяных мазеров произво-

на эффекте Фарадея. Управление поляризатором

дится либо инфракрасным излучением пыли, либо

производилось в автоматическом режиме. Циф-

УФ излучением центральной звезды, либо столкно-

ровой выходной сигнал радиометра интегрировал-

вениями [25]. Существование сильно переменных

ся в течение 3 мин при каждом повороте плос-

линий Н₂О, скорее всего, связано с коротким вре-

кости поляризации поляризатора на фиксирован-

менем жизни молекул водяного пара по сравнению

ный угол и регистрировался при помощи спектр-

с фотодиссоциационными процессами, происхо-

анализатора. Антенная температура принимаемого

дящими в поле интенсивного ультрафиолетового

излучения калибровалась по сигналу от генератора

излучения [26]. Температурные нестабильности в

шума (ГШ). Значение температуры калибровочной

“коконах” пыли могут приводить даже к образова-

ступеньки ГШ устанавливалось с использованием

нию значительных пылевых “глыб” [27]. Исчезно-

известного температурного перепада на апертуре

вение деталей Н₂О можно связать с пересыханием

радиотелескопа. Фиксированный температурный

“источников” водяного пара [22]. В изложенной

перепад обеспечивался согласованной нагрузкой

концепции мазеры Н₂О локализуются в пылевом

на апертуре, находящейся при комнатной темпера-

слое компактной НII области, расширяющейся, в

туре и температуре жидкого азота.

первом приближении, со скоростью звука (v_s ≈

≈ 10 км/с).

Приемная система, работающая на длине волны

1.35

см, устанавливалась во вторичном фокусе

Можно также допустить, что индивидуальные

РТ-22. Перестраиваемые гетеродины, синхрони-

детали в излучении Н₂О принадлежат мало мас-

зируемые высокостабильной частотой 5 МГц от

сивным протозвездам [28]. В этом случае диспер-

водородного стандарта частоты VCH-1005, обес-

сия скоростей линий будет соответствовать раз-

печивали преобразование входных частот приема в

бросу кинетических энергий отдельных протозвезд

промежуточную частоту с полосой 4 МГц [21]. Цикл

в протоскоплении. Тогда общая масса скопления

наблюдений мазерных линий состоял в накоплении

должна быть порядка M_c ≈ 2 × 10³M_⊙ для уста-

сигнала в течение 5-10 минут при наведении на

новления его гравитационной границы (R ≈ 1 пк).

источник (on) и при отведении с источника на 1^◦

Такие массы являются типичными для открытых

в сторону от источника (off). Циклы могли повто-

галактических скоплений.

ряться для достижения необходимого отношения

Интерферометрические наблюдения показыва-

сигнал/шум.

ют, что мазеры Н₂О тесно ассоциируются с суб-

миллиметровыми и инфракрасными источниками,

Наблюдения в обсерваториях ХартРАО (Юж-

подтверждая тезис о важности ИК излучения в

ная Африка) и Торунь (Польша) в методическом

осуществлении накачки мазеров. Плотная пылевая

плане были схожими с теми, которые проводились

оболочка с температурой T ≈ 40 К, в которую

на РТ-22 в Симеизе. В ХартРАО использовалась

вкраплены мазерные глобулы, может давать погло-

26-м антенна с криогенным радиометром на часто-

щение в видимом диапазоне до тысячи звездных

ту 22.2 ГГц. Спектрометр с полосой 8 МГц имел

величин. В инфракрасном диапазоне и на субмил-

разрешение по скорости 105 м/с. В обсерватории

лиметрах источник имеет менее заметную оптиче-

Торунь цифровой автокоррелятор на 4096 каналов

скую толщу τ [11]. Для обеспечения максимального

имел разрешение по скорости около 26 м/с.

энерговыделения ИК источника необходимо, чтобы

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ВОЛЬВАЧ и др.

τ не сильно превышала единицу. Видимо, такая

два порядка ниже светимости ярчайших объектов

ситуация и реализуется в мазерных объектах.

каталога IRAS. Столь невысокая светимость при-

Явление вспышки не может быть объяснено

водит к классу возбуждающей звезды B0 (T_эфф ≈

единичным выбросом энергии, который увеличива-

≈ 3 × 10⁴ К) и сравнительно невысокой плотности

ет скорость накачки и затем приводит к вспышке,

газа n_H ≈ 2 × 10⁴ см-3 [34].

убывающей из-за диффузии [29]. Скорее всего,

Ситуация существенным образом изменилась

реализуется вариант, согласно которому облако

после появления данных измерения динамических

водяного пара подвергается воздействию споради-

расстояний большого количества галактических

ческих энергетических явлений, которые ведут к

мазерных объектов [35]. Новые данные о рассто-

сильному увеличению скорости накачки, темпера-

янии до источника получены в 2011 г. с исполь-

туры и плотности мазерных облаков. Значитель-

зованием методики анализа спектров нейтрального

ное возрастание интенсивности, в несколько сотен

водорода HI в направлениях локализации мазеров

раз в течение вспышки, может быть объяснено

метанола (6.7 ГГц). Из общей выборки метаноль-

ненасыщенным мазером, в котором определенным

ных мазеров были отобраны 442 источника, среди

образом стимулируется скорость излучения [30].

которых был и IRAS 18316-0602. Кинематические

В этом случае усиление мазера экспоненциально

расстояния до источников определялись в рамках

растет со скоростью накачки. Линейная поляри-

модели кривой галактического вращения при кру-

зация отражает ключевую роль магнитного поля

говом движении объектов вокруг центра Галакти-

в создании физических процессов, приводящих к

ки. При этом использовались уточненные данные

эффекту насыщения мазера.

скорости движения Солнца вокруг центра Галак-

Так, например, в источнике Orion KL величина

тики — 246 км/с. Согласно проведенным иссле-

линейной поляризации растет линейно до миллио-

дованиям, кинематическое расстояние до объекта

на Ян (60%) и далее остается постоянной с увели-

G025.650+1.050 (IRAS 18316-0602) составляет

чением потока [30]. Для меньших значений потоков

12.5 кпк. Важно, что это значение было определено

степень поляризации увеличивается пропорцио-

для диапазона лучевых скоростей в этом мазерном

нально потоку, стимулируя скорость излучения и

источнике — 40.6-41.9 км/с. Близко к данному

релаксацию [31]. Таким образом, в конечном сче-

диапазону находятся линии водяного пара, которые

те, наблюдается процесс насыщения мазера Н₂О.

вспыхивали в IRAS 18316-0602 в конце 2016 г. и

Стадия ненасыщенного мазера может приводить к

сентябре 2017 г. — феврале 2018 г. По этим данным

увеличению энергии накачки в несколько сотен раз.

IRAS 18316-0602 находится за центром Галактики

В Orion KL не обнаружено заметных изменений

и является одним из самых далеких мазеров внутри

скорости линии 8 км/с и связанных с ней деталей

нашей Галактики.

[32], что может указывать на то, что эта деталь

В соответствии с полученным расстоянием до

вспыхивает изолированным в пространстве спосо-

мазера болометрическая светимость ИК источ-

бом.

L_⊙. На основе этих данных,

ника L_бол ≈ 5 × 10⁵

IRAS 18316-0602 находится в одном ряду с

4. МОНИТОРИНГ СПЕКТРАЛЬНОЙ

наиболее яркими представителями галактических

ПЛОТНОСТИ ПОТОКА

ИК источников: IRAS 18507+0110 (L_бол ≈ 7.5 ×

IRAS 18316-0602 В ЛИНИИ Н₂О

× 10⁵L_⊙), IRAS 18314-0720 (L_бол ≈ 1.0 × 10⁶L_⊙),

Источник IRAS 18316-0602 не был выдающим-

IRAS 18449-0158 (L_бол ≈ 1.8 × 10⁶L_⊙). При этом

ся в каталоге IRAS, поэтому он сначала не привлек

возбуждающую звезду следует классифицировать

к себе особого внимания. Сверхмощные вспышки,

как О4 с эффективной температурой поверхности

произошедшие в IRAS 18316-0602 в конце 2016 г.

5.8 × 10⁴ К. То есть мы можем иметь дело с

и сентябре 2017 г. — феврале 2018 г., заставили

массивным горячим гигантом в десятки солнечных

изменить к нему отношение и задуматься над тем,

масс, способным ионизовать плотную среду вокруг

каким образом такой обычный источник мог уве-

себя на расстоянии 10¹⁷-10¹⁸ см.

личить поток в линии водяного пара почти до 1.3 ×

Таким образом, источник IRAS 18316-0602 из

× 10⁵ Ян, то есть почти в тысячу раз?

разряда заурядных объектов переходит в катего-

По данным работы [33] IRAS 18316-0602 на-

рию самого мощного галактического киломазера,

ходится на расстоянии около 3.3 кпк от Солн-

превосходящего по мощности W49N и Orion KL.

ца. В таком случае он должен иметь болометри-

Мы учли, что пиковое значение плотности потока в

ческую светимость L_бол ≈ 2.5 × 10⁴L_⊙. Основная

линии водяного мазера в полосе 50 кГц в рассмат-

доля светимости, обеспеченная газово-пылевым

риваемом источнике в последней двойной вспышке

облаком, сосредоточена в инфракрасном и субмил-

в сентябре 2017 г. — феврале 2018 г. приблизилось

лиметровом диапазонах длин волн. Это значение на

к отметке 1.3 × 10⁵ Ян.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАЗЕРА ВОДЯНОГО ПАРА

2000

2004

2008

2012

2016

50 000

40 000

30 000

20 000

10 000

2000

2004

2008

2012

2016

Year

Рис. 1. Долговременный мониторинг IRAS 18316-0602 в линии водяного пара.

Наблюдения за этим источником были нача-

первой и третьей супервспышками), который объ-

ты нами в 2000 г., но проводились эпизодиче-

яснял бы наличие такой зависимости амплитуды со

ски. В объекте не было зафиксировано серьезных

временем:

подъемов плотности потока излучения. На рис. 1

log(A₂/A₁) ≈ k log ΔT,

(1)

показан график зависимости плотности потока в

линии водяного пара в зависимости от эпохи на-

где A₂/A₁ — отношение амплитуд последующей и

блюдений. Основная масса данных, показанных на

предыдущей вспышек, ΔT — время между вспыш-

графике, опубликована в работах [7, 36] (крестики),

ками в годах и k ≈ 0.5 — константа.

данные наших наблюдений помечены кружками.

Квазигармонические изменения амплитуды ма-

На рис. 1 видно, что в течение промежутка вре-

зера водяного пара на масштабах времени около

мени с 2000 г. по август 2017 г. произошли три

10 лет в объектах G59.78+0.06, Sh2-128 и Sh2-

изолированные большие вспышки с нарастающей

184 были отмечены авторами работы [37]. Воз-

по времени амплитудой. И хотя максимум вспышки

можный cуперпериод 15-16 лет в W Hydrae также

2002 г. не удалось прописать полностью, видно,

упоминался Рудницким, Лехтом и Берулисом [38].

что она была меньше следующего максимума в

В последнем случае авторы связывают этот период

2010-2011 гг. Вспышки конца 2016 г. по амплитуде

с изменениями активности центральной звезды.

больше двух предыдущих [36].

С начала последней вспышки водяного мазера

Наряду с увеличением амплитуды вспышек со

в источнике IRAS 18316-0602 в сентябре 2017 г.

временем отмечается обратная тенденция измене-

мониторинг объекта проводился нами в большин-

ния длительности вспышки. Длительность вспыш-

стве случаев ежедневно (рис. 2) [39, 40]. Кривая

ки 2002 г. составляла около 2 лет. Продолжи-

изменения спектральной плотности потока — дву-

тельность процесса 2010-2011 гг. уменьшилась

горбая. Такая форма может свидетельствовать о

вдвое — до одного года. Всплеск потока в конце

том, что произошли резкие изменения в физиче-

2016 г. сократился до одного месяца. Нельзя ис-

ских характеристиках областей излучения мазера

ключить возможность, что мы имеем дело с раз-

водяного пара, в том числе связанные с внезап-

ными объектами, вспыхивающими в 2002 г., 2010-

ным впрыском энергии. Форма кривой изменения

2011 гг. и 2016 г.

плотности потока со временем (экспоненциальный

Если на основе наблюдательных данных по

рост и падение потока, а также двойственность) ис-

длительному мониторингу амплитуды мазера Н₂О

ключает объяснение феномена вспышки эффектом

допустить существование квазипериода, то его ве-

диаграммы направленности излучения. Поэтому от

личина будет T_пер ≈ 7-8 лет. Но амплитуда супер-

такого объяснения переменности плотности потока

вспышек, которые очерчивают этот период, варьи-

излучения мазера водяного пара следует отказать-

руется на порядок величины, нарастая с течением

ся.

времени. Непросто указать физический процесс,

Отличительной особенностью последних ги-

разделенный по времени на 15 лет (время между

гантских вспышек в IRAS 18316-0602 являются

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ВОЛЬВАЧ и др.

2017.5

2017.6

2017.7

2017.8

2017.9

2018.0

2018.1

150 000

120 000

90 000

60 000

30 000

2017.5

2017.6

2017.7

2017.8

2017.9

2018.0

2018.1

Year

Рис. 2. Двойная вспышка мазерного излучения в источнике IRAS 18316-0602. Кружками обозначены данные РТ-22

Симеиз, квадратами — данные HartRAO, ромбами — данные Торунь.

также их длительности, которые ощутимо меньше

плотности потока мазера служит важнейшим

длительности двух первых вспышек (рис.

1).

признаком состояния мазера во время вспышки: он

Суммарная длительность двойной вспышки 2017-

работает в ненасыщенном режиме, когда усиление

2018 гг. и вспышки конца 2016 г. (15 месяцев)

мазера возрастает экспоненциально с ростом

соизмерима с длительностью вспышки

2010-

скорости накачки [30].

2011 гг. Если источник вспышек один и тот же, то

Форма центральной части мазерной линии

это может быть связано с тем, что в первых двух

вблизи максимальной фазы (снижающейся до

супервспышках частота съема данных чрезвычай-

50 кГц) свидетельствует в пользу однокомпонент-

но низкая. Вспышка 2010-2011 гг. обозначена

ного источника, ответственного за основную долю

7 точками, а 2002 г. — всего тремя. При такой

увеличения плотности потока. Образцы записей

скважности наблюдений, когда сбор данных осу-

линии водяного пара в IRAS 18316-0602 вблизи

ществлялся с интервалами в 2-3 мес., визуально

максимумов первой и второй вспышек

2017-

может сложиться впечатление, что мы имеем дело

2018 гг. показаны на рис. 3 и 4.

со слившимися несколькими вспышками, когда

На склонах вспышек ниже 20 тысяч Ян стано-

процессы дезактивации мазера уступали место

вится очевидным, что объект, излучающий линию

процессам его активации между съемом данных

водяного пара, не является однокомпонентным,

(рис. 1). Впрочем, не исключена вероятность того,

скорее, состоит как минимум из двух составля-

что мощные вспышки мазера водяного пара в IRAS

ющих, одна из которых активируется в меньшей

18316-0602 происходили с 2002 г. с нарастающей

степени. Пример записи линии во вспышках до

амплитудой в соответствии с соотношением (1) и

уровня 20 кЯн приведен на рис. 5 и 6.

активировались разными источниками.

На рис. 2 (построенном, как и все последу-

Гигантская вспышка мазера водяного пара в

ющие рисунки, по максимумам плотности потока

G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602), произошедшая в

излучения в линии) четко просматривается вто-

сентябре 2017 г. — феврале 2018 г., была четвертой

рая составляющая вспышки, имеющая колоколо-

по счету и самой мощной за все время наблюдения

образную форму. Полная длительность этой со-

источника. Выполненный детальный по времени

ставляющей — 4 мес. Ее начало было в первых

мониторинг плотности потока во время вспышки

числах сентября 2017 г. Окончание этой составля-

позволяет сделать важные выводы, связанные с

ющей вспышки — конец 2017 г. Амплитуда состав-

анализом формы вспышки.

ляющей вспышки (20 кЯн) превышает амплитуду

Форма вспышек не симметричная. Склоны

вспышек 2002 г. и 2010-2011 гг. в соответствии

двойной вспышки указывают на то, что их можно

с выражением (1). Поэтому можно сделать вывод,

аппроксимировать экспоненциальной зависимо-

что источник с колоколообразной формой вспышки

стью (рис. 2). Экспоненциальная форма кривой

2017-2018 гг. в IRAS 18316-0602 идентичен тому,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ВОЛЬВАЧ и др.

18 31 40.16 -06 02 06.1

G25.65+1.05

160 000

Simeiz

120 000

80 000

40 000

Velocity, km/s

Рис. 4. Образец записи линии водяного пара в G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602) в максимуме второй вспышки 2017-

2018 гг.

который был во вспышках 2002 г. и 2010-2011 гг.,

одна и та же и равна около 42.8 км/с. Значит,

но амплитуда вспышки (20 кЯн) в полтора-два раза

зоны излучения должны находиться на близком

больше амплитуды вспышки 2010-2011 гг.

расстоянии. Близкие мазерные глобулы излучают

мазерную линию на близких лучевых скоростях,

Ясно также, что узкая двойная экспоненциаль-

но характеристика изменения амплитуды линий

ная вспышка мазерного излучения 2017-2018 гг.,

различна. Не очень понятно, как единый внешний

как и вспышка конца 2016 г., имеет отличную при-

источник накачки мазера может работать таким

роду от вспышек 2002 г. и 2010-2011 гг. Это четко

различным способом? По-видимому, объяснение

просматривается на нашей двойной вспышке, ко-

следует искать в различии характеристик мазерных

торая совместила в себе оба источника всех преды-

глобул, которые излучают различным способом,

дущих вспышек. Дополнительной отличительной

создавая различие в амплитуде и длительности

особенностью вспышки 2017-2018 гг. является ее

вспышки.

двойственная природа.

Гигантская амплитуда вспышки (около 130 кЯн)

Как и в случае вспышки 2016 г. [36], в рас-

и расстояние до источника (12.5 кпк) делают кило-

сматриваемой нами вспышке 2017-2018 гг. наблю-

мазер IRAS 18316-0602 самым мощным в нашей

дается зависимость ширины линии от амплитуды

Галактике. Как и в случае W49, для обеспечения

вспышечного явления.

наблюдаемой инфракрасной светимости как пер-

В координатах (ln F , ΔV-2) эта зависимость

вичный источник энергии необходима одиночная

представлена на рис. 7, где F — плотность потока в

звезда не ниже класса О5, даже, возможно, О4.

максимуме линии в Янских, а ΔV — ширина линии

Кратные звезды в центре туманности также мо-

на уровне 0.5 в км/с. Экспериментальные данные

гут обеспечить наблюдаемую инфракрасную свети-

нанесены точками. График аппроксимирован пря-

мость с классом самой массивной звезды О5. Это

мой линией. В максимуме активности линия строго

одни из самых массивных звезд в Галактике.

симметрична и идеально описывается гауссианой.

Это также показывает, что мазер находится в нена-

5. ИЗМЕРЕНИЕ ЛИНЕЙНОЙ

сыщенном состоянии. Данные, однако, не носят

ПОЛЯРИЗАЦИИ В IRAS 18316-0602

ярко выраженного характера. Сходные результаты

были получены и для гигантской вспышки в Orion

В соответствии с принятой методикой наблю-

KL [41, 42], где было сделано заключение о том,

дений (см. раздел 2) 17 сентября 2017 г. в фа-

что мазер находится в ненасыщенном состоянии

зе первого максимума двойной вспышки объекта

вплоть до почти максимальной амплитуды вспыш-

IRAS 18316-0602 была измерена его линейная

ки.

поляризация в линии водяного пара. При каждом

Следует также отметить, что лучевая скорость

повороте плоскости поляризации поляризатора на

мазерной линии двух разных рассмотренных со-

фиксированный угол выходной сигнал радиомет-

ставляющих вспышки 2017-2018 гг. практически

ра интегрировался в течение 3 мин при помощи

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАЗЕРА ВОДЯНОГО ПАРА

18 31 40.16 -06 02 06.1

G25.65+1.05

20 000

(a)

HartRAO

15 000

10 000

5000

Velocity, km/s

18 31 40.16 -06 02 06.1

G25.65+1.05

20 000

(b)

Torun

15 000

10 000

5000

Velocity, km/s

Рис. 5. Образец записи линии водяного пара в G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602) в максимуме первой вспышки 2017-

2018 гг. до уровня 20 кЯн.

спектр-анализатора. Наблюдения проводились в

величин линейно поляризованного потока излуче-

меридиане, поэтому полученный позиционный угол

ния во время мощных вспышек в известных кило-

максимума амплитуды соответствует позиционно-

мазерах, как W49 и Orion KL. Так, в Orion KL во

му углу линейной поляризации в источнике, кото-

время гигантской вспышки мазера водяного пара

рый равен -22^◦.

в 1980 г. процент линейной поляризации достигал

Значение величины линейной поляризации вы-

почти 60% [43, 44]. Линейный рост поляризации с

числялось по формуле:

увеличением плотности потока мазера Н₂О в сотни

P% = (P_мак - P_мин)/(P_мак + P_мин),

(2)

раз до указанного уровня во вспышке 1980 г. яв-

ляется индикатором ненасыщенного мазера, дей-

где P_мак — максимальное значение плотности по-

тока в линейной поляризации, P_мин— минимальное

ствовавшего в Orion KL, при котором преобладает

значение плотности потока в линейной поляриза-

стимуляция скорости излучения, и усиление мазера

ции.

возрастает экспоненциально со скоростью накачки

[30]. С ростом плотности потока во вспышке 1980 г.

Максимальное значение величины линейной по-

ляризации составило около 30%, что почти вдвое

от 10⁶ Ян до максимального значения 2.2 × 10⁶ Ян

меньше в сравнении с максимальными значениями

процент поляризации остается неизменным. В этом

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ВОЛЬВАЧ и др.

18 31 40.16 -06 02 06.1

G25.65+1.05

20 000

Simeiz

15 000

10 000

5000

Velocity, km/s

Рис. 6. Образец записи линии водяного пара в G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602) в максимуме второй вспышки 2017-

2018 гг. до уровня 20 кЯн.

(ΔV)^-2

2.0

1.6

1.2

0.8

0.4

LnF

Рис. 7. Зависимостьширинылиниимазера водяногопара от потокаво времявспышкив G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602)

в сентябре 2017 г. — феврале 2018 г.

случае усиление мазера растет линейно со скоро-

IRAS 18316-0602 в дополнение к экспоненциаль-

стью накачки, и мазер становится насыщенным.

ной форме кривой изменения плотности потока.

Кроме того, свидетельством в пользу ненасы-

В случае источника IRAS

18316-0602 во

щенного состояния мазерного усиления служит

вспышке 2017-2018 гг. процент линейной поля-

поведение ширины линии мазера водяного пара.

ризации вдвое меньше, чем в Orion KL во время

Согласно модели профиля линии мазера, пред-

супервспышки 1980 г. Поэтому естественно пред-

ложенной в работе [45], в случае ненасыщенного

положить, что мазер во время вспышки сентября

мазера ширина линии уменьшается с увеличением

плотности потока по закону:

2017 г. — февраля 2018 г. в источнике IRAS 18316-

0602 находился в ненасыщенном состоянии. Это

log P = A + BΔν-2,

(3)

является дополнительным аргументом в пользу

ненасыщенного состояния мазера водяного пара в где P_мак — значение плотности потока вспышки,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАЗЕРА ВОДЯНОГО ПАРА

Δν — ширина линии мазера водяного пара в про-

глобулы с биполярными выбросами из молодой

цессе вспышки. Наблюдательные данные не про-

протозвезды [51].

тиворечат этому соотношению, но точность не поз-

Важной информацией является локализация

воляет сделать однозначные выводы.

мазеров относительно центра субмиллиметрового

Таким образом, во время двойной гипервспыш-

облака. По данным наблюдений Orion KL на

ки мазера водяного пара в IRAS 18316-0602 в

системе ALMA, полученным с разрешением 0.3^′′

2017-2018 гг. мы имеем основные условия суще-

(≈160 а.е.), супермазер находится внутри субмил-

ствования ненасыщенного мазера. Во время воз-

лиметрового ядра не далее 160 а.е. от его центра

растания плотности потока излучения наблюдается

[50].

его экспоненциальный рост. Это происходит как

По данным работ [52] на основе изучения струк-

для первой, так и для второй вспышек. Затем

туры и собственного движения узлы мазерного из-

происходит экспоненциальный спад потока, также

лучения во время вспышки в Orion KL расположе-

в обеих вспышках. Измерен не очень высокий

ны вдоль линии северо-запад — юго-восток пер-

процент линейной поляризации в максимуме плот-

пендикулярно низкоскоростным выбросам в источ-

ности потока вспышки.

нике.

Размер мазерного пятна в максимуме вспышки

6. ИНТЕРФЕРОМЕТРИЧЕСКИЕ

2012 г. в Orion KL в максимальной фазе этой

НАБЛЮДЕНИЯ

вспышки составил 2.26 × 0.95 мсек дуги, что со-

ответствует линейному размеру около 0.4 а.е. Это

Интерферометрическую структуру мазеров во-

указывает, что размеры глобул мазеров водяного

дяного пара получают из наземных и наземно-

пара могут быть меньше астрономической еди-

космических РСДБ наблюдений. В случае IRAS

ницы. Соответствующая яркостная температура и

18316-0602 до последней вспышки 2017-2018 гг.

светимость: T_я = 1.2 × 10¹⁴ К и L = 2.4 × 10-4L_⊙.

мы такими данными не располагали. Если же гово-

Размеры мазерных глобул водяного пара в Orion

рить о структуре и физических характеристиках об-

KL во время супервспышки 1998 г., измеренные

ласти, в которой находится вспыхивающий мазер

системой VLBI, оказались даже менее 0.1 а.е.

Н₂О в таком известнейшем киломазере, как Orion

Описанные условия, по-видимому, должны быть

KL, то можно отметить, что в компактной области

схожими во всех существующих галактических ки-

размерами в одну угловую секунду (около 500 а.е.)

ломазерах, которым является и IRAS 18316-0602.

находятся, как сам киломазер, так и центральные

Интерферометрические эксперименты по на-

области ИК источника IRc5. Рядом расположен и

блюдению IRAS 18316-0602 были выполнены в

субмиллиметровый источник излучения С29 [46].

сентябре 2017 г. в виде серии 6 последователь-

Связанный с объектом радиоисточник картогра-

ных ежедневных сессий на интерферометре, в со-

фирован на VLY [47]. В той же области находится

став которого вошли три 32-м радиотелескопа

масса других молекулярных линий. Газо-пылевое

РСДБ-комплекса “Квазар-КВО” и 22-м радиоте-

облако, излучающее как ИК источник, служащий

лескоп РСДБ станции Симеиз. В РСДБ наблюде-

накачкой для Н₂О мазера, разогрето ударными

ниях начало полосы было установлено на часто-

волнами, идущими от внешнего источника [48]. Та-

ту 22 229 МГц, длительность сканов исследуемого

ким источником может быть звезда раннего спек-

источника составляла 20 мин. В качестве калиб-

трального класса.

ратора был выбран источник 3С454.3, который

Размер пятна мазера Н₂О в Orion KL 0.95 ×

наблюдался сканами по 5 или 20 мин в начале,

× 0.40 а.е. Пиковое значение потока около 10⁶ Ян,

середине и конце сеанса. Корреляционная обра-

что соответствует яркостной температуре 1.2 ×

ботка данных РСДБ наблюдений проводилась на

× 10¹⁴ К. При полосе линии 0.6 км/сек изотропная

программном корреляторе DiFX 2.4.1 в ИПА РАН

светимость L = 2.4 × 10-4L_⊙ [49].

на гибридном блейд-серверном кластере. На рис. 8

Почему именно в таких областях вспыхивает

приведена карта, полученная 27 сентября 2017 г.,

мазер Н₂О и в линиях, которые близки по скорости

когда источник находился в фазе после прохож-

к средним значениям скорости движения основной

дения первого из двойных максимумов плотности

массы газа, в которой находится сам мазер? Долж-

потока излучения.

ны быть созданы специфические и, возможно, кон-

На приведенной карте 1 мсек дуги соответствует

фигурационные условия для мазерной накачки в

линейному масштабу около 20 а.е. Данный мас-

области, где он находится. Именно такие условия

штаб получен из расчета того, что расстояние до

возникают там, где скорость не сильно отличается

источника составляет 12.5 кпк. При таком разре-

от средней скорости по молекулярному облаку [50].

шении трудно рассчитывать на выделение отдель-

Одним из важнейших условий мазерной вспыш-

ных глобул, но общая картина распределения излу-

ки может также быть взаимодействие мазерной

чения данной области просматривается достаточно

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ВОЛЬВАЧ и др.

PLot file version 1 created 17-OCT-2017 16:50:02

CONT: G25.65+1 IPOL 22230.971 MHz G25.65+1.ICL001.3

-5

-10

-15

-5

-10

-15

MilliArc seconds

Center at RA 18 34 20.91488240 DEC -05 59 42.236114

Cont peak flux = 1.7920E+03 JY/BEAM

Levs = 1.792E+02* (-10, -9, -8, -7, -6, -5, -4,

-3, -2, -1, 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9, 10)

Рис. 8. Интерферометрическое изображение IRAS 18316-0602, полученное на базе “КВАЗАР-Симеиз” 27 сентября

2017 г.

четко. Видна яркая центральная деталь, которую

имеют размеры порядка l_disc ≈ 10¹⁷ см (≈10⁴ а.е.) и

естественно связать с глобулой (или компактными

более.

глобулами), в которых произошла уникальная по

Можно сделать вывод, что интерферометриче-

своей мощности вспышка мазера водяного пара.

ские данные, полученные во время вспышки мазера

Все остальные детали значительно уступают ей по

водяного пара в IRAS 18316-0602, подтвержда-

амплитуде.

ют наличие компактных глобул, ответственных за

мощнейший подъем плотности потока излучения в

Реализованное разрешение не дает возможно-

этом источнике.

сти выделить две компоненты излучения, связан-

ные с двумя разными по форме вспышками: одна из

которых является центральной деталью на рис. 2,

7. СУБМИЛЛИМЕТРОВЫЕ ДАННЫЕ,

вторая — колоколообразной формы и меньшей ам-

ПОЛУЧЕННЫЕ В СВЯЗИ

плитуды. Тем не менее интерферометрические дан-

С НАБЛЮДЕНИЕМ МАЗЕРА

ные подтверждают наши выводы о том, что разные

ВОДЯНОГО ПАРА В IRAS 18316-0602

глобулы, ответственные за разные части формы

вспышки, близки друг к другу и находятся в ком-

Наблюдения галактического источника G25.65+

пактной области. Полученные данные не противо-

+1.05 (IRAS 18316-0602) были проведены на

речат результатам наблюдений других выдающихся

длине волны 870 мкм вблизи максимума первой

галактических источников мазерного излучения, по

вспышки мазера водяного пара 15 сентября и

которым компактные области НII имеют размеры

16 сентября 2017 г. при благоприятных погодных

l_НII ≈ 10¹⁶ см [56]. Следовательно, молекулярные

условиях на большой болометрической камере

диски, где могут располагаться мазерные глобулы,

“APEX” (LABOCA, [57]).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАЗЕРА ВОДЯНОГО ПАРА

2008

2009

2010

2011

2012

2013

2014

2015

2016

2017

2018

2008

2009

2010

2011

2012

2013

2014

2015

2016

2017

2018

Year

Рис. 9. Долговременные изменения плотности потока излучения G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602) на длине волны

870 мкм, полученные на большой болометрической камере APEX.

Оптимизация фокуса телескопа была выполне-

локального максимума. С этого момента нача-

на с использованием планеты Сатурн, поправки

лась вспышка мазера водяного пара 2010-2011 гг.

наведения определены по ближайшему точечному

К сожалению, далее данные субмиллиметровых

источнику J1743-038. Как калибраторы потока,

наблюдений отсутствуют до сентября 2017 г., когда

были использованы Сатурн, горячее молекулярное

произошла мощнейшая вспышка, в максимуме ко-

ядро G34.26+0.15 и G10.62-0.38. Два из этих

торой спектральная плотность субмиллиметрового

галактических источников наблюдались оба дня

потока уже составляла 10 Ян. Таким образом,

перед G25.65+1.05 и после него.

можно резюмировать, что подъем субмиллиметро-

вого потока излучения, а с ним, возможно, и ИК

Долговременное изменение плотности потока

потока связан со вспышками мазерного излучения,

излучения G25.65+1.05 на длине волны 870 мкм

сопровождая его, или даже опережая эти вспышки.

показано на рис. 9. За время наблюдений за этим

На рис.

показана карта источника

источником, с 2008 по 2018 г. спектральная плот-

G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602), полученная с

ность потока возросла на 40% — с 7 Ян до 10 Ян.

большой болометрической камерой в сентябре

Половина этого подъема произошла ко времени

2017 г. во время вспышки мазерного излучения.

начала вспышки 2010 г. (до 8.5 Ян), вторая по-

На рис. 11 показана карта G25.65+1.05 (IRAS

ловина (до 19 Ян) зафиксирована во время пер-

18316-0602), полученная как фрагмент каталога

вой (двойной) вспышки 2017 г. (15-16 сентября

ATLASGAL. Разрешение карты дано красным

2017 г.).

кружком в левом нижнем углу рисунка. Размеры

Субмиллиметровый поток источника, который

источника и его ориентация определяются голубым

является продолжением ИК излучения, изменился

эллипсом. Зеленым цветом обозначена локали-

во время вспышек мазера водяного пара на десятки

зация других источников, найденных в обзоре

процентов. Данный наблюдательный факт может

галактической плоскости. Размеры изображения

свидетельствовать в пользу того, что первичным

5′ × 5^′. Точность координат в каталоге не позволяет

источником активности может быть центральная

сравнить координаты источника с интерферомет-

массивная звезда, скрытая от нашего взора гигант-

рическими положениями. Совпадение координат

ским поглощением в оптическом диапазоне длин

можно констатировать на уровне нескольких угло-

волн, которое может составлять даже сотни звезд-

вых секунд. Это соответствует десяткам тысяч а.е.

ных величин.

с учетом расстояния до G25.65+1.05 (IRAS 18316-

0602).

Важным является вопрос, предшествовал ли

подъем субмиллиметрового потока началам вспы-

На рис. 12 приведено изображение G25.65+1.05

шек мазеров водяного пара? Судя по графику на

(IRAS 18316-0602), полученное в среднем участ-

рис. 9, это так. Мы видим, что к началу 2010 г. поток

ке инфракрасного диапазона с использованием

уже возрос до уровня 8.5 Ян и достиг некоторого

полосовых фильтров IRAC (3.6 мкм,

4.5

мкм,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ВОЛЬВАЧ и др.

Рис. 10. Изображение G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602), полученное на длине волны 870 мкм с большой болометриче-

ской камерой APEX.

5.8 мкм, 8.0 мкм). Данные взяты из GLIMPSE

Гигантские вспышки мазера водяного пара

Legacy Project. Разрешение изображения показано

должны быть обеспечены мощными источника-

красным кружком в левом нижнем углу рисунка.

ми первичного энерговыделения, приводящие к

Источник расположен в центре карты. В пределах

подъему плотности потока излучения в линии в

ошибок координат положения субмиллиметрового

сотни раз. К таким источникам можно отнести

и ИК источников совпадают, что не противоречит

ИК излучение молекулярного газово-пылевого

физическим условиям, которые реализуются в

облака, в которое погружены мазерные конден-

молодых галактических объектах.

сации, и/или система мощных ударных волн,

распространяющихся от центрального звездного

На рис. 13 показано изображение G25.65+1.05

объекта. Мазерные линии могут возбуждаться так-

(IRAS 18316-0602), полученное в среднем участ-

же биполярными выбросами. При этом остается

ке инфракрасного диапазона с использованием

неясным, чем именно инициируется активность

фильтров космического телескопа WISE (3.4 мкм,

центральных звездных объектов, среди которых

4.6 мкм, 12 мкм, 22 мкм). Разрешение изображения

могут быть как звезды поздних спектральных

показано красным кружком в левом нижнем углу

классов, типа T Tauri, так и массивные звезды

рисунка. Источник расположен в центре карты.

ранних спектральных классов, находящихся на

Карты, полученные в ИК диапазоне, соответствуют

подступах к главной последовательности.

друг другу.

Существует ряд гипотез относительно механиз-

мов инициации излучения в линии водяного пара в

галактических источниках, которые связаны как с

8. К ВОПРОСУ ОБ ИСТОЧНИКАХ

изменением температуры пыли, так и с плотностью

ПЕРВИЧНОГО ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЯ

фотонного потока, идущего от центрального источ-

В СИСТЕМЕ IRAS 18316-0602

ника.

Положения, изложенные в этом разделе, носят

Гигантские вспышки мазеров водяного пара в

дискуссионный характер.

галактических киломазерах (Orion KL, W49, IRAS

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ВОЛЬВАЧ и др.

AGAL025.649+01.051 WISE + 870 μm Contours

-1

-2

-1

-2

Arc Minutes

Center: Longitude 25.649 Latitude 1.051

Рис. 13. Изображение G25.65+1.05 (IRAS 18316-0602) в среднем участке инфракрасного диапазона (3.4 мкм, 4.6 мкм,

12 мкм, 22 мкм).

18316-0602) происходят редко, не чаще одного ра-

Среди основных механизмов возбуждения ма-

за в 5-10 лет. Какие физические процессы иниции-

зеров Н₂О отмечаются радиационный и столк-

руют эти вспышки, при которых плотности потоков

новительный механизмы. Первый обеспечивается

излучения в линиях могут возрастать в сотни раз?

посредством трансформации квантов центральной

Не вызывает сомнений, что основное энерговыде-

звезды в инфракрасный источник туманности, а

ление в системе обеспечивается массивными звез-

второй — через систему ударных волн, проходящих

дами ранних спектральных классов, находящихся

сквозь среду, где расположены мазерные глобу-

на стадии, предшествующей главной последова-

лы. При этом остается вопрос, что собой пред-

тельности. Процесс формирования и эволюции та-

ставляют источники гигантского энерговыделения,

ких звезд, как правило, скрыт от наших глаз из-за

взрывным образом обеспечивающие такие мощные

гигантского поглощения в оптическом диапазоне в

вспышки мазеров водяного пара?

направлении на такие звездные комплексы. Спек-

тры излучения в ИК-диапазоне имеют максимумы

Последняя двойная вспышка мазера Н₂О в

в далекой инфракрасной области, что указывает на

IRAS 18316-0602, в ходе которой он находился

заметное поглощение на этих волнах. И только ра-

в ненасыщенном состоянии, наводит на мысль,

диодиапазон позволяет разглядеть компактные HII

что процесс такой активации мазера осуществ-

области, свидетельствующие о наличии массивных

лялся в течение месяца, после чего происходил

звезд ранних спектральных классов, обеспечиваю-

экспоненциальный спад плотности потока излуче-

щих ионизацию окружающего пространства вплоть

ния. Каким процессом могла осуществляться такая

до расстояний 10¹⁸ см от центральной сверхмас-

накачка молекул Н₂О в изолированной мазерной

сивной звезды. Тем не менее остается вопрос о

глобуле? На то, что глобула была единственной,

том, единственная звезда ионизует окружающее

указывает факт наличия узкой линии излучения на

пространство, или их несколько.

фиксированной частоте. Такие параметры излуче-

Известно, что около половины звезд в галакти-

ния в линии должны обеспечить высокая плот-

ках — двойные и кратные системы. Скорее всего,

ность глобулы, ее значительная масса и большой

они сформировались в процессе эволюции газо-

перепад температуры, сохраняющийся в течение

пылевого облака фрагментацией его на составные

заметного промежутка времени, порядка одного

части. Принципиальным моментом в такой ситуа-

месяца. Назвать физический процесс, приводящий

ции является взаимодействие этих кратных систем

к изменению характеристик мазерной глобулы с

в плане возможности инициации источников пер-

сохранением ненасыщенного состояния мазера в

вичного энерговыделения в газово-пылевых обла-

течение десятков дней и заканчивающийся так же

ках. Как такие источники приводят к гигантским

неожиданно, как и начинающийся, по-видимому, не

вспышкам в киломазерах водяного пара?

так-то просто.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАЗЕРА ВОДЯНОГО ПАРА

Мощный звездный ветер, скорее всего, не может

18316-0602. Используя законы небесной меха-

быть источником такого первичного энерговыде-

ники, получим, что для массивной центральной

ления из-за сравнительно низких энергетических

звезды массой 30M_⊙ в паре с менее массивным

характеристик. Механизм аккреции не очень под-

объектом, находящимся на эллиптической орби-

ходит из-за того, что последние вспышки конца

те с полуосью в 25 а.е., период обращения во-

2016 г. и 2017-2018 гг. в IRAS 18316-0602 по

круг общего центра тяжести составит около 8 лет.

длительности похожи между собой, и представить

Именно такой квазипериод между гипервспышка-

такую регулярную аккрецию просто не логично.

ми мазера водяного пара и наблюдается в системе

Предлагались также модели горячего плотного

IRAS 18316-0602. В периастре системы происхо-

материала во вращающемся аккреционном диске

дит мощное гравитационное возмущение оболочки

[50] или пульсационно нестабильные массивные

сверхмассивной звезды, приводящее к частичному

звезды [53]. При этом за предполагаемую перио-

ее сбросу.

дичность могут быть ответственны сталкивающие-

Сброшенная оболочка, достигая аккреционного

ся звездные ветры двойных звезд [54].

диска, где расположены мазерные глобулы, созда-

В наблюдаемом нами источнике действительно

ет мощную систему ударных волн, что приводит

просматривается некий квазирегулярный процесс,

к взрывному повышению температуры в мазерной

как по длительности вспышки, так и по интерва-

глобуле и ее плотности. В связи с этим наблюда-

ется экспоненциальный рост накачки мазера в те-

лам между вспышками. Вспышки в IRAS 18316-

чение всего времени прохождения оболочки. После

0602, произошедшие в 2002-2003 гг., 2010 г. и в

конце 2016 — (2017-2018 гг.), не исключают нали-

окончания активации мазера происходит экспо-

ненциальное падение плотности потока излучения

чие квазипериода взрывной активности примерно в

за счет падения плотности пара Н₂О, температуры

7 лет.

и плотности вещества мазерной глобулы.

Кроме всего прочего, имеется возможность су-

Пока мы достоверно не знаем, является ли

ществования двойных вспышек. Кроме двойной

двойственность вспышки закономерным явлением.

вспышки в IRAS 18316-0602 (2017-2018) гг. двой-

Если это подтвердится, необходимо найти физиче-

ная вспышка наблюдалась в Orion KL в 1979-

скую основу для объяснения этого явления.

1980 гг. [55].

Частичные многократные сбросы оболочек

звезды в принципе могут обеспечить энергетику

9. ВЫВОДЫ

процесса. Так, при скорости перемещения сбро-

шенной оболочки v ≈ 5 × 10⁷ см/с (500 км/с), за

1. Выполнен длительный мониторинг галакти-

месяц она переместится на расстояние l ≈ 1.5 ×

ческого киломазера IRAS 18316-0602 (G25.65+

+1.05) в линии водяного пара (переход 6₁₆-5₂₃,

× 10¹⁴ см (10 а.е.), что существенно превышает

частота линии f = 22.235 ГГц) с использованием

размеры мазерных глобул. Чтобы мазерная гло-

радиотелескопа РТ-22 КрАО, РТ-26 (Хартрао),

була находилась в активированном состоянии,

необходимо иметь размеры сброшенной оболочки

РТ-26 (Торунь).

около

а.е. Если оболочка имеет меньшие

2. Мониторинг объекта позволил получить де-

размеры, то скорость сброса оболочки должна

тальную форму кривой плотности потока излучения

быть ниже. Отметим, что при взрывах сверхновых

во время уникальной двойной вспышки, продол-

скорость движения вещества может достигать зна-

жавшейся с сентября 2017 г. по февраль 2018 г.

чений v ≈ 10⁹ см/с. Таким образом, рассмотренный

3. Экспоненциальный подъем плотности потока

механизм активации мазерного излучения весьма

излучения во время первой и второй частей двой-

вероятен.

ной вспышки дает возможность с уверенностью

Перечисленные соображения приводят к мысли

утверждать, что киломазер во время всей вспыш-

о том, что источником квазипериодической ак-

ки вплоть до максимальных потоков находился в

тивности могут быть тесные кратные массивные

ненасыщенном режиме. Дополнительным свиде-

звездные системы. В частном случае это могут быть

тельством этому заключению может быть не очень

тройные звезды. Квазипериод определяется вре-

высокое значение процента линейной поляризации

менной стабильностью системы, в которой третье

(≈30%), более низкое, чем в другом известном

тело и сам аккреционный диск нарушают условие

галактическом киломазере Orion KL.

гармоничности и, следовательно, стабильности пе-

4. Форма линии во время вспышки свидетель-

риода вспышек.

ствует о том, что она произошла в изолированном

Можно оценить параметры орбиты компаньо-

одном источнике на частоте, близкой к той, на ко-

нов системы для достижения наблюдаемых харак-

торой происходили предыдущие мощные вспышки

теристик вспышек мазера водяного пара в IRAS

в 2002 г., 2010 г. и в 2016 г.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019

ВОЛЬВАЧ и др.

5. Вспышка 2017-2018 гг. обнаружила суще-

17.

J. Brand, R. Cesaroni, P. Caselli, M. Catarzi, et al.,

ствование двух близких источников мазерного из-

Astron. and Astrophys. Supp. 103, 541 (1994).

лучения в источнике IRAS 18316-0602, которые

18.

D. J. van der Walt, M. J. Gaylard, and G. C. Macleod,

имеют разные характеристики излучения в линии

Astron. and Astrophys. Supp. 110, 81 (1995).

водяного пара. Более слабый из этих источников

19.

C. Codella, M. Felli, and V. Natale, Astron. and

Astrophys. 311, 971 (1996).

мог быть ответственным за вспышки 2002 г. и

2010-2011 гг.

20.

Н. С. Нестеров, А. Е. Вольвач, И. Д. Стрепка,

В. М. Шульга, В. И. Лебедь и А. М. Пилипенко,

6. Предложен подход к интерпретации источни-

Радиофизика и радиоастрономия 5, 320 (2000).

ка первичного энерговыделения в системе, приво-

21.

А. Е. Вольвач, Л. Н. Вольвач, И. Д. Стрепка,

дящий к вспышке киломазера и увеличивающий его

А. В. Антюфеев, В. В. Мышенко, С. Ю. Зубрин и

поток в сотни раз.

В. М. Шульга, Изв. Крымской Астрофиз. обс. 104,

72 (2009).

БЛАГОДАРНОСТИ

22.

T. M. Heckman and W. T. Sullivan, Astrophysical

Letters 17, 105, (1976).

Авторы выражают благодарность Националь-

23.

F. D. Kahn, Astron. and Astrophys. 37, 149 (1974).

ному научному центру Польши, грант 2016/21/B/

24.

W. K. Hartmann, Astrophys. J. Lett. 149, L87 (1967).

ST9/01455. Работа частично поддержана Про-

25.

P. Goldreich and J. Kwan, Astrophys. J. 191, 93

граммой 28 РАН: “Космос: исследования фунда-

(1974).

ментальных процессов и их взаимосвязей” и гран-

26.

I. J. Stief, B. Donn, S. Glicker, E. F. Gentien, and

том РФФИ 18-42-910018.

J. E. Mentall, Astrophys. J. 171, 21 (1972).

27.

F. D. Kahn, Astron. and Astrophys. 37, 149 (1974).

28.

F. O. Clark, D. Buhl, and L. E. Snyder, Astrophys. J.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

190, 545, (1974).

A. C. Cheung, D. M. Rank, C. H. Townes,

29.

B. F. Burke, T. S. Giuffrida, and A. D. Haschick,

D. D. Thornton, and W. J. Welch, Nature 221, 626

Astrophys. J. Lett. 226, L21, (1978).

(1969).

30.

P. Goldreich, D. A. Keeley, and J. J. Kwan, Astrophys.

Б. Ф. Бурке, К. Д. Джонстон, В. А. Ефанов,

J. 179, 111 (1973).

Б. Д. Кларк и др., Астрон. журн. 49, 465 (1972).

31.

P. Goldreich, D. A. Keeley, and J. J. Kwan, Astrophys.

M. Harwit, D. A. Neufeld, G. J. Melnik, and

J. 182, 55 (1973).

M. J. Kaufman, Astrophys. J. Lett. 497, L105 (1998).

32.

N. L. Cohen and S. H. Zisk, BAAS 12, 507 (1980).

C. Ceccarelli, E. Caux, G. J. White, S. Molinari, et

33.

S. J. Chan, T. Henning, and K. Schreyer, Astrophys.

al., Astron. and Astrophys. 331, 372 (1998).

J. Supp. 115, 285, (1996).

B. Nisini, M. Benedettini, T. Giannini, E. Caux, et al.,

34.

B. Mookerjea, S. K. Ghosh, J. Astrophys. Astron. 20,

Astron. and Astrophys. 350, 529 (1999).

1 (1999).

S. Maret, C. Caccarelli, E. Caux, A. G. G. M. Tielens,

35.

J. A. Green and McClure-Griffiths, Monthly Not.

and A. Castels, Astron. and Astrophys. 395, 573

Roy. Astron. Soc. 417, 2500 (2011).

(2002).

36.

Е. Е. Лехт, М. И. Пащенко, Г. М. Рудницкий и

F. Palla, J. Brand, R. Casaroni, G. Comoretto, and

А. М. Толмачев, Астрон. журн. 95, 224 (2018).

M. Felli, Astron. and Astrophys. 246, 249 (1991).

37.

R. Valdettaro, F. Palla, J. Brand, R. Cesaroni,

S. Kurtz, E. Curchwell, and D. O. S. Wood,

G. Comoretto, M. Felli, and F. Palagi, Astron. and

Astrophys. J. Supp. 91, 659 (1994).

Astrophys. 383, 244 (2002).

W. H. McCutcheon, P. E. Dewdney, R. Purton, and

38.

G. M. Rudnitskii, E. E. Lekht, and I. I. Berulis,

T. Sato, Astron. J. 101, 1435 (1991).

Astronomy Letters 25, 398 (1999).

10.

S. Kurtz and P. Hofner, Astron. J. 130, 711 (2005).

39.

A. E. Volvach, L. N. Volvach, M. Gordon,

11.

T. Jenness, P. F. Scott, R. Padman, Monthly Not. Roy.

E. E. Lekht, G. M. Rudnitskij, and A. M. Tolmachev,

Astron. Soc. 276, 1024 (1995).

Astronomer’s Telegram, 10728 (2017).

12.

W. H. McCutcheon, T. Sato, C. R. Purton,

40.

L. N. Volvach, A. E. Volvach, M. G. Larionov,

H. E. Matthews, and P. E. Dewfney, Astron. J.

G. C. MacLeod, S. P. van den Heever, P. Wolak, M.

110, 1762 (1995).

Olech, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 482, Issue 1,

13.

L. Bronfman, L. A. Nyman, and J. May, Astron. and

L90 (2019).

Astrophys. Supp. 115, 81 (1996).

41.

T. Omodaka, T. Maeda, M. Miyoshi, A. Okudaira,

14.

S. Molinari, J. Brand, R. Cesaroni, and F. Palla,

et al., Publ. Astron. Soc. Japan 51, 333 (1999).

Astron. and Astrophys. 308, 573, (1996).

42.

T. Shimoikura, H. Kobayashi, T. Omodaka,

15.

S. P. Todd and S. K. Ronsay Howat, Monthly Not.

P. J. Diamond, L. I. Matveyenko, and K. Fujisawa,

Roy. Astron. Soc. 367, 238 (2006).

Astrophys. J. 634, 459 (2005).

16.

E. L. Gibb, D. C. Whittet, A. C. A. Boogert, and

43.

Z. Abraham, N. L. Cohen, R. Ophel, J. C. Raffaelli,

A. G. G. M. Tielens, Astrophys. J. Supp. 151, 35

and S. H. Zisk, Astron. and Astrophys. 100, 10

(2004).

(1981).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№1

2019