АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 10, с. 815-830

УДК 524.527-77

НАБЛЮДЕНИЯ МАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

В ОБЛАСТИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ G43.8-0.1.

II. МАЗЕРНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ H₂O В ЛИНИИ 1.35 см

М. И. Пащенко², Г. М. Рудницкий², В. В. Краснов³, А. М. Толмачев⁴

¹Медонская обсерватория, Медон, Франция

²Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова,

Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга,

Москва, Россия

³Физический институт им. П. Н. Лебедева РАН (ФИАН), Москва, Россия

⁴Пущинская радиоастрономическая обсерватория,

Астрокосмический центр Физического института им. П. Н. Лебедева РАН, Пущино, Россия

Поступила в редакцию 22.01.2019 г.; после доработки 26.04.2019 г.; принята к публикации 29.04.2019 г.

Представлены результаты наблюдений мазерного излучения водяного пара на длине волны 1.35 см

в области звездообразования G43.8-0.1, выполненных на радиотелескопе РТ-22 Пущинской радио-

астрономической обсерватории. Показано, что интегральное излучение мазера имеет квазипериоди-

ческую переменность с характерным временем от 3.9 до 12.1 г., что может быть связано с изменением

активности центральной звезды в G43.8-0.1 в процессе ее формирования. Обнаружено девять

сильных вспышек с потоком в максимуме более 3000 Ян. Вспышки отождествлены с мазерными

пятнами на картах, полученных с высоким угловым разрешением. Показано, что предпочтение следует

отдать модели оболочечной структуры мазерного источника H₂O в G43.8-0.1.

DOI: 10.1134/S0004629919100049

1. ВВЕДЕНИЕ

et al. [6], показывает, что большинство деталей ма-

зера H₂O расположено в дугообразной структуре

Источник мазерного излучения H₂O в G43.8-

с поперечным диаметром 200 mas (milliarcsecond,

0.1 связан с областью активного звездообразова-

угл. мс). При расстоянии до G43.8-0.1, равном

ния. На картах континуума имеются два объекта:

2.8 кпк, это соответствует радиусу структуры около

яркий источник на северо-западе и слабый на

10¹⁶ см.

юго-востоке. Яркий источник представляет собой

сверхкомпактную область HII. Все мазерное излу-

Лучевые скорости самых сильных низкоско-

ростных деталей увеличиваются вдоль этой дуги с

чение исходит из этого источника.

востока на запад. Высокоскоростные детали име-

Сначала в этом направлении было обнару-

ются в области 400 mas. VLA-наблюдения Sarma

жено излучение гидроксила в линиях

1665

et al. [7] показали, что существует четыре мазерных

1667 МГц [1-3], а затем водяного пара в линии

источника (скопления пятен или отдельные пятна),

1.35

см [4]. Ввиду этого данный объект чаще

которые расположены в направлении восток-запад

всего называют источником OH — G43.8-0.1. Все

в пределах 0.3^′′. Это часть дуги, наблюдавшейся

мазеры (OH, H₂O и CH₃OH), обнаруженные

Downes et al. [6] с VLBI.

в этом источнике, связаны со сверхкомпактной

областью HII [5] и инфракрасным источником

В самом сильном из этих четырех мазеров (в

IRAS 19095+0930.

G43.8-0.1) обнаружен эффект Зеемана. В спектре

H₂O в направлении на этот источник есть четыре

Многочисленные VLBI наблюдения в линии

компонента скорости. Эффект Зеемана был обна-

1.35 см показали, что мазерные детали (конденса-

ружен в трех из этих компонентов.

ции) образуют некоторую организованную струк-

туру. Так, VLBI-изображение, полученное Downes

Honma et al. [8] по наблюдениям в пяти эпохах

нашли расширение распределения мазерных пятен.

^*E-mail: lekht@sai.msu.ru

Они пришли к заключению, что распределение

815

816

КОЛОМ и др.

мазерных пятен в G43.8-0.1 представлено не про-

39.2 км/с в спектрах, начиная с июня 2018 г.,

стой оболочкой, а может интерпретироваться как

ограничена и показана полностью на панели 21.

биполярная структура в направлении север-юг.

Для каждого спектра проведена нулевая линия.

Однако Wu et al. [9] идентифицировали 12 раз-

Двухсторонними стрелками показан масштаб вер-

личных пятен мазера воды, распределенных в пре-

тикальных осей. Приведены эпохи наблюдений.

делах ≈0.2^′′, и пришли к другому выводу. Согласно

их исследованиям распределение и собственные

движения этих пятен являются довольно случай-

3. АНАЛИЗ ДАННЫХ

ными и поэтому не могут моделироваться в виде

молекулярного потока.

Основные результаты анализа мониторинга ма-

зерного излучения H₂O в направлении G43.8-0.1

2. АППАРАТУРА И НАБЛЮДЕНИЯ

показаны на рис. 10. Использованы все данные

нашего мониторинга с 1981 по 2019 г. На рис. 10а

Наблюдения (мониторинг) мазерного источника

показана переменность интегрального потока. Ми-

водяного пара на длине волны 1.35 см в направ-

нимумы активности мазерного источника показа-

лении G43.8-0.1 на 22-метровом радиотелескопе

ны внизу (над горизонтальной осью) отрезками

ПРАО АКЦ ФИАН в Пущино (Россия) проводит-

вертикальных линий. Над каждым максимумом

ся нами с 1981 г. Чувствительность телескопа со-

активности приведено значение лучевой скорости

ставляет 25 K/Ян для точечного источника с непо-

одной или двух самых сильных деталей для данного

ляризованным излучением. Шумовая температура

периода активности.

системы составляла от 130 до 250 K в зависимо-

сти от условий наблюдений. Ширина диаграммы

На рис. 10б представлена переменность луче-

направленности антенны на 1.35 см равна 2.6^′.

вой скорости наиболее интенсивных эмиссионных

Телескоп принимал сигнал с линейной (вертикаль-

деталей (светлые кружк ´и). Темными кружк ´ами от-

ной) поляризацией. Влияние изменения угла между

мечены эти же детали, когда их плотность потока

плоскостями поляризации телескопа и источника

превышала 1000 Ян. Большими светлыми круж-

было рассмотрено в работе [10]. Наблюдения ис-

ками отмечены детали с потоком более 3000 Ян.

точника G43.8-0.1 проводились, как правило, на

Слева (косые кресты) показаны основные детали

близких позиционных углах. Поэтому при наличии

самых первых VLBI-наблюдений мазерного источ-

степени линейной поляризации, например, порядка

ника H₂O в направлении G43.8-0.1, выполненных

20%, вариации плотности потока не превышали

8 декабря 1977 г. [6].

≈(5-6)%, что примерно соответствует точности

измерения плотности потока.

Кроме того, мы использовали данные всех из-

вестных наблюдений с высоким угловым разре-

Регистрация сигнала осуществлялась 128-ка-

шением [7-9, 14]. Внизу отрезками вертикальных

нальным анализатором спектра фильтрового типа

линий (над осью абсцисс) отмечены эпохи таких

с разрешением по лучевой скорости 0.101 км/с, а

наблюдений. Анализ показал, что имеется доста-

с 2005 г. — 2048-канальным автокорреляционным

точно хорошее совпадение лучевых скоростей, по-

анализатором спектра с разрешением 0.0822 км/с.

лученных другими авторами, с результатами на-

Все спектры были скорректированы за поглощение

блюдений, представленных в настоящей работе.

в атмосфере Земли. В программе расчета лучевых

Однако имеются и небольшие систематические

скоростей до марта 2018 г. скорость движения

расхождения, составляющие около 0.2-0.3 км/с.

Солнца к апексу принималась равной 19.5 км/с.

Это может быть связано, например, с разными

С марта 2018 г. мы приняли значение скорости

шкалами скоростей.

20 км/с. По этой причине лучевые скорости всех

спектров, а также опубликованных ранее резуль-

Отметим, что нередко и для других источников

татов наблюдений, которые использовались в на-

между результатами наблюдений разных авторов

стоящей работе, были скорректированы. Величина

обнаруживаются расхождения значений лучевых

корректировки для G43.8-0.1 составила 0.4 км/с.

скоростей. Они могут достигать 0.4 км/с. По этой

причине мы минимизировали расхождения луче-

Результаты наблюдений с 1981 по 1999 г. были

вых скоростей наших наблюдений и всех интер-

опубликованы в ряде наших ранних работ [11-13].

ферометрических наблюдений, добавив к послед-

В настоящей работе представлены результаты на-

блюдений с середины 1999 по 2019 г. (см. рис. 1-9).

ним 0.25 км/с. Именно скорректированные данные

Таким образом, полное время нашего мониторинга

интерферометрических наблюдений нанесены на

мазера H₂O в G43.8-0.1 составило 38 лет. На

рис. 10б. Крестиками обозначены основные детали.

рис. 9 (панель 20) из-за сильной вспышки деталь

Самые интенсивные детали показаны звездочками.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

826

КОЛОМ и др.

7000

40.3

38.8

(a)

38.1

6000

5000

42.6

39.2

4000

38.8

38.1

37.9

37.5

39.2

3000

41.4

38.6

42.5

38.2

2000

39.3

41.4

41.1

42.6

42.0

1000

(b)

(8.12.1977)

1980

1985

1990

1995

2000

2005

2010

2015

2020

Годы

Рис. 10. Переменность интегрального потока (а) и лучевой скорости (б) основных эмиссионных деталей мазерного

излучения H2O. Минимумы активности отмечены отрезками вертикальных линий внизу на панели (а). Для каждого

максимума приведено значение лучевой скорости основной детали. На панели (б) светлыми кружк ´ами нанесены детали

с потоками менее 1000 Ян, а темными — с потоками более 1000 Ян. Для удобства некоторые из них пронумерованы.

Внизу над горизонтальной шкалой отрезками вертикальных линий отмечены эпохи VLA наблюдений, а крестиками и

звездочками нанесены положения наиболее сильных деталей в эти эпохи. Большими светлыми кружк ´ами отмечены

детали в максимумах излучения с потоками более 3000 Ян.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

НАБЛЮДЕНИЯ МАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

827

тером переменности лучевой скорости. Наиболее

мазера. Причиной данной вспышки может быть

сложный характер эволюции имеют конфигурации

наложение по лучу зрения двух мазерных пятен.

4 и 5.

В 2012-2018 гг. имелись четыре основные де-

Смысл прямых линий заключается в том, что

тали (возможно скопления деталей). На рис. 11

мы прослеживаем эволюцию излучения деталей

показана переменность плотности потока (а), лу-

в спектрах на близких лучевых скоростях. Это

чевой скорости (б) и ширины линии (в) двух из

могут быть как отдельные детали, так и компактные

них, в которых происходили вспышки, превышаю-

скопления деталей с близкими лучевыми скоростя-

щие в максимумах излучения 3000 Ян. Максимумы

ми. Возможны также структуры какой-либо другой

излучения детали 5d наблюдались на последова-

формы, например, в виде волокон или цепочек,

тельно возрастающих значениях лучевой скорости.

имеющих градиент лучевой скорости. Это видно на

За 6 лет лучевая скорость плавно возросла на

примере эволюции конфигураций 4b, 4c и 5b-5d, в

1.3

км/с. Ширина линии при этом менялась в

которых наблюдается дрейф излучения по лучевой

пределах 0.4-0.6 км/с, что существенно. Никакой

скорости.

связи между переменностью плотности потока и

Для полноты картины эволюции мазерного

шириной линии не прослеживается. Вариации ши-

излучения H₂O отдельных деталей в источнике

рины линии в данном случае могут быть связаны не

G43.8-0.1 кратко перечислим основные результа-

с изменением режима работы мазера, а с изменени-

ты до 1997 г.

ем, например, геометрии мазерного пятна.

Во время сильных вспышек до 1991 г. для ряда

Ширина линии детали 4f во время сильной

одиночных деталей было обнаружено, что плот-

вспышки в 2018 г. на 39.2 км/с была меньше

ность потока и ширина линии этих деталей связаны

чем 5d. Лучевая скорость менялась незначительно,

соотношением ln F ∝ ΔV-2 [14]. Это справедливо

ширина линии менялась в 1.5 раза, как и в случае

для ненасыщенного или для частично насыщенного

5d. Причем, чем больше поток, тем шире была

мазера.

линия. Это указывает на насыщенное состояние

Деталь

1a со средней лучевой скоростью

мазера, связанного с деталью 4f.

42.6 км/с на протяжении более, чем 15 лет (1982-

Во время этой вспышки мы также проводили

1997 гг.) была одиночной, что позволило прове-

наблюдения на позиционных углах, сильно отли-

сти тщательный анализ эволюции ее основных

чающихся от “стандартных” в нашем мониторин-

параметров: плотности потока, лучевой скорости,

ге углов для источника G43.8-0.1. Переменность

ширины и формы линии [11, 13]. Несколько раз

главной детали 39.2 км/с оценивалась относитель-

менялся режим работы мазера.

но остальных, достаточно стабильных деталей. Ни-

Для ряда деталей был обнаружен дрейф излуче-

какой корреляции переменности потока с позици-

ния по лучевой скорости. Наиболее существенны-

онным углом не прослеживалась. Это указывает на

ми были дрейфы излучения с номерами 4b и 4c в

отсутствие видимой линейной поляризации излуче-

1987-1989 гг., 5b и 5c в 1989-1990 гг., а также в

ния, связанного с мазерным пятном на 39.2 км/с.

1997 г.

Как мы отмечали выше, картины эволюции ма-

Во втором случае (детали 5b и 5c) во время

зерного излучения имеют сложный характер, осо-

сильной вспышки в 1989-1990 гг. произошел рас-

бенно в 1985-1992 и 2003-2012 гг. Это не позво-

пад мазерной конденсации на две. Дрейф скорости

ляет выявить, существует ли циклическая перемен-

был вызван воздействием среды на эти конденса-

ность потока отдельных деталей, а тем более вве-

ции. Этот результат был получен при исследовании

денных нами конфигураций, на протяжении всего

переменности плотности потока, лучевой скорости

мониторинга источника G43.8-0.1.

и ширины линии [15]. Следовательно, детали 5b

и 5c (рис. 10) могут приниматься как два очень

близких в пространстве мазерных пятна.

3.3. Отождествление

В 1997 г. после сильной вспышки на скорости

В полученную нами общую картину эволюции

38.5 км/с с плотностью потока в максимуме около

лучевой скорости основных эмиссионных дета-

3700 Ян и шириной линии 0.43 км/с линия ста-

лей хорошо вписываются результаты наблюдений

ла раздваиваться и расстояние между компонен-

Sarma и др. [7], выполненных на VLA НРАО в

тами плавно увеличилось до 0.9 км/с. В 1998-

1998-1999 гг. (см. рис. 10). Как отмечалось во Вве-

1999 гг., когда были проведены наблюдения Sarma

дении, ими были найдены четыре мазера (одиноч-

et al. [7], скорость главного компонента составила

ные детали) на лучевых скоростях 36.5, 38.1, 38.95

38.3

км/с. Для этого компонента также имело

и 40.1 км/с. На рис. 10б они идентифицируются с

место соотношение ln F ∝ ΔV-2, что справедли-

фрагментами конфигураций с номерами 6a, 5c, 4d

во для ненасыщенного или частично насыщенного

и 3b соответственно.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

828

КОЛОМ и др.

6000

(a)

5000

4000

3000

2000

1000

(б)

0.6

(в)

0.5

0.4

0.3

2012

2014

2016

2018

2020

Годы

Рис. 11. Переменность плотности потока (а), лучевой скорости (б) и ширины линии (в) двух главных деталей последнего

цикла активности.

Также имеется хорошее совпадение положения

1999 гг., поскольку данные о координатах мазер-

основных деталей нашего мониторинга и других ин-

ных пятен в работе Sarma и др. [7] не приводят-

терферометрических наблюдений с 2002 по 2009 г.

ся. Однако они утверждают, что мазерные пятна

располагаются вдоль дуги [6]. Для каждой эпохи

Теперь попытаемся объяснить, что такое кон-

мазерные пятна отражены своими символами, что

фигурации, введенные нами согласно рис. 10б.

показано вверху слева. Около каждого мазерного

Возникает вопрос. Это реальные структуры, или

случайное совпадение излучения на близких луче-

пятна указана его лучевая скорость в км/с. Для

вых скоростях от разных мазерных пятен, которые

удобства для каждой эпохи применен свой шрифт.

пространственно не совпадают?

За весь наш мониторинг мы зарегистрировали

На рис. 12 мы нанесли положения мазерных

девять вспышек, амплитуда излучения которых в

пятен согласно всем наблюдениям с высоким уг-

максимуме превышала 3000 Ян. Используя дан-

ловым разрешением за исключением эпох 1998-

ные интерферометрических наблюдений, достаточ-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

НАБЛЮДЕНИЯ МАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

829

300

38.7

41.4

1977

2002

200

2004

2009

43.85

41.18

42.1

40.69

100

39.18

40.3

42.5

41.2

38.90

37.7

38.68

38.85

39.4

40.38

39.7

41.47

40.0

42.3

38.2

4a,f

42.5

38.25

-100

42.2

-200

35.42

35.0-35.5

40.17

-300

35.4

43.3

39.0-39.5

-400

200

100

-100

-200

-300

Смещение по RA, мсек дуги

Рис. 12. Карты расположения основных мазерных пятен H2O для разных эпох. Для каждой эпохи мазерные пятна

отражены своими символами, что показано вверху слева. Около каждого мазерного пятна указана его лучевая скорость в

км/с. Для удобства для каждой эпохи применен свой шрифт. Стрелками указаны мазерные пятна, в которых произошли

вспышки c плотностями потоков в максимумах более 3000 Ян и указаны номера фрагментов конфигураций, где

произошли такие вспышки.

но легко определяется принадлежность всех вспы-

Согласно Sarma et al. [14] мазерные пятна 43.85,

шек к соответствующим мазерным пятнам, исклю-

41.18, 42.1 и 40.69 км/с образуют отдельную дуго-

чая последнюю вспышку в 2018 г. на лучевой ско-

образную структуру, которую они назвали северной

рости 39 км/с. Стрелками указаны мазерные пятна,

дугой.

в которых произошли эти вспышки. Также ука-

Обращаем внимание на то, что спустя 40 лет

заны номера фрагментов конфигураций согласно

после первых наблюдений в 1977 г. спектры H₂O

рис. 10. Все эти мазерные пятна хорошо ложатся

повторились в конце 2018 г., т.е. эмиссионные

на некоторую дугу, нанесенную штриховой линией.

детали наблюдались на очень близких лучевых

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

830

КОЛОМ и др.

скоростях. Это также хорошо иллюстрируется на

всего носит хаотический характер, т.е. в G43.8-

рис. 10б. Поэтому можно предположить, что по-

0.1 нет ярко выраженного молекулярного потока

следняя вспышка 2018 г. на V_LSR = 39.2 км/с свя-

вещества. Предпочтение следует отдать модели

зана с основным мазерным пятном с координатами

оболочечной структуры мазерного источника H₂O

(0; 0) (см. рис. 12).

в G43.8-0.1.

Таким образом, все сильные вспышки произо-

шли в мазерных пятнах, расположенных на некото-

БЛАГОДАРНОСТИ

рой дуге [6]. Вне этой дуги расположение мазерных

пятен скорее всего носит хаотический характер.

Авторы выражают благодарность сотрудникам

Ввиду всего этого можно согласиться с Wu et

Пущинской радиоастрономической обсерватории

al. [9], что в G43.8-0.1 нет ярко выраженного

АКЦ ФИАН за большую помощь в проведении

молекулярного потока вещества. Тем не менее надо

наблюдений.

отметить, что согласно Sarma et al. [14], кроме

центральной, имеется еще несколько групп ма-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

зерных пятен. Северо-восточная и юго-западная

S. H. Knowles, J. L. Caswell, and W. M. Goss,

могут указывать на наличие околозвездного диска

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 175, 537 (1976).

диаметром ∼3000 а.е.

N. J. Evans, S. Beckwith, R. L. Brown, and

W. Gilmore, Astrophys. J. 227, 450 (1979).

H. E. Matthews, P. A. Shaver, W. M. Goss, and

4. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

H. J. Habing, Astron. and Astrophys. 63, 307 (1978).

Перечислим основные результаты 38-летнего

R. Genzel and D. Downes, Astron. and Astrophys.

мониторинга источника мазерного излучения H₂O

Suppl. Ser. 30, 145 (1977).

в G43.8-0.1, связанного с областью активного

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

звездообразования. В настоящей работе были так-

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

же использованы все опубликованные данные по

D. Downes, R. Genzel, J. M. Moran, K. J. Jonston,

интерферометрическим наблюдениям.

L. I. Matveyenko, L. R. Kogan, V. I. Kostenko, and

B. R ¨onn ¨ang, Astron. and Astrophys. 79, 233 (1979).

— Получен полный каталог спектров мазерного

A. P. Sarma, T. H. Troland, R. M. Crutcher, and

излучения H₂O на волне 1.35 см источника G43.8-

D. A. Roberts, Astrophys. J. 580, 928 (2002).

0.1 с 1981 г. по 2019 г.

M. Honma, T. Bushimata, Y. K. Choi, T. Fujii, et al.,

— Интегральное излучение мазера H₂O в линии

Publ. Astron. Soc. Japan 57, 595 (2005).

1.35 см имеет квазипериодическую переменность с

Y. W. Wu, M. Sato, M. J. Reid, L. Moscadelli, et al.,

характерным временем от 3.9 до 12.1 г., что может

Astron. and Astrophys. 566, id. A17 (2014).

быть связано с изменением активности централь-

10.

E. E. Lekht, E. Mendoza-Torres, and

ной звезды в G43.8-0.1 в процессе ее формирова-

R. L. Sorochenko, Astrophys. J. 443, 222 (1995).

ния.

11.

Е. Е. Лехт, Астрон. журн. 72, 532 (1995).

— Обнаружено девять сильных вспышек (в ос-

12.

Е. Е. Лехт, Р. Л. Сороченко, Астрон. журн. 76, 758

новном со временем нахождения в активной стадии

(1999).

не более одного года) с потоком в максимуме более

13.

E. E. Lekht, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 141,

3000 Ян. Проведено отождествление этих вспышек

185 (2000).

с мазерными пятнами на картах, полученных с

14.

A. P. Sarma, T. H. Troland, J. D. Romney, and

высоким угловым разрешением.

T. H. Huynh, Astrophys. J. 674, 295 (2008).

— Все сильные вспышки произошли в мазерных

15.

Е. Е. Лехт, Н. А. Силантьев, Х. Э. Мендоса-Торрес,

пятнах, расположенных на некоторой дуге [6]. Вне

А. М. Толмачев, Письма в Астрон. журн. 28, 106

этой дуги расположение мазерных пятен скорее

(2002).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019