АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 10, с. 847-865

УДК 524.523

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ И ВОЗМОЖНОГО ТИПА

УДАРНОЙ ВОЛНЫ В НОВОЙ ВЫБОРКЕ ОБЛАСТЕЙ ОБРАЗОВАНИЯ

МАССИВНЫХ ЗВЕЗД Spitzer/GLIMPSE/EGO

¹Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Астрокосмический центр, Москва, Россия

²Уральский федеральный университет им. Б.Н. Ельцина,

Институт естественных наук и математики, Астрономическая обсерватория,

Екатеринбург, Россия

Поступила в редакцию 18.04.2019 г.; после доработки 31.05.2019 г.; принята к публикации 31.05.2019 г.

Представлен сравнительный анализ физических параметров газа, известных из наблюдений и полу-

ченных из теоретических расчетов, в областях молекулярных облаков различных типов. Рассматрива-

лись плотные холодные фрагменты молекулярных облаков IRDC, редкие области звездообразования,

в которых наблюдается мазерное излучение радикала ОН в линии-сателлите на частоте 1720 МГц,

диффузные биполярные потоки EGO, открытые в рамках работы миссии “Spitzer” в коротковолновом

инфракрасном диапазоне, а также газо-пылевые конденсации, в которых наблюдаются метанольные

мазеры I и II класса (cIMM и cIIMM соответственно). Для этих областей получены расчетные

значения напряженности магнитного поля по эмпирическому критерию из работы Кратчера (ApJ,

520, 706, 1999) и с использованием уравнения для численного моделирования холодных турбулентных

облаков из работы Острайкер и др. (ApJ, 546, 980, 2001). Данное моделирование выполняется для

трех условных значений параметра β = (c_s/c_A)², связывающего звуковую и альфвеновскую скорости

и характеризующего влияние магнитного поля: β = 0.01 — сильное, β = 0.1 — промежуточное и β =

= 1 — слабое. Показано, что в 69 объектах EGO при значениях объемной плотности 10⁴-105.6 см-3,

полученных ранее из наблюдений, для допустимых значений нижней границы T_k ∼ 30 K и верхней

границы T_k ∼ 100 K наилучшим образом результаты расчетов согласуются для β = 0.1 (|B| = 0.26 мГ)

и β = 1 (| B| = 0.15 мГ) соответственно, т.е. для варианта промежуточного и слабого влияния

магнитного поля. Для метанольных мазеров I класса при плотности газа, не превышающей 10⁶ см-3, и

при T_k = 80 K наиболее приемлемой является величина β = 1 (|B| < 0.4 мГ), т.е. ожидаемое влияние

магнитного поля также слабое. Сравнение звуковой и альфвеновской скоростей дает основания

считать, что в рассмотренных областях, вероятно, присутствуют очень слабые ударные волны C-типа

с невысокой скоростью при незначительном контроле магнитного поля над хаотическими движениями

вещества. Эти волны являются непрерывными и не влияют на изменение параметров в мазерных

конденсациях. Полученные значения напряженности магнитного поля в областях формирования

мазеров сIMM и в областях формирования мазеров ОН(1720) различаются несущественно, т.е.

по этому признаку, связанному с плотностью среды и кинетической температурой газа, они могут

наблюдаться как в разных, так и в одних и тех же газо-пылевых конденсациях.

DOI: 10.1134/S0004629919100074

1. ВВЕДЕНИЕ

ударных волн, молекулярных потоков от звезд раз-

личной массы, и взрывов, которыми заканчивается,

Процесс звездообразования представляет со-

например, развитие и существование массивных

бой крупномасштабное явление. С одной сторо-

звезд. Взрывы сверхновых звезд и молекулярные

ны, этот процесс зависит от магнитных полей и

потоки, которые формируются вблизи протозвезд

и молодых звезд, являются главными источниками

турбулентности, которыми пронизана межзвездная

ударных волн в межзвездной среде.

среда. С другой — оказывает самостоятельное об-

ратное влияние на окружающую среду посредством

Биполярные молекулярные потоки в начальной

звездного ветра и разнообразных по мощности

стадии имеют две разные составляющие: сильно

коллимированные, т.е. имеющие малый угол рас-

^*E-mail: nadya@asc.rssi.ru

крытия, струи, идущие от центра (a central highly

847

848

ВАЛЬТЦ и др.

collimated jet), и оболочку из сгребаемого матери-

итоге, тип накачки, делятся на два класса: I (cIMM,

ала в виде двух дуг, симметричных относительно

столкновительная накачка) и II (cIIMM, радиатив-

центра (bow shock). Эта оболочка образуется при

ная накачка) [11-13].

распространении струи в окружающую среду (a

Все мазеры совокупно демонстрируют харак-

shell of swept up ambient material) и ее столк-

терную временн ´ую шкалу, соответствующую по-

новении с плотной газо-пылевой составляющей

следовательным стадиям развития области звездо-

молекулярного ядра (см., напр., геометрию и ки-

образования. Согласно предложенным схемам [14,

нематику потока в источнике IRAS 04166 + 2706

15], первыми в окрестности коллапсирующего ядра

по данным наблюдений в молекулярных линиях на

появляются именно метанольные мазеры I клас-

30-м телескопе IRAM [1]).

са — до или во время начала функционирования

По мере развития угол раскрытия джета рас-

биполярного потока. Эти мазеры исчезают в пе-

ширяется, размеры дуг увеличиваются, а в цен-

риод “до возникновения ультракомпактной области

тральной части вокруг протозвезды остается ак-

HII”; с развитием области HII вблизи протозвезд

креционный вращающийся диск, перпендикуляр-

в более плотной среде появляются мазеры Н₂О

но которому был сформирован биполярный поток.

и метанольные мазеры II класса, а в окрестности

Подобный пример приведен в виде схемы в ра-

более развитой UCHII области — мазеры ОН [16,

боте [2], в которой был открыт биполярный поток

17].

в окрестности маломассивной звезды в источнике

Влияние биполярных потоков на накачку

L1157 (см. также [3-9] и ссылки в этих работах).

cIMMs считается определяющим: имеется ввиду

Магнитное поле играет принципиальную роль

столкновительный механизм накачки этих мазе-

в эволюции протозвезд и молекулярных потоков.

ров [18], которую провоцирует биполярный поток

Считается, что потоки возникают в результате вза-

от зарождающейся звезды, сжимающий окружаю-

имодействия вращающегося диска и магнитного

щее газо-пылевое вещество молекулярного ядра.

поля, проходящего сквозь диск [10]. Если обла-

Это повышает его плотность и эффективность ис-

ка находятся в магнитно-доминирующем режиме,

парения молекул метанола с поверхности пылевых

магнитное поле способно противостоять гравита-

частиц и их обилие, от которого сильно зависит

ционному сжатию, сдерживая фазу образования

данный вид накачки. Благоприятные условия,

протозвезды. Слабое магнитное поле не стабили-

которые создаются биполярными потоками для

зирует коллапс, и облака находятся в состоянии

возникновения cIMM, обсуждаются во многих

неустойчивого равновесия, теряют сферическую

работах (см., напр., [19-21] и ссылки в этих

форму и стремятся к форме плоского аккрецион-

статьях).

ного диска.

Область образования массивной звезды можно

В областях образования звезд как малой, так

обнаружить по излучению теплой пыли в кон-

и большой массы, с ударными волнами и бипо-

тинууме в горячем молекулярном ядре (HMC) в

лярными потоками связано появление и исчезнове-

ближнем и среднем инфракрасном диапазоне и в

ние молекулярного мазерного излучения, главным

коротковолновом миллиметровом радиодиапазоне

образом, на молекулах Н₂О, гидроксила ОН и

в стадии “до формирования гипер- или ультраком-

метанола.

пактных областей ионизованного водорода (HCHII

В данной работе подробно разбирается один

или UCHII)”, т.е. при отсутствующем или очень

из возможных примеров такого взаимодействия, а

слабом потоке излучения [22, 23] (см. также [24]

также связь некоторых параметров среды, бипо-

и ссылки в этой работе). Однако массивные про-

лярных потоков и напряженности магнитного поля,

тозвезды, как правило, глубоко погружены в плот-

от которых зависит, какой именно тип ударной вол-

ную среду окружающего молекулярного облака, и

ны может сформироваться в мазерной конденсации

их зачастую можно обнаружить только благодаря

и как он влияет на мазерное излучение.

наличию признаков биполярного потока, при этом,

как указывается в работе [25], биполярные потоки

2. МЕТАНОЛЬНЫЕ МАЗЕРЫ В НОВОМ

от массивных протозвезд масштабнее и обнару-

КЛАССЕ ОБЪЕКТОВ МЕЖЗВЕЗДНОЙ

жить их даже проще, чем аккреционный диск.

СРЕДЫ EGO

Поэтому в настоящее время особый интерес

представляет новый класс массивных протозвезд-

Наиболее информативными для подобных ис-

ных объектов (MYSO) (на данный момент ∼400 ис-

следований являются те случаи, в которых воздей-

точников [26]), идентифицированных в рамках ра-

ствие биполярных потоков на область формирова-

боты космической миссии “Spitzer” как “молодые”

ния мазерного излучения отслеживается непосред-

на основании избытка излучения в коротковолно-

ственно. Такими объектами являются метанольные

мазеры I класса. Метанольные мазеры по ряду

вом инфракрасном диапазоне на волне 4.5 мкм —

эмпирических признаков, отражающих, в конечном

“зеленом” в шкале цветов камеры IRAC/Spitzer

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ

849

(GLIMPSE-I survey, Galactic Legacy Infrafred Mid-

Известно, что на фронте ударной волны также

Plane Survey Extraordinaire [27]). Эти объекты яв-

под действием столкновительной накачки форми-

ляются протяженными, диффузными, поэтому на-

руется еще один тип мазеров, а именно, в линии-

зываются EGOs, т.е. Extended Green Objects [28].

сателлите на частоте 1720 МГц в Λ-удвоении уров-

ня основного электронного и вращательного состо-

То, что эти объекты являются областями обра-

яния²Π3/2, J = 3/2, F = 2-1 радикала ОН (да-

зования массивных звезд, доказывается наличием

лее ОН(1720)), которые ассоциируются с фронтом

в них метанольных мазеров II класса с излучением

ударной волны, например, в остатках сверхновых

на частоте 6.7 ГГц в более чем 64% случаев [29],

(см. [39-41] и ссылки в этих работах).

которые ассоциируются только с массивными объ-

В рамках более глубокого исследования ме-

ектами. Данный вид излучения жестко связан с

ханизма столкновительной накачки метанольных

необходимостью выполнения условий по плотности

мазеров были предприняты попытки обнаружить

и по температуре для поддержания радиативной

их в направлении остатков сверхновых, которые

накачки этих мазеров [18, 30], отграничивая тем са-

увенчались успехом лишь недавно [42-45].

мым маломассивные объекты, не обеспечивающие

Возникает вопрос: могут ли линии ОН(1720)

этих условий (см. [31, 32] и ссылки в этих работах).

наблюдаться в тех же мазерных конденсациях, что

В пользу утверждения, что EGOs — это дей-

и cIMM, но не в направлении остатков сверхновых,

ствительно области с биполярными потоками, го-

а в направлении биполярных потоков, на фронтах

ворит также тот впечатляющий факт, что в их

которых формируются cIMM? Другими словами,

окрестностях примерно в ∼89% случаев (detection

представляется вероятным, что ударная волна на

rate) в обзоре, выполненном на частоте 44 ГГц на

фронте биполярного потока может спровоцировать

появление мазерного излучения в линии ОН(1720),

VLA [29], и в ∼70% в обзоре на частоте 95 ГГц, вы-

т.е. мазеры ОН(1720) должны наблюдаться, на-

полненном в Мопре на 22-м радиотелескопе [26],

пример, в EGOs и пространственно совпадать с

обнаруживаются метанольные мазеры I класса.

метанольными мазерами I класса.

Интегральная оценка по всем отождествлениям

cIMMs и EGOs указывает на взаимную ассоциа-

С целью проверки этого предположения нашей

группой были проведены наблюдения в линии-

цию в 2/3 случаев [33].

сателлите радикала ОН(1720) с различными раз-

Кроме того, наличие биполярных потоков в этих

мерами диаграммы направленности в направле-

источниках подтверждается обнаружением кры-

нии тех EGOs, в которых уже были обнаружены

льев в профилях тепловых линий, наблюдавшихся

метанольные мазеры I класса [29]. Ранее такие

в субмиллиметровом диапазоне на телескопе James

исследования не проводились.

Clerk Maxwell Telescope (JCMT) [29] и в мм-

Первый обзор для 18 EGOs был выполнен в

диапазоне в линиях¹²CO(2-1) и HCO⁺(1-0) на

Евпатории (Крым) на 70-м антенне с диаграммой 9^′

1 мм с использованием Submillimeter Array (SMA)

на указанной частоте [46]. В 13 спектрах излучение

и на 3 мм с использованием Combined Array for

ОН(1720) наблюдалось, они содержат множество

Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA)

слабых линий, возможно, тепловой природы. Все

[34].

спектры были сильно искажены помехами. Далее

с целью улучшения пространственного разрешения

При этом отмечено, что в направлении EGOs в

были проведены интерферометрические наблюде-

57% случаев не наблюдается излучение в контину-

ния 20 EGOs на VLA [47]. Синтезированное уг-

уме на 3.6 и 1.3 см [35], а на 44 ГГц — в 95%, что ис-

ловое разрешение в этих наблюдениях составляло

ключает наличие ультракомпактных HII областей и

12^′′. Наблюдения на VLA были проведены в пол-

доказывает их раннюю стадию формирования [29,

ном спектре во всех четырех линиях ОН. По техни-

36].

ческим причинам в Евпатории на РТ-70 наблюде-

ния проводились только на частоте 1720 МГц.

Эмиссия наблюдалась в 10 источниках из 20, но

3. ОБЪЕКТЫ EGO И МАЗЕРЫ ОН(1720)

эмиссия на частоте ОН(1720) была зафиксирована

только в одном источнике EGO — G45.47 + 0.07,

Интерферометрические исследования подтвер-

в нем также наблюдаются главные линии в излу-

ждают, что мазеры cIMM формируются на фронте

чении. При этом позиция OH(1720) совпадает с

взаимодействия биполярного потока со спокойной

центральным точечным источником инфракрасного

средой родительского молекулярного облака [19,

излучения ближнего диапазона в объекте EGO, а

37], хотя на настоящий момент ассоциация cIMM

не с пространственными компонентами метаноль-

с основанием потока в отдельных случаях также

ного мазера I класса. Перекрытие списков РТ-

обнаружена [38].

70 и VLA составило около 55% (11 источников),

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

850

ВАЛЬТЦ и др.

т.е. прямое сопоставление результатов оказалось

системе отсчета, связанной с ударной волной, по-

статистически ненадежным.

этому этот вид ударной волны называется “C-

Основной признак наличия столкновительной

shock”, т.е. “Continuous shock” (см. [2] и ссылки,

накачки в тех газо-пылевых конденсациях, в кото-

приведенные выше во Введении).

рых формируется мазер ОН на частоте 1720 МГц,

Если звуковая скорость ударной волны больше,

заключается в том, что только эта линия-сателлит

чем скорость альфвеновской волны, магнитное по-

должна быть в излучении, а главные линии

ле перестает играть роль магнитного предшествен-

ОН(1665) и ОН(1667) — в поглощении [48]. По

ника и не принимает участия в распределении энер-

данным представленных наблюдений на VLA, ко-

гии, то фронт ударной волны становится прерыви-

торые проводились на частотах четырех линий OH,

стым (discontinuous) и распадается на отдельные

т.е. в главных линях и в сателлитах, определенно

гидродинамические удары, при которых происхо-

можно сказать, что это условие не соблюдается.

дят скачки в гидродинамических параметрах [3, 49].

Поскольку наблюдения проводились на коорди-

Такая ударная волна называется “J-shock” (Jump-

натах и скоростях метанольных мазеров I класса,

shock).

можно предположить, как отмечалось в выводах

Величина скорости ударной волны, при которой

этих работ [46, 47], что полученные результаты

происходит переход между двумя этими типами

объясняются, например, или слабым влиянием би-

“shocks”, зависит от нескольких параметров, в том

полярных потоков в EGOs на накачку, или разли-

числе, от плотности среды до ударной волны [50] и

чием в параметрах и механизмах накачки мазеров

от присутствия заряженных частиц [51], и варьиру-

ОН(1720) и cIMM. Однако могут быть и другие

ется в пределах от ∼20 до ∼50 км/с.

причины, которые мы обсудим ниже, например,

Область фронта ударной волны является кри-

связанные с типом ударной волны, проходящей

тической для формирования мазерного излучения,

через мазерную конденсацию.

возникающего под действием столкновительной

накачки, в том числе, на молекулах гидроксила

ОН на частоте 1720 МГц. Чтобы сравнить, как

4. УДАРНЫЕ ВОЛНЫ, ФИЗИЧЕСКИЕ

наблюдающиеся в EGOs биполярные потоки могут

ПАРАМЕТРЫ И НАПРЯЖЕННОСТЬ

влиять на накачку метанольных мазеров I класса

МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ОБЪЕКТАХ

и мазеров ОН(1720) в этих объектах, рассмотрим

МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ

подробнее некоторые свойства и особенности та-

4.1. Типы ударных волн

ких мазеров.

Характеристики ударных волн, формирующихся

при образовании протозвезд, связаны с тем, какие

4.2. Сравнение физических параметров в объектах

параметры, а именно, скорость, плотность, кинети-

межзвездной среды и в областях

ческую температуру и степень ионизации имел газ

звездообразования

в области, не затронутой ударной волной (preshock

По данным для 27 плотных молекулярных об-

region), а также с напряженностью магнитного

лаков и областей звездообразования, отобран-

поля в данной области.

ных в работе [52] безотносительно наличия в них

Тип действующей в облаке ударной волны за-

каких-либо мазеров, среднее значение объемной

висит от соотношения энергии хаотического дви-

плотности молекулярного водорода nH2 составляет

жения масс в облаке и энергии магнитного поля,

103.8 см-3 (в интервале от 102.7 см-3 до 106.8 см-3),

что сводится к соотношению скорости теплово-

среднее значение кинетической температуры T_k

го движения молекул и скорости низкочастотных

составляет 30 К (в интервале от 10 К до 150 К).

магнитогидродинамических плазменных волн, воз-

В этих областях наблюдаются магнитные поля с

буждаемых в присутствии магнитного поля (альф-

напряженностью от 10 до 3000 μG.

веновских волн).

Отметим, что для холодных и плотных об-

Если “магнитозвуковая скорость” (magnetoso-

лаков IRDCs, с которыми часто ассоциируют-

nic speed) больше, чем звуковая скорость удар-

ся EGOs (например, 63% из 41 EGOs [54]), в

ной волны (slow shock speed), то перед фронтом

литературе приведены следующие типичные зна-

ударной волны формируется специфическая об-

чения физических параметров: T_k = 10 K, nH2 ∼

ласть, “магнитный предшественник” (a magnetic

∼ 10³-10⁸ см-3 [55], T_k < 25 K, nH2 > 10⁵ см-3 в

precursor). В этой области магнитное поле отщеп-

размерах 0.4-15.0 пк [56, 57].

ляет от нейтрального газа заряженные частицы,

энергия которых рассеивается в результате ам-

Излучение в сателлите ОН на частоте 1720 МГц

биполярной диффузии [3, 8, 9]. При этом общая

было открыто в обзоре южного неба [58] в направ-

скорость и плотность остаются непрерывными в

лении нетепловых континуумных источников, не

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ

851

являющихся дискретными и физически не связан-

проведено в работе [62]. При этом было показа-

ных с областями HII, которые в этом случае были

но, что такая столкновительная накачка молекулы

фоновыми. В обзоре северного неба [59] во всех

ОН эффективна только при 30 K < T_k < 100 K,

четырех линиях OH наблюдалось около 1800 га-

плотности газа nH2 ∼ 10⁴-10⁵ см-3, очень низкой

лактических источников, примерно в половине ис-

плотности молекул ОН N_OH ∼ 10-4-10-3 см-3, и

точников зафиксирован сигнал. В основном, это

при отсутствии областей НII. Если в области пре-

были смешанные спектры излучения и поглощения,

обладает излучение, будет наблюдаться инверсия в

причем эмиссионные линии, как правило, мазерные

линии-сателлите ОН(1612).

(за исключением пары десятков спектров, в кото-

рых главные линии слабые, и их интенсивности со-

В работе [61] подчеркнуто, что в 6 областях

звездообразования, в которых наблюдается излу-

ответствовали термодинамическому равновесию).

чение в линии ОН(1720), но отсутствует излучение

Эмиссия в линии ОН(1720) наблюдалась в сле-

в линии ОН(1665), метанольный мазер II клас-

дующих типах спектров: а) линия ОН(1720) и глав-

са на частоте 6.7 ГГц также не наблюдается. В

ные линии в излучении, б) только линия ОН(1720)

остальных 28 источниках, в которых есть излуче-

в излучении, остальные линии отсутствовали; с)

ние в линиях ОН(1720) и ОН(1665), во всех, за

линия ОН(1720) в излучении и главные линии на

исключением одного, этот мазер присутствует. При

частотах 1665 и 1667 МГц в поглощении. Спектры

этом в них наблюдаетcя также мазерное излучение

типа “а” соответствовали областям звездообра-

в линии возбужденного вращательного состояния

зования (SFR), спектры типа “б” и “с” — остат-

(J = 5/2) молекулы ОН на частоте 6035 МГц. Для

кам сверхновых (SNR). Исследование и сравнение

этих случаев предполагается, что условия, ответ-

этих типов подробно представлены, например, в

ственные за накачку мазеров ОН(1720), ОН(6035)

работах [60, 61], в которых были сделаны важ-

и cIIMM(6.7) в этих SFR очень близки и соот-

ные выводы о различии условий накачки мазеров

ветствуют очень ранней стадии эволюции UCHII,

ОН(1720) в SFRs и SNRs.

в условиях, где плотность газа и плотность OH

Основной вывод, полученный в работах [59, 60],

на луче зрения выше, а кинетическая температу-

заключался в том, что механизм возникновения

ра ниже, чем в областях SFR, демонстрирующих

излучения ОН на частоте 1720 МГц в областях

только излучение в главной линии ОН(1665) и в

звездообразования отличается от механизма, отве-

линии cIIMM(6.7) (см. ссылки по моделированию

чающего за накачку мазеров ОН(1720) в остатках

условий в той же работе [61]).

сверхновых. В SFR главную роль в накачке играют

Моделирование условий в областях формиро-

ИК-излучение и большой градиент скорости, в

вания массивных звезд показало, что накачка обо-

SNR реализуется столкновительная накачка, для

их мазеров ОН(1665) и cIIMM(6.7) инфракрас-

которой требуется плотность среды меньше, чем та,

ным излучением теплой пыли объясняет излуче-

которая наблюдается в SFR. Основные различия

ние молекул в этих линиях, однако для ОН(1720)

между мазерами OH в SNR и SFR таковы: в

и ОН(6035) более предпочтительными являются

SFR в спектрах ОН присутствуют линии излуче-

условия с холодным газом T_k < 100 K и с не очень

ния на частотах 1665/1667 МГц, в SNR — нет; в

высокой плотностью nH2 ∼ 10⁵-10⁸ см-3, N_OH ∼

SFR мазеры ОН(1720) переменны, в то время как

∼ N_CH3OH ∼ 10¹⁴-10¹⁶ см-2 [17].

в остатках сверхновых — нет. Магнитные поля в

мазерах ОН(1720) в SFR достигают 10 мГс, т.е.

В работе [39] представлены жесткие модель-

в 2 раза больше, чем по главным линиям ОН, а

ные ограничения на физические условия, необхо-

в остатках сверхновых они на порядок меньше.

димые для накачки мазеров ОН(1720) на фронте

Мазеры ОН(1720) в SFR имеют малые угловые

ударной волны в остатках сверхновых: плотность

размеры, а в остатках сверхновых они на несколько

nH2 ∼ 10⁵ см-3, кинетическая температура T_k ∼

порядков больше по угловой величине. Кроме того,

∼ 50-125 К, плотность гидроксила на луче зрения

в SFR наблюдаются более высокие яркостные

N_OH ∼ 10¹⁶ см-2.

температуры, до 10¹² К. Даже если в SNR имеет

В биполярных потоках физические параметры

место скопление из более мелких деталей, которые

определяются по разным молекулярным линиям

сливаются, тем не менее, яркостные температуры в

и отличаются большим разнообразием, поскольку

SNR на порядки меньше, около 10⁸ К.

относятся к разным условиям их формирования и

Моделирование физических условий в молеку-

степени эволюции, ближе к центру или на пери-

лярных облаках, при которых в результате накачки

ферии, на фронтах или в плотных конденсациях,

уровней нижнего вращательного состояния моле-

которые огибаются потоком, с большой скважно-

кулы ОН (J = 3/2) при столкновениях с молекула-

стью, все они имеют разные размеры и по-разному

ми H₂ возникает мазерная линия ОН(1720), было

ориентированы.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

852

ВАЛЬТЦ и др.

Таблица 1. Физические параметры газа в типичных объектах областей звездообразования и межзвездной среды

(МЗС)

Объекты МЗС

T_k, K

n_H

, см-3

Ссылки

Молекулярные облака

10-100

10³-10⁷

[52]

IRDC

10-20

10⁵-10⁶

[56, 57]

OH(1720)

30-100

10⁴-10⁵

[62]

SNR, OH(1720)

50-125

10⁵

[39]

SFR, OH

30-100

[61]

Главные линии

100

10⁴

[12]

+OH(1720)

<100

10⁵-10⁸

[17]

Биполярные потоки

28-166

10⁵

[63]

100-500

10⁴ - 3 × 10⁵

[65]

EGO

1.5 × 10⁵

[54]

cIMM

10⁵-10⁶

[29]

>100

10⁷-10⁸

[66]

cIIMM

>125-150

10⁵-10⁸

[17]

Очень часто для анализа используется молеку-

истечения вещества [29]. С учетом углового разме-

ла формила HCO⁺, которая является трейсером

ра, аналогичного типичному размеру IRDC (∼30^′′),

биполярных потоков в окрестностях протозвезд с

и фактора заполнения диаграммы телескопа (beam

filling factor) в работе [54] по данным для 69 EGOs

типичной плотностью газа nH2 ∼ 105 см-3. На-

получены значения T_k ∼ 30 K для всех источников

пример, в работе [63] выполнен анализ профи-

на основании подробного анализа одного из них

лей оптически тонких линий изотопа этой моле-

(G34.26+1.05). Для исследованных EGOs опреде-

кулы H¹³CO⁺ в 82 областях образования мас-

сивных звезд, отобранных по признаку наличия

лен их средний размер 0.5-1 пк, по наблюдениям

излучения cIIMMs. Для определения кинетиче-

линий C¹⁸O и с учетом обилия C¹⁸O ∼ 1.7 × 10-7

ской температуры используются линии метилциан-

получены среднее значение объемной плотности

да CH₃CN (J = 5 - 4 и J = 6 - 5), в работе [63]

nH2 = 1.5 × 10⁵ см-3 и среднее значение плотно-

по этим линиям для 58 SFR получены значения

сти водорода на луче зрения NH2 = 2 × 10²³ см-2

T_k = 28-166 K. Сводный анализ вклада различ-

(см. [54] и ссылки в этой работе).

ных молекул в определение физических условий в

Определение физических параметров в мета-

биполярных потоках для 25 объектов проводился

нольных мазерах, наблюдавшихся в направлении

по линиям Н₂О, наблюдавшихся в инфракрасном

EGOs, показывает, что для cIMM эти значения

диапазоне длин волн. Для расчетов принимались

составляют 80 К и nH2 ∼ 10⁵-10⁶ см-3 [29]. При

типичные параметры среды nH2 = 5 × 10⁶ см-3 и

этом в работе [66] показано, что в таких же и

T_k ∼ 200-1100 K [64]. Типичные значения пара-

в более широких условиях реализуются мазеры

метров среды в биполярных потоках, полученные

cIMM на частоте 44 ГГц, но редко мазеры cIMM на

в работе [65] по линиям SiO, отслеживающих бо-

частоте 25 ГГц — только при более высоких темпе-

лее плотный газ, составляют: плотность вещества

ратурах (выше 100 K) и более высоких значениях

nH2 ∼ 10⁴-3 × 10⁵ см-3 при кинетической темпе-

объемной плотности газа nH2 ∼ 10⁷-10⁸ см-3. Для

ратуре газа 100-500 К.

радиативной накачки cIIMM требуется темпера-

тура пыли выше 125-150 К и плотность nH2 ∼

Наличие биполярных потоков в EGOs подтвер-

ждается наблюдениями в тепловых линиях, напри-

∼ 10⁵-10⁸ см-3 [17].

мер, типичная ширина линий HCO⁺(3-2) состав-

Сводка обсуждаемых оценок кинетической тем-

ляет более 20 км/с, что указывает на присутствие

пературы и плотности газа представлена в табл. 1.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ

853

4.3. Определение напряженности магнитного поля

Второй способ основан на обработке спектров

параметров Стокса I(ν) и V(ν) (сумма и разность

Значения кинетической температуры и объем-

плотности потока), если расщепление невелико

ной плотности газа, приведенные в табл. 1, позво-

(т.е. сравнимо с доплеровской шириной линии) и

ляют определить значения напряженности магнит-

позволяет вписать кривую S-образной формы в

ного поля |B| в этих субстанциях. Определить эти

компоненты пары σ-линий с применением соот-

значения |B| можно несколькими способами.

ветствующей формулы. Эта формула связывает

плотность потока в линиях на I- и V-спектрах

В работе [52] приводится эмпирическая зави-

и коэффициент b = zB cos θ, где z — фактор зее-

симость величины |B| от объемной плотности ве-

мановского расщепления, |B| — значение напря-

щества как |B| ∼ (nH2 )0.47, выведенная для 27 мо-

женности магнитного поля, θ — угол направления

лекулярных облаков и проверенная численной мо-

магнитного поля к лучу зрения [70, 71].

делью сжимающегося сферического объема газа

В обоих случаях точность вывода о том, что вы-

с учетом амбиполярной диффузии. Зависимость

бранная пара действительно является результатом

приведена в форме пропорциональности без ука-

зеемановского расщепления, достигается только

зания соответствующего коэффициента и в виде

путем интерферометрического измерения располо-

графика. Соотношение справедливо для значений

жения мазерных пятен и получения доказательства

плотности в интервале n ∼ 10³-10⁴ см-3 и даже

того, что выбранные компоненты пары RCP и LCP

выше, до 10⁷ см-3 [52, 53]. Следует отметить,

пространственно совпадают.

что в этих 27 областях медианное значение на-

Теоретически значения |B| определяются двумя

пряженности магнитного поля составляет 16 мкГ

способами с использованием двух разных методов:

и лишь в одном случае превышает 1 мГ (3.1 мГ,

из модифицированного уравнения Чандрасекара-

W3(OH)). Исходные и полученные величины nH2 и

Ферми (см., напр., [72] и ссылки в этой работе) и

|B| приведены в таблицах в работе [52].

из кривизны деформированных “песочных часов”

Непосредственно с минимальным количеством

(форма, которую приобретают газ и пыль в про-

дополнительных предположений напряженность

цессе аккреции на центральный источник и раскру-

магнитного поля можно определить, используя

чивания диска), т.е. кривизны силовых линий поля

величину зеемановского расщепления магнитно-

вокруг центрального источника (см., напр., [73]).

го поля в спектрах линий молекул, например,

Эти методы, кроме знания значения объем-

радикала ОН. В этом случае также существует

ной плотности вещества, требуют в первом случае

два способа, оба применяются при исследовании

оценку дисперсии скоростей из дополнительных

мазеров (подробности см., напр., в [67]).

наблюдений тепловых линий молекул, отслежива-

ющих турбулентный газ, а также оценку угла рас-

Первый основан на оценке разнесения право- и

хождения магнитных силовых линий (т.е. оценку

левополяризованных (RCH и LCP) σ-компонентов

разброса значений позиционного угла в плоскости

зеемановской пары от положения этих компонен-

линейной поляризации). Во втором методе требу-

тов в спектре “без магнитного поля”. Это рас-

ется предположение о масштабе поляризации, т.е.,

щепление должно строго соответствовать фикси-

например, о радиусе искривления магнитного поля,

рованной величине квантового расщепления каж-

расстоянии от протозвезды до конца “трубки”, в

дого уровня сверхтонкой структуры (фактор зеема-

которой оценивается степень закручивания поля,

новского расщепления), умноженной на величину

и о массе газопылевой оболочки, участвующей в

напряженности магнитного поля в рассматривае-

этом процессе. Таким образом, оба метода пред-

мой области. Таблица значений этого фактора для

полагают использование физических параметров,

линий OH приведена в работах [68, 69].

которые следует определять для конкретных источ-

При этом очевидно, что линии метанола, в от-

ников.

личие от линий радикала ОН, могут играть лишь

Более простой и общий метод предложен в

косвенную роль в оценке напряженности магнит-

работе [53], в которой приведены результаты чис-

ного поля. Имеется ввиду, что от магнитных по-

ленного моделирования холодных турбулентных

лей зависит только тип фронта ударной волны, но

газообразных систем с параметрами, типичными

не зависит населенность уровней вращательной и

для гигантских молекулярных облаков. Приведем

тонкой структуры метанола, учитывая, например,

уравнение из этой работы, на основании которого

тот факт, что в молекулах метанола нет непарного

производились расчеты:

(

)1/2

электрона, как в молекуле ОН, и расщепление

T_k

уровней в них пропорционально не электронному

B = 1.4 × β-1/2μG ×

(1)

10 K

спину, а заведомо более слабому ядерному маг-

)1/2

нетону, и касается только уровней, расщепленных

( n_H

ядерным спином.

100 cm-3

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

854

ВАЛЬТЦ и др.

Таблица 2. Магнитные поля в объектах IRDC

B₀, мГ

T_k = 15 K, n_H

= 10⁵ см-3

T_k = 15 K, n_H

= 10⁶ см-3

|B| ∼ n0.47

β=1

β = 0.1

β = 0.01

β=1

β = 0.1

β = 0.01

n_H

= 10⁵ cm-3

n_H

= 10⁶ cm-3

0.05

0.17

0.54

0.17

0.54

1.71

0.22

0.66

где B — напряженность магнитного поля, β — па-

работы [54], значение ограничения по верхней гра-

раметр модели, T_k — кинетическая температура га-

нице T_k ∼ 100 K для биполярных потоков получено

за, nH2 — объемная плотность газа. Параметр β =

в работе [63]. По порядку величины полученные

= c2s/v2A,0.

значения |B|, как и в IRDC, тоже согласуются

между собой и не превышают ожидаемые значения.

Модели вычисляются для трех значений β: β =

Наилучшим образом результаты модельных рас-

= 0.01 — сильное магнитное поле, β = 0.1 — про-

четов и расчета по критерию (2) согласуются при

межуточное и β = 1 — слабое, в работе [52] ис-

T_k = 30 K для β = 0.1 и при T_k = 100 K для β =

пользуется также значение 0.04. При сильном

= 1, т.е. для варианта промежуточного и слабого

магнитном поле, как обсуждалось выше, альфве-

влияния магнитного поля (см. табл. 3 конкретно

новская скорость больше, чем звуковая скорость

для каждого источника).

ударной волны, и магнитное поле контролирует

непрерывность физических параметров в области

Для метанольных мазеров I класса мы приве-

и процесс гравитационного сжатия. При промежу-

ли два варианта вычислений: для случаев, когда

точном и слабом магнитном поле его роль умень-

объемная плотность газа, вероятно, недостаточна

шается, а роль звуковых ударных волн и турбу-

для появления линии на 25 ГГц (т.е. не выше

лентных движений возрастает.

10⁶ см-3) и наблюдается только мазерная линия

Как показано в работе [53], наиболее надежно

на 44 ГГц (табл. 4), и для случая, когда плотность

эта формула работает для β = 1, но мы провели

газа достаточна для обеспечения столкновительной

вычисления значений напряженности магнитного

накачки как мазера на 44 ГГц, так и мазера на

поля по формуле (1) для всех 3 значений β для

25 ГГц, т.е. до значений 10⁸ см-3 (табл. 4). В

объектов IRDC, EGO и метанольных мазеров I и

первом варианте при T_k = 80 K наиболее приемле-

II класса для соответствующих минимальных и

ма величина β = 1, т.е. ожидаемое магнитное поле

максимальных граничных значений T_k и значений

слабое. Соответствующие значения напряженно-

объемной плотности. Кроме того, мы также прове-

сти магнитного поля: 0.13 мГ и 0.22 мГ для n =

ли расчеты с использованием соотношения

= 10⁵ см-3, и 0.40 мГ и 0.66 мГ для n = 10⁶ см-3.

Во втором варианте (T_k = 200 K) хорошо совпа-

|B| ∼ (nH2 )0.47

(2)

дают результаты расчетов для моделей β = 1 и

из работы [52]. Результаты представлены в табл. 2,

β = 0.1, т.е. для слабого и промежуточного маг-

3 и 4.

нитного поля. Для метанольных мазеров II класса

Из расчетов видно, что для IRDC (использо-

для обоих значений плотности n = 10⁵-10⁶ см-3

валось значение T_k = 15 K) величины |B| получи-

наиболее близкие значения модельных решений и

лись приблизительно такими же, как и те, которые

результата по соотношению (2) получаются как для

приведены в табл. 1 для молекулярных облаков

T_k = 125 K, так и для T_k = 150 K в модели слабого

из работы [52]. Наиболее близкие значения |B| в

влияния магнитного поля с β = 1 (см. табл. 5).

сравнении модельных расчетов плотности и расче-

Для областей звездообразования, в которых

та в соотношении (2) получились для обоих гра-

формируются линии ОН(1720), в работе [61] пред-

ничных значений плотности для варианта β = 0.1 с

ставлены полученные в наблюдениях этих линий

промежуточным влиянием магнитного поля (соот-

значения напряженности магнитного поля. Для

ветственно 0.17 мГ и 0.22 мГ для n = 10⁵ см-3, и

данного случая мы выполнили обратную задачу:

0.22 мГ и 0.66 мГ для n = 10⁶ см-3).

для минимального и максимального значений кине-

В объектах EGO наши расчеты выполнены для

тической температуры, вычисленных в работе [62],

значений объемной плотности, полученных из на-

по соответствующим значениям |B| рассчитали

блюдений линии C¹⁸O и приведенных в работе [54]

объемную плотность для каждого источника, ис-

для 69 источников. Значение ограничения по ниж-

пользуя данные из работы [61], для каждого пара-

ней границе T_k ∼ 30 K заимствовано из этой же

метра β. Результаты сведены в табл. 6. В проти-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ

855

Таблица 3. Магнитные поля в объектах EGO

B₀, мГ

lg(n),

Источник

T_k = 30 K

T_k = 100 K

см-3

|B| ∼ n0.47

β =1

β = 0.1

β = 0.01

β =1

β = 0.1

β = 0.01

G10.29-0.13

5.4

0.12

0.39

1.24

0.23

0.71

2.26

0.35

G10.34-0.14

5.3

0.10

0.33

1.03

0.19

0.59

1.88

0.30

G11.11-0.11

5.4

0.12

0.39

1.24

0.23

0.71

2.26

0.35

G11.92-0.61

5.4

0.13

0.41

1.28

0.23

0.74

2.34

0.36

G12.02-0.21

4.8

0.06

0.20

0.64

0.12

0.37

1.17

0.19

G12.20-0.03

5.0

0.08

0.25

0.80

0.15

0.46

1.47

0.23

G12.42+0.50

4.9

0.07

0.22

0.69

0.13

0.40

1.25

0.20

G12.91-0.03

5.3

0.10

0.33

1.03

0.19

0.59

1.88

0.30

G12.91-0.26

5.8

0.19

0.60

1.89

0.35

1.09

3.46

0.52

G14.33-0.64

5.4

0.12

0.38

1.19

0.22

0.69

2.17

0.34

G14.63-0.58

4.8

0.06

0.19

0.59

0.11

0.34

1.08

0.18

G16.58-0.08

5.3

0.11

0.33

1.06

0.19

0.61

1.93

0.30

G16.59-0.05

5.0

0.08

0.25

0.80

0.15

0.46

1.47

0.23

G17.96+0.08

4.9

0.07

0.22

0.69

0.13

0.40

1.25

0.20

G18.67+0.03

5.0

0.07

0.23

0.73

0.13

0.42

1.33

0.21

G18.89-0.47

4.8

0.06

0.19

0.59

0.11

0.34

1.08

0.18

G19.01-0.03

5.3

0.10

0.33

1.03

0.19

0.59

1.88

0.30

G19.36-0.03

5.9

0.22

0.69

2.18

0.40

1.26

3.98

0.60

G19.61-0.12

4.5

0.04

0.13

0.42

0.08

0.24

0.77

0.13

G19.88-0.53

4.3

0.03

0.11

0.34

0.06

0.20

0.63

0.11

G20.24+0.07

5.1

0.09

0.28

0.87

0.16

0.50

1.60

0.25

G21.24+0.19

5.4

0.13

0.41

1.28

0.23

0.74

2.34

0.36

G22.04+0.22

5.4

0.12

0.38

1.19

0.22

0.69

2.17

0.34

G23.01-0.41

5.5

0.14

0.43

1.35

0.25

0.78

2.46

0.38

G23.82+0.38

5.2

0.10

0.32

1.00

0.18

0.58

1.83

0.29

G24.00-0.10

5.5

0.13

0.41

1.31

0.24

0.75

2.38

0.37

G24.11-0.17

5.0

0.07

0.23

0.73

0.13

0.42

1.33

0.21

G24.63+0.15

5.6

0.16

0.50

1.59

0.29

0.92

2.90

0.44

G24.94+0.07

5.6

0.16

0.49

1.55

0.28

0.90

2.83

0.43

G25.38-0.15

5.4

0.12

0.38

1.21

0.22

0.70

2.21

0.34

G28.28-0.36

5.3

0.11

0.34

1.08

0.20

0.63

1.98

0.31

G28.83-0.25

5.2

0.10

0.32

1.00

0.18

0.58

1.83

0.29

G29.89-0.77

5.3

0.11

0.35

1.11

0.20

0.64

2.03

0.32

G29.91-0.81

5.1

0.08

0.27

0.84

0.15

0.48

1.53

0.24

G29.96-0.79

4.7

0.05

0.17

0.54

0.10

0.31

0.99

0.16

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 96

№ 10

2019

856

ВАЛЬТЦ и др.

Таблица 3. Окончание

B₀, мГ

lg(n),

Источник

T_k = 30 K

T_k = 100 K

см-3

|B| ∼ n0.47

β =1

β = 0.1

β = 0.01

β =1

β = 0.1

β = 0.01

G34.26+0.15

5.0

0.08

0.25

0.80

0.15

0.46

1.47

0.23

G34.28+0.18

5.4

0.12

0.38

1.21

0.22

0.70

2.21

0.34

G34.39+0.22

4.8

0.06

0.19

0.59

0.11

0.34

1.08

0.18

G34.41+0.24

5.2

0.10

0.31

0.97

0.18

0.56

1.77

0.28

G35.03+0.35

4.8

0.06

0.20

0.64

0.12

0.37

1.17

0.19

G35.04-0.47

4.6

0.05

0.15

0.48

0.09

0.28

0.89

0.15

G35.13-0.74

5.0

0.08

0.24

0.77

0.14

0.44

1.40

0.22

G35.15+0.80

4.0

0.02

0.08

0.24

0.04

0.14

0.44

0.08

G35.20-0.74

4.9

0.07

0.22

0.69

0.13

0.40

1.25

0.20

G35.68-0.18

4.7

0.05

0.17

0.54

0.10

0.31

0.99

0.16

G35.83-0.20

4.7

0.05

0.17

0.54

0.10

0.31

0.99

0.16

G36.01-0.20

5.1

0.09

0.28

0.87

0.16

0.50

1.60

0.25

G37.48-0.10

4.6

0.05

0.15

0.48

0.09

0.28

0.89

0.15

G39.10+0.49

5.1

0.09

0.29

0.91

0.17

0.52

1.66

0.26

G39.39-0.14

5.1

0.08

0.27

0.84

0.15

0.48

1.53

0.24

G40.28-0.22

4.9

0.07

0.22

0.69

0.13

0.40

1.25

0.20

G40.28-0.27

4.8

0.06

0.20

0.64

0.12

0.37

1.17

0.19

G40.60-0.72

4.3

0.03

0.11

0.34

0.06

0.20

0.63

0.11

G43.04-0.45

4.6

0.05

0.15

0.48

0.09

0.28

0.89

0.15

G44.01-0.03

4.3

0.03

0.11

0.34

0.06

0.20

0.63

0.11

G45.47+0.05

4.6

0.05

0.15

0.48

0.09

0.28

0.89

0.15

G45.47+0.13

4.3

0.03

0.11

0.34

0.06

0.20

0.63

0.11

G45.50+0.12

4.5

0.04

0.13

0.42

0.08

0.24

0.77

0.13

G48.66-0.30

4.8

0.06

0.19

0.59

0.11

0.34

1.08

0.18

G49.07-0.33

4.3

0.03

0.11

0.34

0.06

0.20

0.63

0.11

G49.27-0.32

5.0

0.07

0.23

0.73

0.13

0.42

1.33

0.21

G49.27-0.34

5.0

0.07

0.23

0.73

0.13

0.42

1.33

0.21

G49.42+0.33

4.0

0.02

0.08

0.24

0.04

0.14

0.44

0.08

G53.92-0.07

4.6

0.05

0.15

0.48

0.09

0.28

0.89

0.15

G54.11-0.04

4.3

0.03

0.11

0.34

0.06

0.20

0.63

0.11

G54.11-0.08

4.5

0.04

0.13

0.42

0.08

0.24

0.77

0.13

G54.45+1.01

4.6

0.05

0.15

0.48

0.09

0.28

0.89

0.15

G58.78+0.64

4.8

0.06

0.19

0.59

0.11

0.34

1.08

0.18

G59.79+0.63

4.8

0.06

0.20

0.64

0.12

0.37

1.17

0.19

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 96

№ 10

2019

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ

857

Таблица 4. Магнитные поля в мазерных конденсациях cIMM

B₀ в мГ для условий формирования мазеров на частоте 44 ГГц

T_k = 80 K, n_H

= 10⁵ см-3

T_k = 80 K, n_H

= 10⁶ см-3

|B| ∼ n0.47

β =1

β = 0.1

β = 0.01

β=1

β = 0.1

β = 0.01

n_H

= 10⁵ см-3

n_H

= 10⁶ см-3

0.13

0.40

1.25

0.40

1.25

3.96

0.22

0.66

B₀ в мГ для условий совместного формирования мазеров на частотах 44 ГГц и 25 ГГц

T_k = 200 K, n_H

= 10⁷ см-3

T_k = 200 K, n_H

= 10⁸ см-3

|B| ∼ n0.47

β =1

β = 0.1

β = 0.01

β=1

β = 0.1

β = 0.01

n_H

= 10⁷ см-3

n_H

= 10⁸ см-3

1.98

6.26

19.80

6.26

19.80

62.61

1.95

5.75

Таблица 5. Магнитные поля в мазерных конденсациях cIIMM

B₀, мГ

T_k = 125 K, nH2 = 10⁵ см-3

T_k = 150 K, nH2 = 10⁸ см-3

|B| ∼ n0.47

β =1

β = 0.1

β = 0.01

β=1

β = 0.1

β = 0.01

nH2 = 10⁵ cm-3

nH2 = 10⁸ cm-3

0.16

0.49

1.57

5.42

17.15

54.22

0.22

5.75

воположность другим объектам, которые мы рас-

скорость, что затрудняет конкретизацию рассмат-

смотрели, напряженность магнитного поля в этих

риваемых условий. Поясним это с помощью рис. 1,

областях выше в некоторых случаях почти в 10 раз.

на котором представлены результаты расчетов по

Этот факт уже отмечался ранее в работах [60, 61].

областям SFR из табл. 6.

При этом в мазерах OH на частоте 6 ГГц обычно

На данном рисунке показано, как изменяется

наблюдаются магнитные поля со значением |B| ∼

объемная плотность газа в рамках различных рас-

∼ 10 мГ [69].

четных моделей, отражающих соотношение энер-

В источнике G310.146+0.760 получено макси-

гии магнитного поля и внутренней энергии хао-

мальное значение плотности nH2 ∼ 109.63 см-3 для

тических движений в рассматриваемой среде. Это

соотношение выражается в численных значени-

|B| = 16 мГ при T_k=30 K и β = 1, т.е. при более

значительной роли не магнитного поля, а хаоти-

ях параметра β = (c_s)²/(v_A)². Прерывистые ли-

ческих движений в облаке. При этом очевидно,

нии отражают изменение значений плотности газа

что практически в каждом источнике и при любой

при заданной модели β = 0.01 — “сильное поле”,

модели значения плотности превышают допусти-

0.1 — “промежуточное” и 1 — “слабое” при усло-

мую по критерию [62] величину, но в значительной

вии сохранения величины напряженности поля |B|

степени согласуются с теми граничными значени-

и при заданной кинетической температуре газа.

ями, которые получены в процессе моделирования

Начальная точка графика соответствует модели

в работе [7]. Наилучшее согласие между модель-

β = 1 и соотношению из работы [52], в котором

ными расчетами и соотношением (2) получено для

при увеличении плотности величина |B| возраста-

модели β = 1 для обоих значений T_k = 30-100 K,

ет. Переход к другим моделям, соответствующим

конкретные результаты для каждого источника см.

б ольшему влиянию магнитного поля, т.е. б ´ольшему

в соответствущих столбцах в табл. 6.

значению альфвеновской скорости по сравнению

По сути, во всех этих расчетах взаимосвязаны

со звуковой, означает, что мы переходим к рас-

несколько параметров: кинетическая температура

смотрению менее плотных областей. Звуковая ско-

газа, тепловая скорость частиц, плотность частиц,

рость, в отличие от альфвеновской, не зависит от

напряженность магнитного поля и альфвеновская

плотности или напряженности магнитного поля и

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

858

ВАЛЬТЦ и др.

Таблица 6. Значения объемной плотности газа, вычисленные по значениям напряженности магнитного поля,

полученным в наблюдениях мазеров ОН(1720)

lg(n), см-3

Источник

B₀, мГ

(n)

T_k = 30 K

T_k = 100 K

β=1

β = 0.1

β = 0.04

β = 0.01

β=1

β = 0.1

β = 0.04

β = 0.01

290.375+1.666

7.5

8.24

8.97

7.97

7.57

6.97

8.45

7.45

7.05

6.45

300.969+1.147

5.5

7.96

8.70

7.70

7.30

6.70

8.18

7.18

6.78

6.18

306.322-0.334

6.0

8.04

8.78

7.78

7.38

6.78

8.26

7.26

6.86

6.26

310.146+0.760

16.0

8.95

9.63

8.63

8.23

7.63

9.11

8.11

7.71

7.11

310.146+0.760

5.0

7.87

8.62

7.62

7.22

6.62

8.10

7.10

6.70

6.10

328.809+0.633

1.5

6.76

7.57

6.57

6.18

5.57

7.05

6.05

5.65

5.05

329.339+0.148

4.0

7.66

8.43

7.43

7.03

6.43

7.90

6.90

6.51

5.90

329.426-0.158

2.0

7.02

7.82

6.82

6.43

5.82

7.30

6.30

5.90

5.30

330.953-0.182

2.0

7.02

7.82

6.82

6.43

5.82

7.30

6.30

5.90

5.30

336.822+0.028

6.0

8.04

8.78

7.78

7.38

6.78

8.26

7.26

6.86

6.26

336.941-0.156

6.0

8.04

8.78

7.78

7.38

6.78

8.26

7.26

6.86

6.26

336.994-0.027

3.0

7.40

8.18

7.18

6.78

6.18

7.65

6.65

6.26

5.65

337.613-0.060

5.7

7.99

8.73

7.73

7.34

6.73

8.21

7.21

6.81

6.21

339.884-1.259

6.0

8.04

8.78

7.78

7.38

6.78

8.26

7.26

6.86

6.26

345.003-0.224

3.5

7.54

8.31

7.31

6.91

6.31

7.79

6.79

6.39

5.79

345.118+1.592

1.5

6.76

7.57

6.57

6.18

5.57

7.05

6.05

5.65

5.05

345.495+1.462

12.0

8.68

9.38

8.38

7.98

7.38

8.86

7.86

7.46

6.86

345.497+1.462

10.0

8.51

9.22

8.22

7.82

7.22

8.70

7.70

7.30

6.70

348.550-0.979

5.0

7.87

8.62

7.62

7.22

6.62

8.10

7.10

6.70

6.10

350.686-0.491

4.0

7.66

8.43

7.43

7.03

6.43

7.90

6.90

6.51

5.90

351.417+0.645

6.4

8.10

8.83

7.83

7.44

6.83

8.31

7.31

6.91

6.31

353.410-0.360

2.3

7.15

7.95

6.95

6.55

5.95

7.42

6.42

6.02

5.42

0.666-0.035

9.0

8.41

9.13

8.13

7.73

7.13

8.61

7.61

7.21

6.61

5.885-0.392

6.0

8.04

8.78

7.78

7.38

6.78

8.26

7.26

6.86

6.26

6.686-0.297

0.4

5.54

6.43

5.43

5.03

4.43

5.90

4.90

4.51

3.90

8.669-0.356

3.0

7.40

8.18

7.18

6.78

6.18

7.65

6.65

6.26

5.65

11.034+0.062

7.0

8.18

8.91

7.91

7.51

6.91

8.39

7.39

6.99

6.39

12.680-0.183

1.0

6.38

7.22

6.22

5.82

5.22

6.70

5.70

5.30

4.70

12.908-0.260

6.0

8.04

8.78

7.78

7.38

6.78

8.26

7.26

6.86

6.26

17.639+0.158

14.0

8.82

9.51

8.51

8.12

7.51

8.99

7.99

7.59

6.99

20.237+0.065

7.0

8.18

8.91

7.91

7.51

6.91

8.39

7.39

6.99

6.39

49.490-0.387

10.0

8.51

9.22

8.22

7.82

7.22

8.70

7.70

7.30

6.70

49.488-0.388

8.8

8.39

9.11

8.11

7.71

7.11

8.59

7.59

7.19

6.59

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 96

№ 10

2019

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ

859

log(n), cm^-3

B = 14 mG; T = 30 K

B = 144 mG; T = 100 K

B = 0.4 mG; T = 30 K

B = 0.4 mG; T = 100 K

β = 1

β = 0.1

β = 0.01

1.0

0.5

-0.5

-1.0

-1.5

-2.0

-2.5

−3.0

log β

Рис. 1. Изменение плотности газа в областях SFR (см. табл. 6) в рамках различных расчетных моделей, отражающих со-

отношение энергии магнитного поля и внутренней энергии хаотических движений в рассматриваемой среде, выраженное

в численных значениях параметра β (β = 0.01 — “сильное поле”, 0.1 — “промежуточное” и 1 — “слабое”) при условии

сохранения величины напряженности магнитного поля и при заданной кинетической температуре газа.

зависит только от кинетической температуры газа,

с температурой газа 30 K (см. соответствующие

влияние которой на приведенные рассуждения, как

расчеты в табл. 7).

видно из рис. 1, невелико. Поэтому в таких менее

плотных областях альфвеновская скорость будет

5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

преобладать над звуковой при любых значениях

звуковой скорости.

Сравнение статистических данных, представ-

ленных в табл. 1, показывает следующее.

Если определить температуру газа и звуковую

1) Мазерное излучение ОН(1720) по данным

скорость в соответствии с теми данными, кото-

наблюдений в южном полушарии в направлении

рые получены из наблюдений молекулярных линий,

SFR присутствует в 11% случаев, т.е. в 36 SFR

можно определить соответствующую ей ожидае-

из

200. При этом мазерные линии ОН(1720)

мую альфвеновскую скорость для заданного пара-

встречаются в 6 раз реже, чем главные линии

метра β и сравнить это значение с той величиной

ОН(1665/1667) [61].

|B|, которая получается из оценки напряженно-

сти магнитного поля по величине зеемановского

2) По данным наблюдений в северном полуша-

расщепления линий. Эта величина оценивается

рии в направлении SFR, в которых ранее было об-

независимо по спектру параметра Стокса V. Такое

наружено мазерное излучение метанола на частоте

6.7 ГГц, т.е. в областях формирования массивных

сравнение позволяет с б ´ольшей степенью досто-

звезд, мазерное излучение ОН(1720) присутствует

верности выбрать модель для рассматриваемого

источника и с б ´ольшей надежностью зафиксиро-

в 6% случаев, а именно, в 6 SFR из 100 [74].

вать соотношение звуковой и альфвеновской ско-

3) Мазерное излучение ОН(1720) в направ-

ростей, т.е. факт преобладания влияния магнитного

лении SNR наблюдается в 10% случаев, т.е. в

давления над тепловым. Среди использованных

20 SNR из 250 [40].

нами данных такие значения |B| приводятся толь-

Статистика обнаружений линии ОН(1720) в

ко для SFRs по наблюдениям расщепления ли-

этих видах межзвездной среды показывает, что

ний ОН(1720). В этом случае наилучшей моделью

излучение ОН в сателлите на частоте 1720 МГц —

представляется модель с параметором β = 0.04

явление редкое.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

860

ВАЛЬТЦ и др.

Таблица 7. Вычисленные значения для звуковой и альфвеновской скоростей в моделях молекулярных облаков

min T_k, K

max T_k, K

min T_k, K

max T_k,K

Тип объекта

c_s, км/с v_A, км/с c_s, км/с v_A, км/с c_s, км/с v_A, км/с c_s, км/с v_A, км/с

Модель β = 1

Модель β = 0.1

IRDC

0.23

0.73

EGO

0.33

1.03

cIMM (44 ГГц)

0.53

1.68

cIMM (44 + 25 ГГц)

100

–

0.60

1.88

cIIMM

125

150

125

150

0.67

0.73

0.67

2.11

0.73

2.31

Модель β = 1

Модель β = 0.04

SFR^∗

100

0.33

0.60

0.33

1.63

0.60

2.98

^∗ Для областей SFR расчеты приводятся дополнительно для модели с параметром β = 0.04, рекомендованным в работе [52]

именно для областей SFR.

Из табл. 1 видно, что по кинетической темпера-

ся предпочтительными, как, возможно, и облака

туре, которая предполагается как низкая, а именно

IRDC. Однако достаточно низкое значение плот-

30 K [62] и 50 K в SNR [39], но достаточная для

ности nH2 ∼ 10⁵ см-3 имеется во всех приведен-

поддержания столкновительной накачки (80 К в

ных в таблице интервалах, т.е. это условие, по-

конденсациях cIMM [29]), это должен быть фронт

видимому, не является жестким. Напомним, что

биполярного потока или объект EGO. То есть име-

биполярные потоки — единственный фактор, ко-

ется ввиду среда, удаленная от центрального ис-

торый может усилить накачку мазеров сIММ и

точника, не прогретая зарождающейся протозвез-

ОН(1720), сжимая газо-пылевую конденсацию на

дой и нарастающим потоком в коротковолновом

фронте ударной волны по мере продвижения фрон-

диапазоне длин волн (ИК, субмм). Более высокая

та потока в спокойную среду молекулярного облака

кинетическая температура означает, что область

и провоцируя увеличение числа столкновений этих

продвигается по эволюционной шкале к развитию

молекул с молекулами водорода.

UCHII-области. При этом начинает работать ра-

Как указывалось выше, в интерферометриче-

диативная накачка, обеспеченная излучением сре-

ских исследованиях [37] было показано, что мазеры

ды, и по сравнению с ней будет уменьшаться значе-

cIMM на 44 ГГц хорошо коррелируют с ударными

ние столкновительной накачки. Мазеры метанола

фронтами биполярных потоков. Удержание фронта

cIMM постепенно начнут накачиваться и распа-

от “расползания”, т.е. поддержка коллимирован-

даться не по схеме cIMM, а по другой схеме, т.е.

ности биполярного потока может иметь большое

как cIIMM.

значение, при этом магнитные поля должны иг-

В привязке к объемной плотности газа бипо-

рать важную роль. Магнитное поле может уносить

лярные потоки и объекты EGO также остают- из центральной части избыточный угловой мо-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ

861

мент, способствовать удержанию коллимирован-

Полученные значения звуковой и альфвенов-

ности джетов и тем самым увеличить дальность

ской скоростей для всех рассмотренных областей

проникновения ударной волны в окружающую сре-

имеют между собой незначительные различия с

ду и время жизни всей композиции молекулярного

несколько б ´ольшими значениями величины v_A (в

потока в целом.

пределах 1 км/с), что может указывать только

Поскольку фронт ударной волны зависит от

на тенденцию возможного преобладания контроля

соотношения тепловой энергии частиц в облаке и

магнитного поля над хаотическими движениями

напряженности магнитного поля, т.е. от отношения

вещества.

скорости ударной волны к скорости альфвеновских

Это различие в скоростях, несомненно, ниже ве-

волн, то можно оценить, например, будет ли это

личин 20-50 км/с, соответствующих погранично-

отношение меньше единицы; в этом случае магнит-

му интервалу скоростей, при которых происходит

ное поле будет играть основную роль в рассмат-

переключение между типами C-shock и J-shock.

риваемой области. Под определяющим действием

Таким образом, представляется очень вероятным,

магнитного поля формируется тип медленных удар-

что скорости потоков на фронтах в этих объектах, в

ных волн С-shock при невысокой общей скорости

том числе в EGOs, соответствуют ударным волнам

фронта, тип J-shock формируется в случае боль-

типа C-shock.

шой скорости ударной волны при несущественной

При этом следует отметить, что в работе [54]

роли магнитного поля.

для 30 источников EGOs была определена ширина

Величину альфвеновской скорости v_A можно

профилей тепловых линий HCO⁺, формирующих-

вычислить по значению напряженности магнитного

ся в молекулярных потоках, которая варьируется

поля, если известна плотность вещества в рассмат-

в пределах от 3.85 до 22 км/с, и большинство по-

риваемой области [52, 53], по формуле:

токов имеет дисперсию скоростей порядка 10 км/с

|B|

(среднее значение). Т.е. значительные движения

v_A =

(3)

масс газа в этих источниках существуют. Отметим

(4πρ)1/2

также, что ударные волны типа J могут быть вкрап-

где ρ — плотность среды.

лены в более широкие ударные волны типа C [9].

С другой стороны, как показано выше, эту оцен-

Однозначно сделать вывод о том, что в области

ку можно получить в привязке к моделям, которые

присутствуют ударные волны типа J-shock, при

рассматриваются в работе [53]. Такой подход поз-

которых могут меняться параметры среды, влия-

воляет зафиксировать полученные величины |B|

ющие на накачку мазеров, из наших расчетов не

при заданных величинах T_k и n и оценить значение

представляется возможным.

v_A из соотношения β = (c_s)²/(v_A)², если известно

Из наблюдений мазеров cIMM и мазеров

значение звуковой скорости c_s. В работе [52] ско-

ОН(1720) в направлении SNR следует, что мазеры

рость звука вычисляется по формуле

ОН(1720), формирующиеся под действием той же

√

столкновительной накачки, возникают при физиче-

k×T_k

ских условиях, сходных с условиями, подходящими

c_s =

(4)

для накачки cIMM. Однако эти два типа мазеров

в областях SNR пространственно не совпада-

где k — постоянная Больцмана, T_k — кинетиче-

ют [45], и это означает, что они расположены в

ская температура газа, μ = 2.33mH — средняя

различных областях ударных волн (или волны).

масса частиц в рассматриваемой области. При

Кроме того, сIMMs имеют несколько меньшую

этом считалось, что основные составляющие — это

скорость в сравнении со скоростью мазеров ОН.

молекулы H₂ + 10% Не.

Предполагается, что OH мазеры расположены

в более турбулентных и возмущенных областях

Мы провели такую оценку для тех моделей с

ударных волн (post shocked gas), метанольные

привязкой к значениям параметра β, для которых

мазеры (на примере наблюдений cIMM на частоте

выполненные нами расчеты напряженности маг-

36 ГГц) располагаются на текущем фронте ударной

нитного поля (и плотности в случае для SFRs)

волны, возникающей при взаимодействии SNR и

дали результаты, наиболее близкие к результатам,

окружающей межзвездной среды.

соответствующим соотношению (2). В каждой из

рассмотренных нами субстанций межзвездной сре-

ды наши расчеты проводились при фиксированных

6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

двух граничных значениях T_k. В табл. 6 для наи-

1. С целью выявить особенности метанольных

более приемлемой по этому соответствию модели

мазеров I класса (cIMM) и мазеров гидрокси-

приведены принятые значения T_k, вычисленные по

формуле (4) для этих температур значения c_s, и по

ла на частоте 1720 МГц в переходе²Π3/2, J =

параметру β значения v_A.

= 3/2, F (2-1), исходя из общности столкнови-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

862

ВАЛЬТЦ и др.

тельного механизма накачки уровней этих моле-

из работы [52] согласуются при T_k = 30 K для β =

кул, приведено обсуждение возможного сходно-

= 0.1, и при T_k = 100 K для β = 1, т.е. для варианта

го влияния биполярных потоков на данный про-

промежуточного и слабого влияния магнитного по-

цесс в новом классе объектов межзвездной среды

ля. Соответствующие средние значения напряжен-

Spitzer/GLIMPSE/EGO. Эти объекты по многим

ности |B| = 0.26 мГ и 0.15 мГ. Для метанольных

признакам являются трейсерами биполярных по-

мазеров I класса в варианте с плотностью газа, не

токов.

превыщающей значение 10⁶ см-3 при T_k = 80 K

2. Проведены сравнения физических парамет-

наиболее приемлемая величина β = 1, т.е. ожидае-

ров в разных объектах межзвездной среды (моле-

мое влияние магнитного поля слабое. Соответству-

кулярные облака, IRDC, SFR, SNR, биполярные

ющие значения напряженности магнитного поля:

потоки и области формирования мазеров метанола

0.13 мГ и 0.22 мГ для n = 10⁵ см-3, и 0.40 мГ и

I и II классов) на основании анализа фактов, полу-

0.66 мГ для n = 10⁶ см-3; в варианте T_k = 200 K

ченных ранее в результате наблюдений и модель-

хорошо совпадают с результатами расчетов для

ных расчетов.

моделей β = 1 и β = 0.1, т.е. для слабого и проме-

3. Условия возбуждения соответствующего пе-

жуточного магнитного поля. Промежуточное вли-

рехода в молекуле ОН находятся в очень узком

яние магнитного поля (модель β = 0.1) наиболее

интервале T_k и n, и проведенный анализ показыва-

вероятно и для близких по кинетической темпе-

ет, что как по кинетической температуре, так и по

ратуре и плотности газа к EGOs объектов IRDC:

плотности молекулярного водорода этот интервал

0.17 мГ и 0.22 мГ для n = 10⁵ см-3, и 0.22 мГ

достаточно близок к условиям в биполярных пото-

и 0.66 мГ для n = 10⁶ см-3 при фиксированном

ках и, конкретно, в EGOs.

значении кинетической температуры T_k = 15 K.

4. Отмечено, что условие по кинетической тем-

7. Показано, что ни для cIMM, ни для сIIMM

пературе для объектов EGOs является довольно

результат решений в модели сильного влияния

жестким: при б ´ольших температурах (>80 K) не

магнитного поля не представляется приемлемым.

выживают мазеры cIMM, а они присутствуют во

Сравнение значений звуковой и альфвеновской

всех EGOs, исследованных, например, в рабо-

скоростей для условий слабого и промежуточного

те [63] в количестве 69 объектов. Этот интервал

случая в смысле возможного влияния магнитно-

можно сузить и сделать еще более определенным,

го поля, полученных с использованием заданных

если провести наблюдения EGOs не только в линии

параметров, не противоречит предположению, что

в рассматриваемых мазерных областях преобла-

на частоте 44 ГГц в переходе 7₀-6₁ A⁺, который

дают звуковые волны типа C-shock с непрерыв-

выживает в интервале температур 80-200 K, но и

ными параметрами, которые не влияют на изме-

в линии на частоте 36 ГГц в переходе 4₁-3₀ E, ко-

нение параметров в мазерных конденсациях. По-

торый при высоких температурах не выживает (см.

лученные расчетные значения напряженности маг-

результаты подобных наблюдений в работе [75]).

нитного поля в областях формирования мазеров

5. С использованием моделей, предложенных

ОН(1720) и сIMM различаются незначительно, т.е.

в работе [53], выполнены расчеты величины на-

по этому признаку, связанному с наблюдаемыми

пряженности магнитного поля в зависимости от

физическими параметрами среды, они могут на-

физических параметров среды, т.е. от кинетической

блюдаться как в разных, так и в одних и тех же

температуры газа и объемной плотности вещества.

газо-пылевых конденсациях.

Численные расчеты выполнялись для соответству-

8. В то же время следует обратить внимание на

ющих фиксированных для рассматриваемой обла-

то, что в наблюдениях 20 EGOs, обзор которых в

сти граничных значений T_k. Для областей SFRs,

4 линиях основного электронного состояния ОН

в которых наблюдаются линии ОН на частоте

был выполнен на VLA [76], не обнаружено мазер-

1720 МГц и для которых уже получены значения

ное излучение ОH на частоте 1720 МГц на коор-

напряженности магнитного поля, вычислены зна-

динатах cIMM. Это может быть связано с форми-

чения объемной плотности вещества.

рованием мазеров cIMM (но не мазеров ОН(1720))

6. Наиболее важные для данной работы резуль-

в конденсациях, расположенных на фронтах удар-

таты заключаются в следующем. Для 69 объек-

ных волн ближе к спокойной среде окружающего

тов EGO наши расчеты выполнены для значений

молекулярного облака. При таких условиях воз-

объемной плотности 10⁴-105.6 см-3, полученных

можны дополнительное сжатие и повышение плот-

из наблюдений линии C¹⁸O [54] для нижней гра-

ности в конденсациях cIMM ближе к верхней гра-

ницы T_k ∼ 30 K и по верхней границе T_k ∼ 100 K

нице допустимого для них предела и выше допусти-

для биполярных потоков [63]. Наилучшим образом

мого предела для формирования линии ОН(1720).

результаты модельных расчетов по формуле из

В этих случаях повышение плотности, которое спо-

работы [53] и расчета по эмпирическому критерию

собствует повышению напряженности магнитного

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ

863

поля, возможно, продолжает поддерживать удар-

A. Frank, T. P. Ray, S. Cabrit, P. Hartigan, et al., in

ную волну фронта типа С-shock, но не способству-

Protostars and Planets VI, edited by H. Beuther,

ет обнаружению мазерных линий ОН(1720), хотя

R. S. Klessen, P. Cornelis, P. Dullemond, and

T. Henning (Tucson: University of Arizona Press),

данный факт может свидетельствовать о том, что

p. 451 (2014).

ударные волны, присутствующие в исследованных

областях, могут относиться к J-типу (скачки), а не

10.

M. Wardle and A. Koenigle, Astrophys. J. 410, 218

к C-типу (непрерывное распространение).

(1993).

9. Показано, что без привязки к объектам EGOs

11.

W. Batrla, H. E. Matthews, K. M. Menten, and

C. M. Walmsley, Nature 326, 49 (1987).

и метанольным мазерам I класса средние значе-

ния плотности вещества, по-видимому, все же не

12.

K. M. Menten, in Skylines, Proc. of the Third

являются столь критичными: подходящий интервал

Haystack Observatory Meeting, edited by

A. D. Haschick and P. T. P. Ho, ASP Conf. Ser.

nH2 = 10⁴-10⁵ см-3 присутствует во всех обсуж-

119 (1991).

даемых нами состояниях межзвездной среды. То

есть возможно, что линии ОН(1720) могут наблю-

13.

K. M. Menten, in Cosmic Masers — from OH to H₀,

даться не в какой-то определенной выборке, а в

Proc. IAU Symp N. 287, held 29 Jan-3 Feb 2012

in Stellenbosch, South Africa, edited by R. S. Booth,

конкретных случаях в любой выборке из приве-

E. M. L. Humphreys, and W. H. T. Vlemmings

денных выше, вероятно, при наличии каких-либо

(Cambridge: Cambridge Univ. Press), p. 506 (2013).

дополнительных условий.

14.

S. P. Ellingsen, M. A. Voronkov, D. M. Cragg,

10. Эти дополнительные условия можно полу-

A. M. Sobolev, S. L. Breen, and P. D. Godfrey,

чить из наблюдений других трейсеров или маркеров

in Astrophysical Masers and their Enviroments,

биполярных потоков, например, широко распро-

IAU Symp. N. 242, edited by J. M. Chapman and

страненной молекулы СН, накачка мазерных линий

W. A. Baan (Cambridge: Cambridge Univ. Press),

в которой также столкновительная и влияние на

p. 213 (2007).

них биполярных потоков также может оказаться

15.

S. L. Breen and S. P. Ellingsen, in Cosmic Masers —

существенным.

from OH to H₀, Proc. IAU Symp N. 287, held

29 Jan-3 Feb 2012 in Stellenbosch, South Africa,

edited by R. S. Booth, E. M. L. Humphreys and

БЛАГОДАРНОСТИ

W. H. T. Vlemmings (Cambridge: Cambridge Univ.

Работа И.Е. Вальтц, Н.Н. Шахворостовой и

Press), p. 156 (2013).

О.С. Баяндиной выполнена в рамках Программы

16.

J. R. Forster and J. L. Caswell, Astron. and

РАН № КП19-270 “Вопросы происхождения и

Astrophys. 213, 339 (1989).

эволюции Вселенной с применением методов на-

17.

D. M. Cragg, A. M. Sobolev, and P. D. Godfrey,

земных наблюдений и космических исследований”.

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 331, 521 (2002).

18.

D. M. Cragg, K. P. Johns, P. D. Godfrey, and

R. D. Brown, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 259,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

203 (1992).

1. J. Santiago-Garcia, M. Tafalla, D. Johnstone, and

19.

R. L. Plambeck and K. M. Menten, Astrophys. J. 364,

R. Bachiller, Astron. and Astrophys. 495, 169 (2009).

555 (1990).

2. R. L. Snell, R. B. Loren, and R. L. Plambeck,

20.

K. M. Menten, in Molecules in Astrophysics:

Astrophys. J. 239, 17 (1980).

Probes and Processes, Proc. IAU Symp. N. 178, held

3. B. T. Draine and C. F. McKee, Ann. Rev. Astron.

1-5 July 1996 in Leiden, The Netherlands, edited by

Astrophys. 31, 373 (1993).

E. F. van Dishoeck (Dordrecht: Kluwer) p. 163 (1996).

4. J. Richer, D. Shepherd, S. Cabrit, R. Bachiller, and

21.

M. A. Voronkov, K. J. Brooks, A. M. Sobolev,

E. Churchwell, in Protostars and Planets IV, edited

S. P. Ellingsen, A. B. Ostrovskii, and J. L. Caswell,

by V. Mannings, A. Boss, and S. Russell (Tucson:

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 373, 411 (2006).

University of Arizona Press), p. 867 (2000).

22.

S. E. Kurtz, in Astrophysical Plasmas: Codes,

5. E. F. van Dishoeck, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 42,

Models, and Observations, Proc. of the Conf., held

119 (2004).

in October 25-29, 1999, Mexico City, Mexica, edited

6. C. F. McKee and E. C. Ostriker, Ann. Rev. Astron.

by J. Arthur, N. Brickhouse, and J. Franco, Revista

Astrophys. 45, 565 (2007).

Mexicana Astron. Astrof. (Ser. de Conf.) 9,

169

7. T. P. Downes and S. Cabrit, Astron. and Astrophys.

(2000).

471, 873 (2007).

23.

S. E. Kurtz, in Massive Star Birth: a Crossroads

8. M. Gerin, in Astrochemistry and Astrobiology,

of Astrophysics, Proc. IAU Symp. N. 227, held

Physical Chemistry in Action, edited by

16-20 May, Italy, edited by R. Cesaroni, M. Felli,

I. W. M. Smith, C. S. Cockell, and S. Leach

E. Churchwell and M. Walmsley (Cambridge:

(Springer-Verlag Berlin Hiedelberg), p. 35 (2013).

Cambridge Univ. Press), p. 111 (2005).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019

864

ВАЛЬТЦ и др.

24.

V. Rosero, P. M. Hofner, M. Claussen, S. Kurtz, et al.,

46.

И. Д. Литовченко, О. С. Баяндина, А. В. Алакоз,

Astrophys. J. Suppl. 227, 25 (2016).

И. Е. Вальтц, и др., Астрон. журн. 89, 593 (2012).

25.

K.-T. Kim and S. E. Kurtz, Astrophys. J. 643, 978

47.

О. С. Баяндина, И. Е. Вальтц, С. Е. Куртц, Астрон.

(2006).

журн. 92, 883 (2015).

26.

X. Chen, G.-G. Gan, S. P. Ellingsen, J.-H. He,

48.

J. W. Hewitt, F. Yusef-Zadeh, M. Wardle,

Z.-Q. Shen, and A. Titmarsh, Astrophys. J. Suppl.

D. A. Roberts, and N. E. Kassim, Astrophys. J.

206, 9 (2013).

652, 1288 (2006).

27.

E. Churchwell, D. L. Babler, M. R. Meade,

49.

H. G. Arce, D. Shepherd, F. Gueth, C.-F. Lee,

B. A. Whitney, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific

R. Bachiller, A. Rosen and H. Beuther, in Protostars

121, 213 (2009).

and Planets V, edited by B. Reipurth, D. Jewitt, and

28.

C. J. Cyganowski, B. A. Whitney, E. Holden,

K. Keil (University of Arizona Press, Tucson) p. 245

E. Braden, et al., Astron. J. 136, 2391 (2008).

(2007).

29.

C. J. Cyganowski, C. Brogan, T. R. Hunter, and

50.

J. le Bourlot, G. Pineau des Forets, D. R. Flower, and

E. Churchwell, Astrophys. J. 702, 1615 (2009).

S. Cabrit, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 332, 985

30.

D. M. Cragg, A. M. Sobolev, and P. D. Godfrey,

(2002).

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 360, 533 (2005).

51.

D. R. Flower and G. PineauаdesаForets,аMonthly

31.

S. L. Breen, S. P. Ellingsen, Y. Contreras, J. A. Green,

Not. Roy. Astron. Soc. 343, 390 (2003).

J. L. Caswell, J. B. Stevens, J. R. Dawson, and

52.

R. M. Crutcher, Astrophys. J. 520, 706 (1999).

M. A. Voronkov, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 435,

524 (2013).

53.

E. C. Ostriker, J. M. Stone, and C. F. Gammie,

Astrophys. J. 546, 980 (2001).

32.

X. Chen, G.-G. Gan, S. P. Ellingsen, J.-H. He,

Z.-Q. Shen, and A. Titmarsh, Astrophys. J. Suppl.

54.

X. Chen, Z.-Q. Shen, J-J. Li, Y. Xu, and J.-H. He,

Ser. 206, 22 (2013).

Astrophys. J. 710, 150 (2010).

33.

X. Chen, S. P. Ellingsen, and Z-Q. Shen, Monthly

55.

P. Friberg, S. C. Madden, A. Hjalmarson, and

Not. Roy. Astron. Soc. 396, 1603 (2009).

W. M. Irvine, Astron. and Astrophys. 195, 281 (1988).

34.

C. J. Cyganowski, C. L. Brogan, T. R. Hunter,

56.

S. J. Carey, F. O. Clark, M. P. Egan, S. D. Price,

E. Churchwell, and Q. Zhang, Astrophys. J. 729, 124

R. F. Shipman, and T. A. Kuchar, Astrophys. J. 508,

(2011).

721 (1998).

35.

C. J. Cyganowski, C. L Brogan, T. H. Hunter, and

57.

S. J. Carey, P. A. Feldman, R. O. Redman,

E. Churchwell, Astrophys. J. 743, 56 (2011).

M. P. Egan, J. M. MacLeod, and S. D. Price,

36.

H. M. de Villiers,A. Chrysostomou, M. A. Thompson,

Astrophys. J. 543, L157 (2000).

S. P. Ellingsen, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

58.

W. M. Goss, Astrophys. J. Suppl. 15, 131 (1968).

444, 566 (2014).

59.

B. E. Turner, Astron. and Astrophys. 37, 1 (1979).

37.

S. Kurtz, P. Hofner and C. V. Alvarez, Astrophys.

J. Suppl. 155, 149 (2004).

60.

J. L. Caswell, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 308,

38.

A. I. G ´omez-Ruiz, S. E. Kurtz, E. D. Araya,

683 (1999).

P. Hofner, and L. Loinard, Astrophys. J. Suppl. 222,

61.

J. L. Caswell, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 349, 99

id. 18 (2016).

(2004).

39.

P. Lockett, E. Gauthier, and M. Elitzur, Astrophys. J.

62.

M. Elitzur, Astrophys. J. 203, 124 (1976).

511, 235 (1999).

63.

C. R. Purcell, R. Balasubramanyam, M. G. Burton,

40.

J. W. Hewitt, F. Yusef-Zadeh, and M. Wardle,

A. J. Walsh, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

Astrophys. J. 683, 189 (2008).

367, 553 (2006).

41.

C. L. Brogan, W. M. Goss, T. R. Hunter,

64.

M. Tafalla and R. Bachiller, The Molecular Universe,

A. M. S. Richards, et al., Astrophys. J. 771, id.

Proc. of the IAU Symposium

280, edited by

91 (2013).

J. Cernicharo and R. Bachiller, p. 88 (2011).

42.

Y. M. Pihlstr ¨om, L. O. Sjouwerman, and V. L. Fish,

Astrophys. J. 739, id. L21 (2011).

65.

A. S ´anchez-Monge, A. L ´opez-Sepulcre, R. Cesaroni,

C. M. Walmsley, C. Codella, M. T. Beltr ´an,

43.

Y. M. Pihlstr ¨om, L. O. Sjouwerman, D. A. Frail,

M. Pestalozzi, and S. Molinari, Astron. and

M. J. Claussen, R. A. Mesler, and B. C. McEwen,

Astrophys. 557, id. A94 (2013).

Astron. J. 147, 73 (2014).

44.

B. C. McEwen, Y. M. Pihlstr ¨om, and L. O. Sjou-

66.

S. Leurini, K. M. Menten, and C. M. Walmsley,

werman, Astrophys. J. 793, id. 133 (2014).

Astron. and Astrophys. 592, id. A31 (2016).

45.

B. C. McEwen, Y. M. Pihlstr ¨om, and L. O. Sjou-

67.

O. S. Bayandina, A. V. Alakoz, I. E. Val’tts, Astron.

werman, Astrophys. J. 826, id. 189 (2016).

Rep. 57(12), 889 (2013).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 10

2019