АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 12, с. 996-1008

УДК 524.527-77

ЭВОЛЮЦИЯ МАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ H₂O

В ОБЛАСТИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ S252A

М. И. Пащенко¹, Г. М. Рудницкий¹, А. М. Толмачев³,

¹Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова,

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия

²Медонская обсерватория, Медон, Франция

³Пущинская радиоастрономическая обсерватория,

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

Поступила в редакцию 06.06.2019 г.; после доработки 20.07.2019 г.; принята к публикации 22.07.2019 г.

Представлены результаты наблюдений области звездообразования S252A в линиях молекул H₂O

на 1.35 см и OH на 18 см, полученных на 22-м радиотелескопе в Пущино (Россия) и на Большом

радиотелескопе в Нансэ (Франция) соответственно. Приведен каталог спектров мазерного излучения

H₂O за период 1995-2019 гг. Переменность интегрального потока имеет два компонента: циклический

с временн ´ым интервалом между циклами ∼30-35 лет и короткопериодический со средним периодом

около 2.6 г. Это может отражать нестационарный процесс формирования протозвезды. Показано,

что среда генерации мазерного излучения H₂O и теплового излучения OH сильно фрагментирована

и в ней имеются мелкомасштабные турбулентные движения вещества, сравнимые с тепловыми.

Наблюдаемый дрейф и скачк ´и лучевой скорости эмиссионных деталей H₂O могут быть следствием

сложной, неоднородной структуры мазерных конденсаций.

DOI: 10.1134/S0004629919120016

1. ВВЕДЕНИЕ

большой точностью определить, что та часть мо-

лекулярного облака, в которой находится S252A,

Источник мазерного излучения S252A находит-

имеет лучевую скорость 9.4 км/с. Расстояние до

ся в области активного звездообразования Шар-

сложной области S252 оценивается от 1.5 (Блитц

плес 252, которая имеет сложную структуру, осо-

и др. [5]) до

2.8

кпк (Ватерлейт и Бранд [6]).

бенно в континууме. Согласно Лада и др. [1], в

По измерениям тригонометрического паралакса

данной области происходит последовательное об-

метанольных мазеров Рейд и др.

[7] оценили

разование групп звезд, причем уже появившая-

расстояние до S252A как 2.1 кпк.

ся группа стимулирует образование новой группы

звезд. Фелли и др. [2], используя метод апертурного

В направлении на ∼40^′′ к западу от компактной

синтеза, обнаружили в направлении S252 несколь-

области S252A3 сначала Лада и Вуден [1], а затем

ко компактных групп областей HII. Достаточно

Генцел и Даунс [8] обнаружили мазерное излучение

интересной является группа A, состоящая из трех

H₂O. Лада и др. [9] на основании VLBI измерений

компонентов (A1, A2 и A3).

в 1979 г. показали, что мазерное излучение H₂O

локализуется в объеме 2.3^′′ и совпадает с макси-

Все компактные области HII расположены

внутри молекулярного облака, которое также

мумом излучения¹²CO, т.е. с ядром молекулярного

имеет сложную конфигурацию и плотное ядро.

облака. Результаты мониторинга водяного мазера в

S252A за период 1981-1995 гг. были опубликова-

Наблюдения в молекулярных линиях NH₃,¹²CO и

ны в работе Берулиса и др. [10], а затем за период

¹³CO показали, что молекулярное облако является

1986-2006 гг. в работе Фелли и др. [11].

двойным

[3]. Расстояние между пиками

¹²CO

и¹³CO составляет 2^′. Наблюдения с высоким

Мазерное излучение гидроксила в области

угловым разрешением, выполненные Плем и др. [4]

Шарплес

252

было обнаружено значительно

в линии CS (переход J = 7 → 6), позволили с

севернее (на 1^◦) компактной области HII S252A3,

т.е. в направлении галактического источника

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

G188.946+0.886 (Аргон и др. [12]). В этом же

996

ЭВОЛЮЦИЯ МАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

997

направлении наблюдался мазер метанола класса II

Чувствительность телескопа для λ = 18 см и δ =

(см., напр., Брин и др. [13] и ссылки в этой работе).

= 0^◦ составляет 1.4 Ян/K для точечного источника

И, наконец, отметим, что вблизи мазера водяного

с неполяризованным излучением.

пара, рассматриваемого в настоящей работе, также

В 2008 г. спектральное разрешение составило

найден мазер метанола класса II (см., напр., Грин и

0.137 км/с, а в 2014 и 2015 г. 0.069 км/с. В сател-

др. [14] и ссылки в этой работе), но существенно

литной линии 1612 МГц наблюдения проводились

слабее, чем в направлении на G188.946+0.886.

в 2014 и 2015 г., но излучение не было обнару-

жено. Результаты наблюдений в главных линиях

представлены на рис. 7. Спектры приведены для

2. АППАРАТУРА И НАБЛЮДЕНИЯ

полного излучения (сумма излучений в правой и ле-

Мониторинг мазерного источника водяного

вой круговых поляризациях, которые равны между

пара на волне 1.35 см в области S252A проводится

собой при неполяризованном излучении).

нами с 1981 г. на радиотелескопе РТ-22 в ПРАО

Видно, что спектры OH для всех эпох идентичны

(Россия) в направлении: α₂₀₀₀ = 06^h08^m35.5^s,

и линии достаточно широкие. Для повышения чув-

δ₂₀₀₀ = 20^◦39^′13^′′. Чувствительность телескопа

√твительности для наблюдений в 2014 и 2015 г. в

составляет 25 Ян/K для точечного источника с

2 раз мы провели усреднение сигналов попарно

неполяризованным излучением. Шумовая тем-

в соседних каналах, конечно, за счет уменьшения

пература системы составляла от 130 до 250 K

спектрального разрешения в 2 раза. Однако это не

в зависимости от условий наблюдений. Ширина

имеет принципиального значения в случае широких

диаграммы направленности антенны на 1.35 см

линий. В нижней части рисунка приведены также

усредненные за эпохи наблюдений спектры.

равна 2.6^′.

Регистрация сигнала осуществлялась сначала

128-канальным анализатором спектра фильтро-

3. ДИСКУССИЯ

вого типа с разрешением по лучевой скорости

В настоящей работе на основе почти 40-летнего

0.101 км/с, а с 2006 г. 2048-канальным автокорре-

мониторинга проведено исследование основных

лятором с разрешением 0.0822 км/с.

характеристик мазерного излучения H₂O: ин-

Результаты наблюдений с 1981 по 1994 г. были

тегрального потока и переменности излучения

опубликованы в ряде наших ранних работ [10, 15,

отдельных эмиссионных деталей (плотности потока

16]. В настоящей работе представлены резуль-

и лучевой скорости). Напомним, что от ближайшей

таты наблюдений с середины 1995 г. по 2019 г.

области HII (S252A3) мазер H₂O отделяет около

(см. рис. 1-6). Таким образом, полное время на-

40^′′. Это соответствует довольно значительному

шего мониторинга мазера H₂O в S252A составило

линейному расстоянию, равному ∼1.3 × 10¹⁸ см

38 лет. С мая 2006 г. по декабрь 2007 г. наблюдения

при расстоянии до S252A 2.1 кпк. Можно пред-

не проводились по техническим причинам, поэтому

положить, что протозвезда, с которой связаны

при построении графика переменности интеграль-

мазеры водяного пара и метанола, находится на

ного потока мы также использовали результаты

очень ранней стадии эволюции, а область HII еще

наблюдений Фелли и др. [11] с апреля 2006 г. по

не сформировалась [9]. Поэтому большое зна-

февраль 2007 г.

чение имеют регулярные исследования основных

В некоторые временн ´ые интервалы сигнал был

характеристик мазерного излучения, в частности,

интегрального потока, который может быть инди-

очень слабый и не просматривался в одиночных

катором состояния протозвезды на ранней стадии

спектрах. По этой причине мы вычисляли усред-

ненные спектры для соответствующих временн ´ых

ее формирования.

интервалов. Это показано на рис. 1 и 2. На каждом

рисунке двухсторонней стрелкой показан масштаб

3.1. Интегральный поток

вертикальной оси. Для каждого спектра приведена

эпоха наблюдений и для удобства проведена нуле-

Переменность интегрального потока в спек-

вая линия.

тральных деталях мазера H₂O за весь мониторинг

Также были проведены наблюдения в главных

показана на рис. 8. Мы также включили данные

линиях гидроксила на волне 18 см на радиотеле-

Фелли и др. [11] за 2006-2007 гг. Ввиду боль-

скопе в Нансэ (Франция) в 2008, 2014 и 2015 г.

шого диапазона значений интегрального потока в

в линейных и круговых поляризациях в направ-

верхней правой части рисунка сделана вставка в

лении мазерного источника H₂O. На склонении

увеличенном масштабе.

δ = 0^◦ диаграмма направленности телескопа на

Можно выделить два цикла высокой мазерной

длине волны 18 см составляет 3.5^′ × 19^′ по пря-

активности и один низкой активности. Первый

мому восхождению и склонению соответственно.

продолжался до 1995 г. и характерен наиболее

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

1004

АШИМБАЕВА и др.

0.4

19.12.2008

1665 МГц

19.12.2008

1667 МГц

0.2

-0.2

0.4

11.10.2014

0.2

-0.2

0.4

10.05.2015

0.2

-0.2

0.4

Средний

спектр

0.2

-0.2

−10

Лучевая скорость, км/с

Рис. 7. Спектры излучения в S252A в главных линиях OH на волне 18 см в разные эпохи. На нижних панелях приведены

средние спектры, в которые вписаны гауссианы.

могут иметь периодический или циклический ха-

было отмечено в работе Лехта и др. [16] по резуль-

рактер [17].

татам наблюдений в 1981-1995 гг. Поэтому для

удобства анализа эволюции отдельных деталей в

нижней части рисунка (рис. 9(b)) в увеличенном

3.2. Эволюция основных деталей

масштабе нанесены детали с плотностями потоков

более 30 Ян. Интервалы плотностей потоков и со-

Эволюция всех выделенных в спектрах H₂O

ответствующие им символы показаны в левой части

эмиссионных деталей с 1995 по 2019 г. показана

рисунка. Здесь же слева отрезками горизонталь-

на рис. 9(a). Погрешность определения лучевой

ных линий отмечены лучевые скорости наиболее

скорости определяется первым гетеродином при-

интенсивных деталей, наблюдаемых нами в период

емника и находится в пределах 25-30 м/c. На

1981-1994 гг. Толщина линии пропорциональна

первый взгляд появление и исчезновение деталей

интенсивности излучения. Крестиками и буквами

носит хаотический характер. Также обратим вни-

вблизи них показаны положения деталей из VLBI

мание на то, что вариации скорости слабых дета-

наблюдений Лада и др. [9], выполненных в 1979 г.

лей временами превышают точность определения

Выделяются некоторые детали, время жизни

лучевых скоростей. Существование этого эффекта которых достаточно большое, порядка двух лет.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

ЭВОЛЮЦИЯ МАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

1005

Интегральный поток, Ян км/с

1600

300

1400

250

200

1200

150

1000

100

800

600

1990

1995

2000

2005

2010

2015

2020

400

200

1980

1985

1990

1995

2000

2005

2010

2015

2020

Годы

Рис. 8. Переменность интегрального потока мазерного излучения H2O, приведенная в двух масштабах.

При этом для большинства из них лучевые ско-

но, т.е. они имеют достаточно близкие значения.

рости не менялись, либо мало менялись. Суще-

Скачк ´и скорости можно объяснить последователь-

ственным исключением является мазерная деталь

ным возбуждением мазерных конденсаций распро-

с номером 2 со значительным дрейфом лучевой

страняющейся ударной волной. Наиболее интен-

скорости, сначала от 9.0 до 10.5 (2a), а затем от

сивной за весь последний цикл мазерной актив-

10.5 до 8.1 км/с (2b). Темп дрейфа на восходящей

ности была деталь 3a. В процессе ее эволюции

и нисходящей ветвях одинаковый и составляет

менялись ширина и форма линии. Ширина линии

по модулю 2.9 (км/с)/год, а плотность потока в

была минимальной (0.57 км/с) в эпоху максимума

максимуме излучения достигала 55 Ян. Такой ха-

излучения (245 Ян). В 2017 г., т.е. после скачк ´а

рактер дрейфа вызван сложной структурой области

скорости, форма линии была более сложной. Это

генерации мазерного излучения, т.е. мазерной кон-

вызвано тем, что в 2017 г. линия уж ´е не была

денсации. Скорее всего имеется компактное скоп-

одиночной. Вариации ширины линии связаны не с

ление мазерных конденсаций, образующих, напри-

режимом работы мазера, а с неоднородностью ма-

мер, вытянутое волокно. Возможны образования

зерной конденсации. Параметры основных эмис-

более сложных конфигураций (см., напр., Торрелес

сионных деталей H₂O в периоды максимумов их

и др. [18], Лехт и др. [19]).

излучения даны в табл. 1. Номер детали приводится

Для деталей 1 и 3 имели место скачк ´и лучевой

согласно рис. 9(b). В столбце 4 дано значение

скорости, равные 0.35 и 0.38 км/с соответствен- ширины детали по уровню 0.5 по плотности потока.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

1006

АШИМБАЕВА и др.

(a)

1995

2000

2005

2010

2015

2020

(б)

30-40 Ян

40-60

60-80

80-100

100-150

>150

2010

2012

2014

2016

2018

2020

Годы

Рис. 9. Переменность лучевой скорости всех зарегистрированных деталей мазерного излучения H2O (a) и деталей с

потоками более 30 Ян (b). Интервалы плотностей потоков и соответствующие им символы показаны в левой части

рисунка. Здесь же слева отрезками горизонтальных линий отмечены лучевые скорости наиболее интенсивных деталей

в период 1981-1994 гг. Толщина линии пропорциональна интенсивности излучения. Крестиками и буквами вблизи них

показано положение детали из VLBI наблюдений Лада и др. [9], выполненных в 1979 г.

Погрешность значения лучевой скорости находит-

3.3. Пространственное отождествление основных

ся в пределах 25-30 м/с, а плотности потока около

спектральных деталей мазера H₂O

10%. Просматривается слабая обратная зависи-

Несмотря на сильную переменность излучения

мости между плотностью потока и шириной линии.

большинства деталей и некоторого разброса лу-

чевых скоростей (как мы выяснили в предыдущем

Существование короткоживущих деталей в

разделе — из-за неоднородностей среды), их луче-

спектрах H₂O может быть связано с тем, что среда

вые скорости, в целом, менялись слабо. Это видно

локализации источников мазерного излучения

на рис. 9(b). Благодаря этому можно провести

сильно фрагментирована и оптическая толща

отождествление основных деталей мазера H₂O с

результатами VLBI измерений, выполненных Лада

среды в отдельных фрагментах недостаточна для

и др. [9].

продолжительного поддержания в них инверсной

заселенности уровней молекул H₂O при существу-

Видимо, с мазерным пятном A отождествляется

ющем уровне накачки.

деталь 5, а с пятнами B и C отождествляются

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

ЭВОЛЮЦИЯ МАЗЕРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

1007

Таблица 1. Параметры основных деталей мазера H₂O

Плотность

Интегральный

Номер детали

Дата

V_LSR, км/с

δV , км/с

потока, Ян

поток, Ян км/с

–

23.05.2017

7.12

0.71

131

29.10.2013

12.9

0.89

19.05.2014

13.2

0.90

16.12.2013

9.1

0.86

136

24.02.2015

8.9

0.59

25.08.2016

9.2

0.57

245

152

22.08.2017

9.55

0.50

102

25.08.2016

10.2

0.76

105

26.07.2017

10.85

0.57

103

детали 4 и 3 соответственно. С пятном D мо-

Уширение линии до 3 км/с (доплеровская ширина)

жет быть связано сильное излучение на скорости

вызвано наличием мелкомасштабных турбулент-

8.4 км/с, наблюдаемое нами в 1981 г., и более

ных движений вещества в молекулярном облаке.

Доплеровская, тепловая и турбулентная ширины_√

слабое излучение на 8.1-8.3 км/с в 1984-1985 гг.

и в 2012-2013 гг.

линий связаны соотношением u_D = u2th + u2turb,

Конечно, для полной уверенности в справедли-

где u2th = 3kT/m и u2turb = 〈u²(r, t)〉 есть квад-

вости нашего отождествления желательно иметь

раты дисперсий тепловой и мелкомасштабной

VLA карты хотя бы еще на одну эпоху.

турбулентной скоростей. Отсюда u_turb ≈ 2.6 км/с

(см., напр., Силантьев и др. [20]).

3.4. Излучение гидроксила

Таким образом, результаты наблюдений мазер-

ного излучения водяного пара и теплового излуче-

Излучение гидроксила во все эпохи наших на-

ния гидроксила свидетельствуют о том, что среда

блюдений в направлении S252A было неполяри-

сильно фрагментирована и в ней имеются мел-

зованным. Как мы уже отмечали в разделе 2, из-

комасштабные турбулентные движения вещества,

лучение в линии 1612 МГц не обнаружено. Ос-

сравнимые с тепловыми.

новные параметры излучения лучше всего полу-

чить из средних спектров, в которых отношение

сигнал/шум лучше, чем в одиночных спектрах. В

4. ВЫВОДЫ

обеих линиях, 1665 и 1667 МГц, правое крыло

более пологое, чем левое. Вероятно, линии состоят

Перечислим основные результаты, полученные

из двух компонентов. В средние спектры вписаны

в настоящей работе из наблюдений области актив-

гауссианы. В средний спектр 1667 МГц вписаны

ного звездообразования S252A в линиях молекул

две гауссианы, а в 1665 МГц только одна ввиду худ-

H₂O и OH.

шего соотношения сигнал/шум. Лучевая скорость

1. Представлен каталог спектров мазерного из-

составила около 8.2 км/с, а плотность потока 0.16

лучения H₂O за 1995-2019 гг. Таким образом,

и 0.33 Ян для 1665 и 1667 МГц соответственно.

полное время мониторинга источника S252A со-

Это близко к классическому соотношению при

ставило около 40 лет.

тепловом излучении. Средняя лучевая скорость

2. Показано, что переменность мазерного излу-

составляет около 9.4 км/с, т.е. совпадает со скоро-

чения H₂O имеет сложный характер. Имеются два

стью молекулярного облака CO. Вероятнее всего

компонента переменности: циклический с возмож-

излучение гидроксила имеет тепловой характер.

ным периодом 30-35 лет и короткопериодический

Линии достаточно широкие, около 3 км/с. Если

со средним периодом 2.6 г. Это может быть след-

считать, что максимальная температура моле-

ствием нестационарного процесса формирования

кулярного облака, где локализованы молекулы

протозвезды на ранней стадии эволюции, при этом

гидроксила, равна ∼120 K, то соответствующая

аккреция и истечение вещества из протозвезды

ей тепловая ширина линии составит

1.4

км/с.

могут иметь квазипериодический характер.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

1008

АШИМБАЕВА и др.

3. Излучение гидроксила, наблюдаемое нами на

J. G. A. Wouterloot and J. Brand, Astron. and

Astrophys. Suppl. Ser. 80, 149 (1989).

волне 18 см, является тепловым. Доплеровские

ширины линий достаточно большие и они опреде-

M. J. Reid, K. M. Menten, A. Brunthaler,

ляются суперпозицией двух механизмов — тепло-

X. W. Zheng, L. Moscadelli, and Y. Xu, Astrophys. J.

вых и мелкомасштабных турбулентных движений

693, 397 (2009).

молекул.

R. Genzel and D. Downes,Astron. and Astrophys. 72,

4. Существование микротурбулентных движе-

234 (1979).

ний, сравнимых с тепловыми, и вариаций лучевых

C. J. Lada, L. Blitz, M. J. Reid, and J. M. Moran,

скоростей слабых деталей, превышающих точность

Astrophys. J. 243, 769 (1981).

их измерений, свидетельствуют о том, что среда

10.

И. И. Берулис, Е. Е. Лехт, Э. Мендоса-Торрес,

является сильно фрагментированной.

Астрон. журн. 73, 367 (1996).

5. Проведено возможное отождествление ос-

11.

M. Felli, J. Brand, R. Cesaroni, C. Codella, et al.,

новных деталей в спектрах H₂O с мазерными пят-

Astron. and Astrophys. 476, 373 (2007).

нами VLBI измерений, выполненных в 1979 г.

12.

A. L. Argon, M. J. Reid, and K. M. Menten,

Astrophys. J. Suppl. 129, 227 (2000).

13.

S. L. Breen,S. P. Ellingsen, J. L. Caswell, J. A. Green,

БЛАГОДАРНОСТИ

M. A. Voronkov, G. A. Fuller, L. J. Quinn, and

Авторы выражают благодарность сотрудникам

A. Avison, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 426, 2189

Медонской (Франция) и Пущинской (Россия) ра-

(2012).

диоастрономическим обсерваториям за большую

14.

J. A. Green, J. L. Caswell, G. A. Fuller, A. Avison, et

помощь в проведении наблюдений.

al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 420, 3108 (2012).

15.

Е. Е. Лехт, Астрон. журн. 73, 695 (1996).

16.

Е. Е. Лехт, И. И. Берулис, Э. Мендоса-Торрес,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Астрон. журн. 73, 844 (1996).

1. C. J. Lada and D. Wooden, Astrophys. J. 232, 158

17.

H. W. Yorke and E. Kr ¨ugel, Astron. and Astrophys. 54,

(1979).

183 (1977).

2. M. Felli, H. J. Habing, and F. P. Israel, Astron. and

18.

J. M. Torrelles, N. A. Patel, G. Anglada, J. F. G ´omez,

Astrophys. 59, 43 (1977).

et al., Astrophys. J. 598, L115 (2003).

3. L. Haikala, Astrophys. Space Sci. 128, 125 (1986).

19.

Е. Е. Лехт, В. И. Слыш, В. В. Краснов, Астрон.

4. R. Plume, D. T. Jaffe, and N. J. Evans II, Astrophys.

журн. 84, 1070 (2007).

J. Suppl. 78, 505 (1992).

5. L. Blitz, M. Fich, and A. A. Stark, Astrophys.

20.

N. A. Silant’ev, E. E. Lekht, and G. A. Alexeeva,

J. Suppl. 49, 183 (1982).

Astrophys. J. 696, 1972 (2009).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019