АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 8, с. 638-652

УДК 524.527

НЕОБЫЧНАЯ ПО МОЩНОСТИ ВСПЫШКА МАЗЕРА

ВОДЯНОГО ПАРА, ПРОИЗОШЕДШАЯ

В ГАЛАКТИЧЕСКОМ ИСТОЧНИКЕ W49N

Б. Крамер⁵, К. Ментен⁵, А. Краус⁵, Я. Бранд^6,7, А. Заничелли⁶, С. Поппи⁸,

С. Ригини⁶, А. В. Ипатов², Д. В. Иванов², А. Г. Михайлов², А. Мельников²

¹Отдел радиоастрономии и геодинамики, Крымская астрофизическая обсерватория РАН,

Кацивели, Россия

²Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург, Россия

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

⁴Центр астрономии, факультет физики, астрономии и информатики,

Университет Николая Коперника, Торунь, Польша

⁵Институт радиоастрономии Общества им. Макса Планка, Бонн, Германия

⁶Национальный институт астрофизики, Институт радиоастрономии, Болонья, Италия

⁷Итальянский региональный центр ALMA, Институт радиоастрономии, Болонья, Италия

⁸Национальный институт астрофизики, Астрономическая обсерватория Кальяри,

Селаргиус, Италия

Поступила в редакцию 14.11.2018 г.; после доработки 15.03.2019 г.; принята к публикации 22.03.2019 г.

По данным длительного мониторинга галактического мазерного источника W49N в линии водяного

пара (переход 6₁₆-5₂₃, частота линии f = 22.235 ГГц), выполненного на радиотелескопах РТ-22

(Симеиз), РТ-32 (Торунь), РТ-100 (Эффельсберг) и РТ-32 (Медичина) зарегистрирована самая

мощная за всю историю наблюдения вспышка, начавшаяся в сентябре 2017 г. и продолжавшаяся

в 2018 г. На отдельных этапах мониторинг вспышки производился ежедневно. Получена детальная

форма изменения спектральной плотности потока излучения источника в зависимости от времени.

В максимуме поток превысил уровень P ≈ 8 × 10⁴ Ян. Такое значение потока впервые было зафик-

сировано за все время наблюдений за объектом. Получены важные выводы, связанные с деталями

механизма излучения в линии водяного пара Н₂О. Зафиксировано экспоненциальное нарастание

плотности потока излучения во вспышке, как на стадии подъема, так и спада. Полученные данные

свидетельствуют, что мы имеем случай ненасыщенного мазера, который остается в этом положении

вплоть до максимальных значений плотностей потоков излучения. Дополнительным аргументом в

пользу ненасыщенного состояния мазера является форма зависимости ширины линии от потока.

Характер изменений спектральной плотности потока, по-видимому, связан с резким увеличением

плотности среды и потока квантов. Это в свою очередь приводит к увеличению температуры от

начального уровня в (10-40) К до сотен К. Получены интерферометрические карты объекта на этапе

подъема спектральной плотности потока вспышки. Рассмотрен возможный механизм первичного

энерговыделения в источнике W49N.

DOI: 10.1134/S0004629919080061

1. ВВЕДЕНИЕ

обнаружено большое количество мазеров водяного

пара, в том числе источник W49N — один из яр-

Открытие мазерного перехода (6₁₆-5₂₃) в мо-

чайших объектов мазерного излучения [1, 2].

лекуле водяного пара в 1969 г. в космических

Мазерный источник W49N ассоциируется с ра-

источниках связано с появлением 2μ обзора неба

диокомпактной НII областью с радиусом менее

(IRC) [1, 2]. На основе данных этого обзора было

3.5′′ [3, 4]. Приведенная угловая величина соот-

ветствует ∼0.32 пк, если принять расстояние до

^*E-mail: volvach@bk.ru

объекта 11 кпк [5].

638

НЕОБЫЧНАЯ ПО МОЩНОСТИ ВСПЫШКА МАЗЕРА

639

В широком диапазоне скоростей +300 км/с в

130 К, молекулы воды становятся преобладающи-

объекте зарегистрировано множество линий мазе-

ми в газовой составляющей протозвезд наравне с

ра водяного пара. Большая часть из них сосредото-

молекулой СО. Данное соотношение может объяс-

чена в компактной области размером 0.1 пк. Было

нить высокие значения потоков во вспышках в ли-

замечено, что источники, расположенные в таком

ниях мазеров водяного пара, которые проявляются

небольшом объеме пространства и обладающие

в областях звездообразований в зонах НII.

такой большой дисперсией скоростей, не могут

Мазеры водяного пара ассоциируются с други-

представлять собой динамически стабильную си-

ми мазерными линиями, в частности с ОН. На это

стему [6].

указывал Гвинн, отмечая, что ударная диссоциация

Другая проблема состояла, собственно, в

Н₂О в присутствии водорода и притока энергии

объяснении широкого диапазона скоростей ли-

приводит к возникновению ОН излучения перво-

ний излучения мазера водяного пара в W49N

го типа [17]. Тем не менее отсутствуют твердые

(≈600 км/с). Аккрецией вещества на протозвезду

доказательства тесного совпадения излучений в

это явление объяснить нельзя, так как скорости

указанных линиях.

аккреции не превышали нескольких десятков

В работе представлены результаты длительно-

км/с [7]. В этой связи были предложены другие

го мониторинга W49N в линии Н₂О на частоте

механизмы ускорения: за счет звездного ветра от

22 ГГц. Зафиксирована мощная вспышка — одна

горячих массивных звезд, радиационного давления

из сильнейших за все время наблюдений этого

и ударных волн [6] и даже более редкий механизм

объекта. Предложена интерпретация полученных

ускорения, связанный с взрывом сверхновых

экспериментальных данных.

звезд [8]. Тем не менее детальная физическая

картина этих процессов остается до конца не

понятной.

2. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ

Низкоскоростные детали мазерной линии во-

И ОБРАБОТКИ ДАННЫХ

дяного пара обнаруживают значительную пере-

менность плотности потока в диапазоне от часов

Спектрально-поляриметрический радиометр со

до многих лет. Детальный мониторинг плотности

спектроанализатором параллельного типа, исполь-

потока обнаружил его возрастание до 80 кЯн [9].

зовавшийся для приема и регистрации сигналов от

Ранние интерферометрические данные указы-

источников в линии водяного пара на РТ-22 в Си-

вают на многокомпонентность области излучения

меизе, имел 512 и (или) 2048 каналов и разрешение

H₂O. Так, по данным [10, 11] существует шесть

8 и 2 кГц (105 и 26 м/с по лучевой скорости в линии

основных областей излучения линии водяного пара

Н₂О) соответственно [18]. В спектральные данные,

в области 3^′′ × 1.5^′′. Предпринимались также по-

получаемые при наблюдениях, вносилась поправка

пытки обнаружения линейной поляризации [12].

за поглощение в атмосфере (τ) и изменение эф-

Задержка по времени между излучением ком-

фективной площади (А_эфф) радиотелескопа от уг-

понентов в источнике W49N в мазерной области

ла места. Полоса приема информации составляла

размерами ∼2 × 10¹⁷ см соответствует распростра-

4 МГц при использовании системы регистрации

нению возмущения со скоростью света, что может

Марк-5В+ и 16 МГц при записи на регистраторе

указывать на радиационный механизм накачки ма-

РДР1. Шумовая температура системы Т_ш и погло-

зера [13].

щение в атмосфере определялись по калибровоч-

ной ступеньке (ГШ), приведенной к апертуре ра-

Отмечено наличие сложной структуры компо-

диотелескопа с помощью согласованной нагрузки,

нентов мазера водяного пара в W49N и значи-

находящейся на рупоре при комнатной температуре

тельное их блендирование, что существенно за-

и температуре жидкого азота, разрезам атмосферы.

трудняет интерпретацию наблюдательных данных и

построение физической картины излучения мазера

Указанная процедура необходима, чтобы учесть

затухание и вносимые шумы между входами рупора

водяного пара в этом объекте.

и входного усилителя приемника. Т_шизменялась в

Общая картина области излучения Н₂О скла-

пределах 150-200 К в зависимости от погодных

дывается таким образом. В плотной среде моле-

условий. Калибровка по потоку производилась с

кулярного водорода, в оболочках вокруг прото-

использованием источников DR 21, Vir-A, Cyg-

звезд имеется нагрев среды, в том числе излуче-

A. Ширина диаграммы направленности радиоте-

нием, ударными волнами, протозвездными выбро-

сами или аккрецией вещества. Содержание Н₂О

лескопа на 22 ГГц составляла 150^′′, чувствитель-

ность — 13 Ян/К.

может составлять ощутимую величину (∼10-4) по

отношению к водороду. Это значение на 4-5 по-

Круговая и линейная поляризации использова-

рядков выше, чем среднее соотношение в Галак-

лись при приеме данных в разделенных по времени

тике [14-16]. Испаряясь при температурах около

режимах. В случае приема в круговой поляризации

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

640

ВОЛЬВАЧ и др.

использовался поляризатор, работающий на эф-

измерений снимались с интервалами времени 1-

фекте Фарадея. Цифровой выходной сигнал радио-

2 дня. На рис. 1 показана зависимость спектраль-

метра интегрировался в течение 3 мин при каждом

ной плотности потока излучения в линии водяного

повороте плоскости поляризации поляризатора на

пара на скорости около 6 км/с, полученной по

фиксированный угол и регистрировался при помо-

максимумам спектральной линии.

щи спектроанализатора. Антенная температура Т_а

Так же, как и в случае вспышек мазерных

принимаемого излучения калибровалась по сигна-

источников в OrionKL, IRAS 18316-0602, такая

лу от генератора шума ГШ.

форма изменений спектральной плотности потока

может свидетельствовать, что в мазерном объекте

Высокочувствительная приемная система на

произошли резкие изменения физических харак-

длину волны 1.35 см была установлена во вторич-

теристик областей излучения мазера водяного па-

ном фокусе РТ-22. Перестраиваемые гетеродины

ра. Эти изменения могут быть связаны с резким

синхронизировались высокостабильной частотой

впрыском энергии, что привело к подъему темпера-

5 МГц от водородного стандарта частоты VCH-

туры, плотности, как вещества самой глобулы, так

1005

и обеспечивали преобразование входных

и квантов падающего излучения.

частот приема в промежуточную частоту с ука-

Были предприняты шаги, чтобы шкалы данных,

занной выше полосой [19]. Весь цикл наблюдений

полученных на разных телескопах, были согла-

линий мазера водяного пара состоял в накоплении

сованы в пределах 5-10%. Для этого сравнива-

сигнала в течение 5-10 мин при наведении на

лись значения потоков источников в определенные

источник и при отведении с источника на градус в

даты наблюдений. Дополнительно следует учесть,

сторону от источника. Циклы могли повторяться

что вблизи максимальных значений ежедневные

для достижения необходимого отношения сиг-

изменения амплитуды могут составлять десятки

нал/шум.

процентов при экспоненциальном росте (см., на-

Наблюдения на 100-метровом радиотелескопе

пример, [30]).

в Эффельсберге проводились с приемником на

По данным [5] W49N находится на расстоянии

длину волны 1.3 см, установленном во вторичном

11 кпк от Солнца и является одним из самых

фокусе. Центральная частота приема была равна

далеких мазеров внутри нашей Галактики. Можно

22.235

ГГц, ширина диаграммы направленности

использовать полученное расстояние до мазера для

составляла ∼38^′′. Спектральные наблюдения про-

оценки болометрической светимости ассоцииро-

водились с использованием FFT спектрометра с

ванного с ним ИК источника и класса возбужда-

65535 каналами. Полоса пропускания составляла

ющей звезды. Принимая во внимание необходимый

100 МГц, разрешение по скорости около 20 м/с.

параметр возбуждения, требуемый для компактной

В спектральные данные, получаемые при наблюде-

области НII (u = 110 пк · см-2), и интегральную

ниях, вносились поправки за поглощение в атмо-

инфракрасную светимость, мы приходим к необхо-

сфере и зависимости чувствительности телескопа

димости иметь в качестве центрального источни-

от угла места. Коэффициент пересчета от антенной

ка первичного энерговыделения массивную звезду

температуры к плотности потока определялся ме-

раннего спектрального класса О5 со светимостью

тодом непрерывных наблюдений (в режиме кросс-

L ∼ 4 × 10⁶ L_⊙ [21]. То есть мы можем иметь дело с

сканирования) калибровочных источников 3C286,

массивным горячим гигантом в десятки солнечных

NGC7027 и др. [20].

масс, способным ионизовать плотную среду вокруг

Методики наблюдений на 32-метровых радио-

себя на расстоянии 10¹⁷-10¹⁸ см.

телескопах в обсерватории Торунь (Польша) и

Таким образом, источник W49N вместе с IRAS

в Медичине (Италия) были схожи с методикой,

18316-0602 являются самыми мощными галакти-

используемой в Эффельсберге. В обсерватории

ческими киломазерами. Если поставить W49N на

Торунь цифровой автокоррелятор на 4096 каналов

место Orion KL, поток был бы 50 000 кЯн, что почти

в 10 раз превышает максимальное значение самой

имел разрешение по скорости 26 м/с.

мощной вспышки в Орионе за всю историю его

наблюдения (≈6000 кЯн).

Гигантская вспышка мазера водяного пара в

3. МОНИТОРИНГ СПЕКТРАЛЬНОЙ

ПЛОТНОСТИ ПОТОКА W49N

W49N началась с апреля 2017 г. и продолжалась в

В ЛИНИИ Н₂О

2018 г. Анализ кривой мониторинга плотности по-

тока во время вспышки позволяет сделать важные

Регулярный длительный мониторинг W49N был

выводы.

начат в сентябре 2017 г. и проводился параллельно

Форма вспышки не симметрична. Склоны мож-

с наблюдениями мазера IRAS 18316-0602, в ко-

но аппроксимировать экспоненциальной зависи-

тором в это время была зафиксирована развива-

мостью. Экспоненциальная форма кривой плот-

ющаяся мощная вспышка. Данные спектральных

ности потока мазера не противоречит состоянию

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

НЕОБЫЧНАЯ ПО МОЩНОСТИ ВСПЫШКА МАЗЕРА

641

2017.2

2017.6

2018.0

2018.4

2018.8

100 000

80 000

60 000

40 000

20 000

2017.2

2017.6

2018.0

2018.4

2018.8

Year

Рис. 1. Долговременный мониторинг W49N в линии водяного пара (кружками показаны данные, полученные в Симеизе,

ромбами — в Торуни, квадратами — в Эффельсберге, звездочками — в Медичине).

19 07 49.8 +09 01 17

W49N

80 000

24.12.2017

Simeiz

60 000

40 000

20 000

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

Рис. 2. Линия водяного пара в W49N в максимуме вспышки.

мазера во время вспышки, когда он работает в

водяного пара вблизи максимума вспышки 2017-

ненасыщенном режиме и усиление мазера возрас-

2018 гг. показаны на рис. 2 и 3.

тает экспоненциально с экспоненциальным ростом

Линия вблизи нулевой скорости (относительно

оптической толщи [22].

локальной системы покоя) имеет спектральную

Симметричная форма центральной части ма-

плотность потока, превышающую 15 кЯн. Двена-

зерной линии W49N вблизи максимальной фазы

дцать разрешенных спектрометром линий превы-

и полуширина линии, снижающаяся до 50 кГц,

шают уровень плотности потока 5 кЯн. Если бы

свидетельствуют в пользу однокомпонентного ис-

W49N находился на расстоянии Orion KL, то эти

точника, ответственного за основную долю увели-

линии имели бы спектральные плотности потоков

чения плотности потока. Образцы записей линии

более 5000 кЯн, что практически равно самой

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

642

ВОЛЬВАЧ и др.

(а)

19 07 49.8 09 01 17

W49N

80 000

26.12.2017

Torun

60 000

40 000

20 000

−25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

(б)

19 07 49.8 09 01 17

W49N

15 000

26.12.2017

Torun

10 000

5000

-25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

Рис. 3. а) Образец записи линии водяного пара в W49N вблизи максимума вспышки. б) Образец записи линии водяного

пара в W49N вблизи максимума вспышки до уровня плотности потока 15 кЯн.

мощной вспышке в Orion KL, произошедшей в

На склонах вспышки ниже 5000 Ян появляет-

1998 г. [24].

ся сильное блендирование за счет многих компо-

нентов, попадающих в диаграмму направленности

В мае 2017 г. компонент на скорости около

радиотелескопа. Пример записи линии до уровня

6 км/с имел плотность поток ниже 10 кЯн, в то

15 кЯн приведен на рис. 3б, 4 и 5. На примерах

время как поток ближайших компонентов был в

видно, что исследуемая линия узкая. Исследование

1.5-2 раза больше (рис. 4). В середине августа

формы линии приводит к выводу, что она отража-

2017 г. на подъеме вспышки был момент, когда

ет излучение единичной глобулы. Соседние линии

ближайшие к центральной линии компоненты име-

значительно блендированы излучением нескольких

ли равную с ней спектральную плотность потока

глобул. На рис. 2 приведен образец записи линии в

излучения 16 кЯн (рис. 5). Эти линии не измени-

максимуме вспышки 24 декабря 2017 г.

лись в амплитуде вплоть до максимальной фазы

В начале 2018 г. мазерный источник все еще

вспышки (24 декабря 2017 г., рис. 2).

вблизи максимальной стадии вспышки, имея

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

НЕОБЫЧНАЯ ПО МОЩНОСТИ ВСПЫШКА МАЗЕРА

643

19 07 49.8 +09 01 17

W49N

25 000

11.05.2017

Simeiz

20 000

15 000

10 000

5000

-5000

-25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

Рис. 4. Фаза подъема спектральной плотности излучения вспышки в W49N.

19 07 49.8 +09 01 17

W49N

20 000

14.08.2017

Effelsberg

16 000

12 000

8000

4000

-300

-200

-100

100

200

300

Velocity, km/s

Рис. 5. Фаза подъема спектральной плотности излучения вспышки в W49N.

спектральную плотность потока около

кЯн

Экспериментальные данные нанесены на графике

(рис. 6а, б). На рис. 7 показан спектр низкоско-

точками. График аппроксимирован прямой линией.

ростных линий в W49N во время экспоненци-

В максимуме активности линия симметричная и

ального снижения спектральной плотности потока

описывается гауссианой.

вспышки.

Такая зависимость ширины линии от потока

Как и в случае гигантской вспышки в 2017-

может свидетельствовать о том, что мазер находит-

2018 гг. в IRAS 18316-0602, в рассматриваемой

ся в ненасыщенном состоянии. Сходные резуль-

нами вспышке наблюдается зависимость ширины

таты были получены и для гигантских вспышек в

линии от потока. В координатах (ln F , ΔV-2) эта

Orion KL и в IRAS 18316-0602 [23, 24]. В обоих

зависимость представлена на рис. 8, где F — плот-

случаях было сделано заключение о том, что мазе-

ность потока в максимуме линии в янских, а ΔV —

ры находятся в ненасыщенном состоянии вплоть до

ширина линии на уровне 0.5, выраженная в км/с.

максимальной амплитуды вспышки.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

644

ВОЛЬВАЧ и др.

19 07 49.8 09 01 17

(а)

W49N

80 000

06.01.2018

Torun

60 000

40 000

20 000

−25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

19 07 49.8 09 01 17

(б)

W49N

15 000

06.01.2018

Torun

10 000

5000

-25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

Рис. 6. а) Исследуемая мазерная линия в максимальной фазе перед началом снижения спектральной плотности потока.

б) Исследуемаямазерная линияв максимальнойфазе передначалом сниженияспектральнойплотностипотока до уровня

15 кЯн.

Кратные звезды в центре туманности также мо-

области излучения сосредоточены в отдельных

гут обеспечить наблюдаемую инфракрасную свети-

местах активности, размерами

∼10¹⁶

см. Их

мость с классом самой массивной звезды О5. Это

насчитывается около десятка, и они занимают

одни из самых массивных звезд в Галактике.

общую зону размерами ∼3 × 10¹⁷ см [10, 26, 27].

Исследователи [25] не нашли линейной поляри-

Исследователи полагают, что области активности

зации в W49N на уровне 1% от величины потока.

так или иначе связаны с молодыми массивными

Это позволило им использовать этот источник для

звездами, находящимися на стадии эволюции до

поляризационных калибровок аппаратуры.

главной последовательности.

В объекте наблюдается беспрецедентное блен-

4. ИНТЕРФЕРОМЕТРИЧЕСКИЕ

дирование как в пространственном расположении,

НАБЛЮДЕНИЯ

так и в спектральной области. По данным указан-

Интерферометрические данные по структуре

ных авторов более половины всех мазерных источ-

мазеров водяного пара в W49N указывают, что ников в этой области имеют компоненты в спектрах

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

НЕОБЫЧНАЯ ПО МОЩНОСТИ ВСПЫШКА МАЗЕРА

645

19 07 49.8 +09 01 17

W49N

25 000

22.03.2018

Effelsberg

20 000

15 000

10 000

5000

-25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

Рис. 7. Поведение спектра линий в фазе снижения спектральной плотности потока исследуемой вспышки.

(ΔV)^-2

2.0

1.6

1.2

0.8

0.4

9.0

9.5

10.0

10.5

11.0

11.5

LnF

Рис. 8. Зависимость ширины линии мазера водяного пара от потока во время вспышки в W49N в 2017-2018 гг.

в пределах 1.0 км/с. Такой величины могут дости-

Тем не менее успехи интерферометрических на-

гать и значения дрейфов частот линий со временем

блюдений трудно недооценивать. Уже в 1973 г.

даже в отдельном мазерном источнике. Поэтому,

были установлены ограничения на размеры ярких

если наблюдать объект через какое-то время, то

мазерных глобул в источнике W49. Их величина

неясно, наблюдаете ли вы дрейф частоты линии

составляла <5 × 10-4 угл. с. Учитывая расстояние

в том же источнике, или это уже другой источ-

до объекта, это менее 5 а.е. [10].

ник с близкими частотными характеристиками. Это

Мазерный источник W49N в линии водяного

показывает сложность интерпретации физической

пара в интерферометрическом режиме наблюдался

картины в таком сложном радиоисточнике.

в сентябре 2017 г. в виде серии 4 последовательных

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

646

ВОЛЬВАЧ и др.

PLot file version 1 created 21-SEP-2017 16:54:45

CONT: W49N IPOL 22234.414 MHz W49N.ICL001.3

-2

-4

-6

-8

-10

-5

-10

Center at RA 19 10 13.41130570 DEC 09 06 14.9087140

MilliArc seconds

Cont peak flux = 2.5013E+02 JY/BEAM

Levs = 2.501E+01 * (-10, -9, -8, -7, -6, -5, -4,

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

Рис. 9. Интерферометрическое изображение W49N, полученное на базах “КВАЗАР-Симеиз” 18 сентября 2017 г.

наблюдательных дней (17, 18, 26 и 27 сентября). В

(рис. 9 и 10) 1 мс дуги соответствует линейному

состав интерферометра входили три 32-м радиоте-

масштабу около 13 а.е. Данный масштаб получен

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

из расчета того, что расстояние до W49N состав-

радиотелескоп — РСДБ станция Симеиз. В РСДБ

ляет 11 кпк. При таком разрешении отдельные

наблюдениях начало полосы было установлено на

источники мазерного излучения остаются неразре-

частоту 22.229 ГГц, длительность сканов исследуе-

шенными. Учитывая, что наземная РСДБ интерфе-

мого источника составляла 20 мин. В качестве ка-

рометрия обеспечивает лишь вдвое более высокое

либратора был выбран источник 3С454.3, который

разрешение, перспективными можно считать толь-

наблюдался сканами по 5 или 20 мин в начале,

ко наземно-космические эксперименты. Тем не ме-

середине и конце сеанса. Корреляционная обра-

нее общая картина распределения яркости в дан-

ботка данных РСДБ наблюдений проводилась на

ном объекте наблюдается достаточно определенно.

программном корреляторе DiFX 2.4.1 в ИПА РАН

Мы видим яркую центральную деталь, которую

на гибридном блейд-серверном кластере. Карты,

можно соотнести с рассматриваемым источником

мазерного излучения, в котором произошла сверх-

полученные 18 и 27 сентября 2017 г., когда ис-

точник был в состоянии подъема плотности потока

мощная вспышка мазера водяного пара. Другие

излучения, показаны на рис. 9 и 10. На рис. 11,

детали на карте практически отсутствуют.

12 показаны спектры низкоскоростных линий во

На рис. 13 приведено состояние линий на спа-

время проведения интерферометрических сеансов.

дающей ветви вспышки мазера в W49N. Структура

На приведенных интерферометрических картах смежных линий существенно изменилась. Чрезвы-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

НЕОБЫЧНАЯ ПО МОЩНОСТИ ВСПЫШКА МАЗЕРА

647

PLot file version 1 created 20-OCT-2017 12:43:13

CONT: W49N IPOL 22234.160 MHz W49N.ICL001.4

-5

-10

-15

-5

-10

-15

Center at RA 19 10 13.41130570 DEC 09 06 14.9087140

MilliArc seconds

Cont peak flux = 4.1782E+03 JY/BEAM

Levs = 4.178E+02 * (-10, -9, -8, -7, -6, -5, -4,

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

Рис. 10. Интерферометрическое изображение W49N, полученное на базах “КВАЗАР-Симеиз” 27 сентября 2017 г.

чайное блендирование по лучу зрения и по частоте

о наличии единичных компактных образований,

затрудняет определение параметров индивидуаль-

ответственных за подъем плотности потока излуче-

ных мазерных источников, которые выделяются

ния в этом объекте во много раз.

только во время сильных вспышек. В эти периоды

В заключение этого раздела хотелось бы отме-

спектральная плотность потока от них существен-

тить еще одно важное обстоятельство, касающееся

но превышает все остальные и появляется возмож-

формы зависимости спектральной плотности пото-

ность определить координаты, частоту мазерной

ка излучения во время вспышки в W49N (рис. 1).

линии, ее параметры и временные характеристи-

Кривая изменения потока разительно похожа на

ки. Полученные данные согласуются с результа-

гигантскую вспышку в Orion KL — та же форма и

тами наблюдений других мощных галактических

та же продолжительность [24]. Авторы также дела-

источников мазерного излучения, согласно кото-

ют вывод, что мазер во время вспышки находится в

рым компактные зоны НII имеют размеры l_HII ≈

ненасыщенном состоянии.

≈ 10¹⁶ см [27]. Молекулярные диски, где могут рас-

полагаться мазерные источники, имеют размеры

5. К ВОПРОСУ О ВОЗМОЖНЫХ

l_disc ≥ 10¹⁷ см (10⁴ а.е.). Сами же мазерные источ-

ИСТОЧНИКАХ ПЕРВИЧНОГО

ники имеют размеры, по-видимому, менее 1 а.е.

ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЯ В СИСТЕМЕ W49N

(ДИСКУССИЯ)

Можно сделать вывод, что интерферометриче-

ские данные, полученные во время вспышки мазера

Существуют мнения относительно источников

водяного пара в W49N, не противоречат данным первичного энерговыделения, которые до настоя-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

648

ВОЛЬВАЧ и др.

19 07 49.8 09 01 17

W49N

30 000

18.09.2017

20 000

10 000

-25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

Рис. 11. Состояние низкоскоростных линий в спектре W49N в день проведения интерферометрических наблюдений

18 сентября 2017 г.

19 07 49.8 09 01 17

W49N

40 000

26.09.2017

30 000

20 000

10 000

-25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

Рис. 12. Состояние низкоскоростных линий в спектре W49N в день проведения интерферометрических наблюдений

26 сентября 2017 г.

щего времени носят дискуссионный характер. Ги-

вающего такие мощные вспышки мазеров водяного

гантские подъемы плотности потока мазеров во-

пара?

дяного пара в моменты вспышек должны быть

Всякая предлагаемая модель первичного энер-

следствием мощных источников первичного энер-

говыделения в системе мазерных источников

говыделения.

должна объяснять комплекс наблюдаемых про-

Наблюдается картина быстрых изменений спек-

явлений, в которые входят как низкоскоростные

тральных плотностей потоков линий, которые так

мощные вспышки мазерного излучения, так и

или иначе связываются с изменениями активности

высокоскоростные детали излучения космических

центральной массивной звезды. Но остается глав-

мазеров. Длительность процесса вспышки (рис. 1)

ный вопрос: что является инициатором таких из-

составляет более года. Процесс активации ма-

менений в поведении центрального тела, обеспечи-

зера продолжается в течение 6 мес., после чего

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

НЕОБЫЧНАЯ ПО МОЩНОСТИ ВСПЫШКА МАЗЕРА

649

(а)

19 07 49.8 09 01 17

W49N

40 000

10.05.2018

Torun

30 000

20 000

10 000

-25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

(б)

19 07 49.8 09 01 17

W49N

20 000

13.08.2018

Torun

10 000

-25

-20

-15

-10

-5

Velocity, km/s

Рис. 13. Спектр низкоскоростных линий в W49N на ниспадающей ветви вспышки мазера водяного пара 10 мая 2018 г.

(а) и 13 августа 2018 г. (б).

происходит спад плотности потока излучения. На

времени со стремительным подъемом излучения

то, что мазерная конденсация была, возможно,

и его спадом. Все предлагаемые механизмы на-

единственной, указывают факт наличия узкой

качки мазеров водяного пара при объяснении

линии излучения на фиксированной частоте и

гигантских вспышек сталкиваются с трудностями

ее гауссообразная форма. Наблюдаемые пара-

энергетического характера. Накачка излучением

метры излучения в линии должны обеспечивать-

центральной звезды и все, что с ней связано,

ся высокой плотностью мазерного образования,

не может обеспечить наблюдаемую светимость в

его значительной массой и большим перепадом

линии во время сверхмощных вспышек. Поэтому

температуры, сохраняющимся в течение замет-

необходимо предложить механизм первичного

ного промежутка времени, порядка нескольких

месяцев. Необходимо указать на физический

энерговыделения, который смог бы обеспечить

процесс, инициирующий поведение центрально-

необходимую энергетику в максимуме гигантских

го тела и приводящий к изменению названных

вспышек и объяснить, почему центральная машина

характеристик мазера в течение обозначенного

во время таких вспышек переходит в состояние

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

650

ВОЛЬВАЧ и др.

выброса гигантского количества энергии, в тысячу

Земли до W49N (∼11 кпк) и полосу излучения

раз превышающую спокойное состояние.

в мазерной линии (∼50 кГц), получим светимость

Некоторыми авторами предлагалась модель

в линии L_маз ≈ 0.1 L_⊙. Отношение светимости

пульсационно нестабильных массивных звезд [28].

в линии к светимости центральной звезды (L_∗ ≈

При этом предполагаемую цикличность вспышек

≈ 10⁶ L_⊙) равно N ≈ 10-6. Необходимо еще учесть

пытались объяснить сталкивающимися звездными

фактор рассеяния энергии, идущей от звезды до

ветрами двойных звезд [29]. Идея двойственности

мазерной глобулы. До нее доходит доля энер-

массивных звезд нам представляется продуктив-

гии (R_гл/R)² ≈ (1.3 × 10¹³/1.3 × 10¹⁶)² ≈ 10-6, где

ной. В работе [30] мы развили эти представления на

R_гл — размер глобулы, R — расстояние от цен-

случай кратных массивных звезд, когда в объекте

тральной звезды до глобулы. Это означает, что цен-

присутствует квазипериодическая составляющая

тральная звезда может обеспечить необходимую

излучения мазера водяного пара. Была высказана

энергию для обеспечения изотропной светимости

идея инициирования первичного энерговыделения

мазерной глобулы. Необходимая для возбуждения

в массивных кратных звездах раннего спектраль-

глобулы энергия составляет величину E ≈ L_∗ · t ≈

ного класса, которая может быть связана с

≈ 6 × 10⁴⁶ эрг, где L∗ — светимость центральной

частичными сбросами части оболочки центральной

звезды, t — длительность вспышки.

звезды под действием достаточно массивного

компаньона в периастре кратной звездной системы.

Например, за время своей эволюции массивная

Естественно предположить, что заметная доля

звезда отдает в окружающее пространство E_∗ ≈

массивных звезд на ранней стали эволюции яв-

≈ 10-2M_∗с² ≈ 0.6 × 10⁵⁴ эрг, то есть на 8 порядков

ляются двойными и кратными системами, обра-

больше. За время эволюции центральной массив-

зовавшимися в процессе эволюции газо-пылевого

ной звезды (примерно миллион лет) может про-

облака. В случае образования тесных массивных

изойти множество сбросов оболочки, если допол-

звездных систем возникает мощное гравитацион-

нительно учесть, что масса сброшенной оболочки

ное взаимодействие между звездами. При этом по-

имеет величину M_об ≈ E/v² ≈ 10³¹ г, что составля-

является возможность инициации источников пер-

ет около 10-4 от массы центральной звезды.

вичного энерговыделения в газово-пылевых обла-

ках посредством частичного сброса оболочки цен-

Зная характерное время между вспышечными

тральной массивной звезды из-за гравитационного

явлениями, можно оценить примерные параметры

воздействия со стороны компаньона в периастре

орбиты компаньона системы в W49N. За вре-

системы. Эпизодические сбросы оболочек звезды в

мя длительных наблюдений источника со времени

принципе могут обеспечить энергетику процесса и

его открытия в объекте зафиксированы единичные

объяснить гигантские вспышки мазерного излуче-

мощные вспышки мазера водяного пара. Полагая

ния, происходящие эпизодически раз в 10-20 лет.

характерное время между вспышками 10 лет, на

Такие выбросы могут быть несимметричными, и

основе законов небесной механики получим раз-

преимущественное направление выброса зависит

мер эллиптической орбиты с полуосью ∼30 а.е.

от ориентации орбиты. Этим можно объяснить тот

для массивной центральной звезды 50 М_⊙ в па-

факт, что в разных системах мы видим преоблада-

ре с менее, но все же массивным объектом. Та-

ние высокоскоростных линий того или иного знака.

ким образом, находясь вблизи перицентра системы

Кроме того, из-за эффекта проекции мы видим как

несколько лет, компаньон массивной центральной

низкоскоростные, так и высокоскоростные линии в

звезды своим гравитационным взаимодействием

объекте.

может инициировать выброс в окружающее про-

В случае W49N супервспышка продолжалась

странство некоторой доли звездной атмосферы.

более года. Учитывая наличие в источнике высо-

Двигаясь со скоростью в сотни км/с, сброшенная

коскоростной детали около 100 км/с, мы имеем

масса работает мощнее любого звездного ветра.

скорость перемещения сброшенной оболочки v ≈

Асимметрия направленности выбросов оболочки

≈ 10⁷ см/с (100 км/с) и расстояние, на которое

создает наблюдаемую асимметрию линий в широ-

переместится оболочка за время активации мазер-

ком спектре, если учесть, что выбросы в W49N

ной глобулы (6 мес.) l ≈ 1.5 × 10¹⁴ см (11 а.е.), что

происходят под углом 35^◦ по направлению к лучу

более чем на порядок превышает размеры мазер-

зрения [33]. Имея в виду, что вблизи перицентра

ных образований. Чтобы мазер находился в акти-

звезды могут находиться несколько лет, данный

механизм активации мазерного излучения нельзя

вированном состоянии, необходимо иметь размеры

сброшенной оболочки, простирающейся на 11 а.е.

исключить из рассмотрения.

Необходимые для наблюдения мазерной линии

В пользу предлагаемой концепции можно при-

энергетические затраты можно оценить следую-

вести наблюдательные данные. В W49N мы ви-

щим образом. Поток от источника на поверхно-

дим спектр мазерных линий в широком диапазоне

сти Земли F_з ≈ 8 × 10⁴ Ян. Зная расстояние от

скоростей (500 км/с). На наш взгляд, наиболее

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

НЕОБЫЧНАЯ ПО МОЩНОСТИ ВСПЫШКА МАЗЕРА

651

приемлемое объяснение этого предложено в ра-

4. Отмечено совпадение формы кривой изме-

ботах [31, 32, 34]. Согласно их представлениям,

нения потока со временем в гигантских вспышках

высокоскоростные и низкоскоростные мазерные

в двух разных источниках — W49N и Orion KL,

детали имеют один и тот же набор скоростей, но

что может подтверждать тезис об идентичности

низкоскоростные детали перемещаются ближе к

процессов, происходящих во время возможных

перпендикулярному направлению по отношению к

вспышек мазеров водяного пара.

лучу зрения из-за эффекта проекции. Это согла-

5. Форма линии указывает, что вспышка про-

суется и с нашими представлениями о вытянутой

изошла в единичном источнике.

оболочке центральной массивной звезды, переме-

6. Более подробно рассмотрен один из возмож-

щающейся в преимущественном направлении под

ных стимуляторов источника первичного энерго-

некоторым углом к лучу зрения. Этот угол из-

выделения в системе и приводящий к вспышке

мерен и составляет 35^◦ [33]. Низкоскоростные и

киломазера и увеличивающий его поток во многие

высокоскоростные детали расширяются из общего

десятки раз. Этот взрывной процесс в центральной

центра [34], что может свидетельствовать в пользу

массивной звезде может быть связан с перманент-

идентичности механизма их возникновения. Можно

ным частичным сбросом ее оболочки.

себе представить и такое продолжение событий.

Для расстояний от звезды до 0.1 пк скорость

мазерных деталей находится в пределах 20 км/с.

ФИНАНСИРОВАНИЕ

Далее она может возрасти до 200 км/с и более [33,

Авторы выражают благодарность Националь-

34]. Подобное ускорение объясняется переходом

ному научному центру Польши, грант

ударной волны в менее плотную окружающую сре-

2016/21/B/ST9/01455. Работа частично поддер-

ду [33]. Если верна гипотеза ускорения мазерных

жана Программой 12 РАН и грантом РФФИ 19-

облаков ударными волнами от сброшенного цен-

52-4014. Частично основано на наблюдениях с

тральной звездой вещества, то оценку размеров

помощью 100-метрового телескопа Эффельсберг

сброшенной оболочки следует пересмотреть в сто-

Института радиоастрономии Общества им. Мак-

рону уменьшения ее толщины. Интерферометри-

са Планка.

ческими наблюдениями также показано, что как

низкоскоростные, так и высокоскоростные детали

показывают большие собственные движения [31,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

34]. Это может свидетельствовать о физической

1. S. H. Knowles, C. H. Mayer, A. C. Cheung,

идентичности мазерных образований (деталей).

D. M. Rank, and C. H. Townes, Science 163, 1055

Таким образом, предлагаемый нами механизм

(1969).

первичного энерговыделения не противоречит

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

представлениям о физической картине образо-

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

ваний гигантских вспышек в мазерных деталях

(1969).

в W49N, ORION KL, G25.65+1.05. Для под-

3. F. Sato, F. Akabane, and F. J. Kerr, Australian J. Phys.

тверждения предлагаемой концепции необходимы

20, 197 (1967).

дальнейшие мониторинги объекта на одиночных

4. C. G. Wynn-Williams, Monthly Not. Roy. Astron.

антеннах и РСДБ исследования в динамическом

Soc. 151, 397 (1971).

режиме.

5. B. Zhang, M. J. Reid, K. M. Menten, et al., Astrophys.

J. 775, 79 (2013).

6. В. С. Стрельницкий, Р. А. Сюняев, Астрон журн. 49,

6. ВЫВОДЫ

704 (1972).

1. Выполнен длительный мониторинг галакти-

7. R. B. Larson, Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 11,

ческого киломазера W49N в линии водяного пара

219 (1973).

(переход 6₁₆-5₂₃, частота линии f = 22.235 ГГц)

8. J. Silk and J. R. Burke, Astrophys. J. 190, 11 (1974).

с использованием радиотелескопа РТ-22 КрАО,

9. W. T. Sullivan, Astrophys. J. Suppl. 25, 393 (1973).

РТ-32 (Торунь), Эффельсберг (РТ-100) и Медичи-

10. J. M. Moran, G. D. Papadopoulos, B. F. Burke,

K. J. Lo, et al., Astrophys. J. 185, 535 (1973).

на (РТ-32).

11. S. N. Knowles, K. J. Johnston, J. M. Morgan,

2. Зафиксирована детальная форма кривой

B. F. Burke, K. Y. Lo, P. R. and G. D. Papadopoulos,

плотности потока излучения во время уникальной

Astron. J. 79, 925 (1974).

гигантской вспышки, продолжавшейся с сентября

12. S. H. Knowles, C. H. Mayer, W. T. Sullivan, and

2017 г. и в течение практически всего 2018 г.

A. C. Cheung, Science 166, 221 (1969).

3. Получены свидетельства того, что во время

13. R. H. Gammon, Astron. and Astrophys. 50,

вспышки киломазер “работал” в ненасыщенном

(1976).

режиме: наблюдалась специфическая зависимость

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

ширины линии от потока.

M. J. Kaufman, Astrophys. J. 497, 105 (1998).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

652

ВОЛЬВАЧ и др.

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

25. J. M. Bologna, K. J. Johnston, S. H. Knowles,

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

S. A. Mango, and R. M. Sloanaker, Astrophys. J. 199,

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

86 (1975).

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

26. R. C. Walker, K. J. Johnston, B. F. Burke, and

17. W. D. Gwinn, B. E. Turner, W. M. Goss,

J. H. Spencer, Astrophys. J. 211, l135 (1977).

G. L. Blackman, Astrophys. J. 179, 789 (1973).

27. R. Gensel, D. Downes, J. M. Morgan, K. J. Johnston,

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

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

et al., Astron. and Astrophys. 66, 13 (1978).

Радиофизика и радиоастрономия 5, 320 (2000).

28. S. Yu. Parfenov and A. M. Sobolev, Monthly Not. Roy.

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

Astron. Soc. 444, 620 (2014).

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

29. K. Inayoshi, K. Sugiyama, and T. Hosokawa,

В. М. Шульга, Изв. КрАО 104, 6, 72 (2009).

Apstrophys. J. 773, 70 (2013).

20. A. Kraus, T. P. Krichbaum, R. Wegner, A. Witzel, et

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

al., Astron. and Astrophys. 401, 161 (2003).

G. C. MacLeod, et al., Astronomy Reports 63, 49

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

(2019).

Letters 17, 105 (1976).

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

31. R. Genzel, D. Downes, M. H. Schneps, M. J. Reid, et

J. 179, 111 (1973).

al., Astrophys. J. 247, 1039 (1981).

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

32. M. Elitzur, D. J. Hollenbach, and C. F. McKee,

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

Astrophys. J. 346, 983 (1989).

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

33. C. R. Gwinn, Astrophys. J. 393, 149 (1992).

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

Astrophys. J. 634, 459 (2005).

34. C. R. Gwinn, Astrophys. J. 429, 241 (1994).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019