Астрономический журнал, 2021, T. 98, № 7, стр. 531-549

1. ВВЕДЕНИЕ

Звезды образуются в результате гравитационного коллапса и фрагментации молекулярных облаков [1–3]. Основные сведения о процессах звездообразования изложены, например, в обзорах [4–7] (см. также ссылки в этих работах).

Процесс зарождения звезд малой массы ($M < (1{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 2)\;{{M}_{ \odot }}$) изучен детально. Их много, они расположены в близких окрестностях Солнечной системы, время существования в стадии “до главной последовательности” длительное: для звезд T Tauri от $ \sim {\kern 1pt} (1{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 3) \times {{10}^{6}}$ до $ \sim {\kern 1pt} {{10}^{8}}$ лет [4–10]. В образовании звезд промежуточной массы (IMYSO, $ \sim {\kern 1pt} (2{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 8)\;{{M}_{ \odot }}$) имеются одновременно сходство и различие как с образованием маломассивных звезд, так и массивных [11–13]. Формирование массивных OB-звезд ($ > {\kern 1pt} 8\;{{M}_{ \odot }}$), несмотря на то, что в процессе своего развития они провоцируют зарождение и развитие менее массивных звезд, т.е. играют принципиальную роль в эволюции молекулярных облаков [7, 14–16], изучено хуже по объективным причинам (см. обзор [17]). Oни, как правило, более удаленные, поэтому их исследования необходимо проводить с высоким угловым разрешением, реже встречаются звезды, глубоко погруженные в турбулентные непрозрачные слои родительского облака. Протозвезды большой массы быстро проходят стадию “до главной последовательности” (PMS), за $ < {\kern 1pt} {{10}^{4}}$ лет [18], иногда даже без оптической фазы, и попадают на начальную часть главной последовательности нулевого возраста (ZAMS), будучи еще погруженными в пыль и находясь в стадии аккреции [19]. Зачастую наличие процесса формирования массивной звезды в молекулярном облаке можно заметить только благодаря наличию такого крупномасштабного явления, как биполярное истечение вещества, которое наблюдается в линиях различных молекул при сбросе излишков материи, падающей на протозвездный аккрецирующий диск [20].

Особую роль в идентификации наличия протозвезд любой массы в области звездообразования играет еще один признак, а именно, молекулярное мазерное излучение и вкрапления в облако скоплений мазерных конденсаций. Космические мазеры формируются в наиболее плотных гигантских структурах облаков, в которых газ находится в молекулярном состоянии. Мазерное излучение на молекулах представляет собой одно из самых распространенных явлений в межзвездной среде. Мазеры встречаются как на ранних стадиях развития молекулярных облаков, в которых при хаотическом сжатии образуются первичные сгустки (cores) и скопления материи (clumps) [21–23] (см. также ссылки в этих работах), так и в процессе формирования более структурированных областей зарождения протозвезд и, впоследствии, в атмосферах вокруг молодых звезд и непосредственно в оболочках самих звезд разных спектральных классов. В настоящее время существуют достаточно надежно обоснованные варианты построения соответствия эволюционной шкалы развития облаcтей звездообразования и оценок времени жизни мазеров (см., напр., [24–26]).

Наиболее распространенные мазеры наблюдаются в линиях молекул воды Н₂О, гидроксила ОН и метанола СН₃ОН. Мазеры на молекулах воды самые мощные, $ \sim {\kern 1pt} {{10}^{{27}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{10}^{{33}}}$ эрг/с, для сравнения: мазеры ОН (на частотах 1665 и 1667 МГц) показывают мощность $ \sim {\kern 1pt} {{10}^{{27}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{10}^{{30}}}$ эрг/с, СН₃ОН – ~10²⁷ эрг/с [27]. H₂O-мазеры встречаются на всех стадиях эволюции областей звездообразования и, как правило, имеют наибольшее число пространственных компонентов (мазерных пятен) в любой исследуемой области и наибольшее число деталей в наблюдаемых спектрах. Кроме того, они имеют очень маленький размер, могут быть $ \sim {\kern 1pt} 1$ а.е. [28]. Для сравнения: размер пространственных компонентов мазеров OH и метанольных мазеров II класса может быть около 3 а.е. [29], отдельных пятен метанольных мазеров I класса – от 500 до 1000 а.е. [30].

Мазеры формируются под воздействием различных механизмов возбуждения уровней молекул. Например, накачка мазеров Н₂О – столкновительная [31], осуществляется в конденсациях с повышенной плотностью вещества при столкновениях с молекулами и атомами окружающей среды, а также в атмосферах звезд. Накачка мазеров ОН в главных линиях – радиативная под воздействием инфракрасного потока от протозвезд (см., напр., [32–34], а также обсуждения и ссылки в этих работах). Накачка мазеров метанола в среде, окружающей протозвезду, радиативно-столкновительная (метанольные мазеры II-го класса), в областях более удаленных от протозвезд – чисто столкновительная (метанольные мазеры I-го класса [35, 36].

Ширина наблюдаемых спектральных линий и переменность их интенсивности, а также размер области, в которой формируется и излучает мазер, размеры его пространственных составляющих являются прямым указанием на то, с каким типом объекта и окружающей его среды или с каким размером и типом уже существующей или будущей протозвезды связана исследуемая мазерная область. По этой причине мазерные источники являются, в частности, одними из основных объектов, для которых осуществляется длительный систематический мониторинг на одиночных телескопах (напр., [37, 38]), и пространственная структура которых интенсивно исследуется на интерферометрических системах – от самых первых (напр., [39]) до самых современных (напр., [40]).

Важной особенностью мазеров Н₂О, кроме их яркости, является то, что они высвечиваются в наиболее приемлемом для наблюдений с Земли диапазоне сантиметровых длин волн, которому не мешает земная атмосфера. Тем не менее предпочтительнее проводить такие наблюдения в высокогорных районах, но особым преимуществом обладают исследования с космическими аппаратами. Такие наблюдения обеспечивают высокое угловое разрешение и выявляют структуры, позволяющие установить размеры коллапсирующих протообразований, соответствующие именно размерам протозвезд. Улучшение возможностей интерферометров достигается увеличением расстояния между элементами интерферометра, что напрямую связано с их разрешающей способностью. Наилучшие результаты возможны при сочетании хорошо разнесенной по широте и долготе наземной сети телескопов с телескопом, находящимся на космической орбите.

В данной работе представлено исследование области звездообразования NGC 2071. Это темная диффузная отражательная туманность, которая имеет сложную структуру: в ней содержится множество разнообразных по степени эволюции сгустков межзвездной среды [41, 42] и наблюдается множество “молекулярных ядер”, аккреционных дисков и биполярных истечений. Наличие последних свидетельствует о том, что протозвезды в этой области (возможно, не одна) находятся на ранней стадии эволюции, подвержены периодически повторяющейся аккреции межзвездного вещества и сброса его излишков в процессе формирования околозвездного диска.

В северной части NGC 2071 были найдены скопление инфракрасных источников и три компактных источника радиоизлучения в континууме, каждый из которых пространственно ассоциируется с одним из трех источников инфракрасного излучения – IRS 1, 2 и 3 (см. [43] и ссылки в этой работе). Излучение мазера воды на частоте 22 ГГц и в континууме на длине волны 1.3 см хорошо изучено в NGC 2071 IRS 1 (наиболее сильный источник как в инфракрасном, так и в коротковолновом радиодиапазоне) и в NGC 2071 IRS 3. В обоих источниках на VLA наблюдается выброс вещества (радиоджет) [44, 45], на VLBA – крупномасштабный биполярный поток [46]. Кроме того, в обоих источниках как в наблюдениях на VLA [44, 45, 47], так и в наблюдениях на VLBA [46], прослеживается компактный протозвездный диск.

Область звездообразования NGC 2071 расположена в созвездии Ориона близко к Солнечной системе на расстоянии 390 пк [48], т.е. в этой области возможно успешное детализированное исследование тонкой пространственной структуры ее составляющих. По этой причине она считается одним из наиболее приоритетных объектов исследования межзвездных мазеров.

Основная цель данной работы – обнаружение со сверхвысоким угловым разрешением ультракомпактных структур в NGC 2071.

2. НАБЛЮДЕНИЯ

Сеанс наблюдений космических мазеров в туманности NGC 2071 длительностью 70 мин проводился 11 января 2014 г. с 17:00 до 18:00 UTС в рамках международной миссии¹¹ “Радиоастрон” на наземно-космическом радиоинтерферометре [49]. Условный код эксперимента – raks07ar.

Орбитальная космическая обсерватория “Радиоастрон” была запущена 18 июля 2011 г. с космодрома Байконур (Республика Казахстан) для изучения астрономических объектов различных типов с беспрецедентно высоким угловым разрешением (см. [49]). Обсерватория работала в четырех диапазонах, от метровых до сантиметровых длин волн: $P$ – 92 см, $L$ – 18 см, $C$ – 6.2 см, $K$ – 1.3 см (информация с веб-сайта миссии “Радиоастрон”) и в сочетании с наземными телескопами позволяла проводить измерения с предельно высоким угловым разрешением до 7 мкс дуги [50]. В январе 2019 г. обсерватория завершила свою работу²².

10-метровый космический телескоп (Space Radio Telescope, SRT) был установлен на платформе “Навигатор”, разработанной в НПО им. Лавочкина³³. В наблюдениях NGC 2071 использовалась наземная сеть с участием 64-м радиотелескопа в Калязине (Kl), Московская область, Россия (ОКБ МЭИ), 32-м радиотелескопа (Tr) в г. Торунь (Торуньский Центр Астрономии университета им. Николая Коперника, Польша) и 32-м радиотелескопа (Mc) в г. Медичина, радиоастрономическая обсерватория Национального института астрофизики INAF (Италия). В табл. 1 приведены значения проекций баз и угловых разрешений для наземно-космического интерферометра.

Расстояние между Землей и точкой орбиты, в которой находился спутник, на момент наблюдений составляло величину от 15.5 диаметров Земли (ED) (или 197 760.5 км) до 20.1 диаметров Земли (или 255 499.4 км).

В качестве координат источника были приняты координаты одной из самых молодых областей звездообразования в этой туманности NGC 2071 IRS 1 RA(2000) = ${{05}^{{\text{h}}}}{{47}^{{\text{m}}}}04_{.}^{{\text{s}}}758$, DEC(2000) = = $00^\circ 21\prime 42^{{\prime \prime}}_{.}700$. Наблюдения проводились в диапазоне $K$ с центральной частотой 22.22800 ГГц. Данные и в левой, и правой поляризации записывались в полной полосе 32 МГц. Для обработки использовалась только верхняя боковая полоса 16 МГц ($ \sim {\kern 1pt} 215$ км/с), в которую попадает исследуемая линия на частоте мазера.

В непрерывном спектре наблюдения проводились только в начале сессии (первые 10 мин) для квазара TXS0536+145 (RA(J2000) = ${{5}^{{\text{h}}}}{{39}^{{\text{m}}}}42_{.}^{{\text{s}}}366$, DEC(J2000) = $14^\circ 33\prime 45^{{\prime \prime}}_{.}562$, Texas Survey [51]), который находится на расстоянии 14° по склонению от точки наведения на исследуемый источник. Этот яркий квазар был выбран в качестве “fringe finder/clock offset” калибратора с целью коррекции задержек между телескопами, в соответствии с рекомендациями по планированию интерферометрических наблюдений⁴⁴. Одновременно с мазером квазар не наблюдался. Синтезированная диаграмма направленности наземного интерферометра (synthesized beam или convolved size), в среднем (для позиционного угла $ \sim {\kern 1pt} - {\kern 1pt} 23^\circ $), составляла $0.006^{{\prime \prime}}\; \times 0.0006^{{\prime \prime}}$. Покрытие uv-плоскости, реализованное в данном сеансе, представлено на рис. 1.

До сегодняшнего момента на интерферометрах для записи и воспроизведения данных астрономических наблюдений используются специализированные цифровые магнитофоны (СЦМ), записывающие информацию на магнитные ленты. СЦМ имеют большую емкость и скорость ввода, однако их минусами можно считать дороговизну и сложность в исполнении. Однако имеется возможность производить запись измерений в научных наблюдениях на массив жестких дисков при помощи высокоскоростной шины. Основным преимуществом этой технологии является использование серийных комплектующих, что снижает стоимость, сохраняя надежность изделия при сохранении таких основных характеристик, как скорость записи и объем.

Данные с космического телескопа передавались на наземную станцию слежения (г. Пущино, Московская область, РФ) в реальном времени и записывались при помощи декодера РДР (Регистратор данных “Радиоастрон”)⁵⁵. Синхронизация записи на РДР осуществлялась короткими импульсами с периодом 1 с на основе опорного сигнала частотой 5 МГц от водородного стандарта наземной станции слежения в начале каждой записи. На наибольшей скорости максимальная продолжительность записи для сеанса наблюдений в реальном времени составляет от 6 до 9 ч. Управление регистратором осуществляется либо непосредственно, либо по каналу Ethernet с удаленным доступом. Регистратор в составе наземной станции комплектуется специальным программным обеспечением для управления.

3. ОБРАБОТКА ДАННЫХ НАБЛЮДЕНИЙ И ПРЕДСТАВЛЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Главная задача для любого интерферометра – получение координат и размеров компонентов исследуемого источника.

У данного эксперимента, проведенного для исследования структуры источника NGC 2071 IRS 1, имеется несомненное достоинство, а именно, использование 3 наземных телескопов, взаимное расположение которых создает одну короткую и две длинных базы, что позволяет даже при простом визуальным сравнении спектров оценить изменение потока и размеров исследуемых компонентов при изменении размера диаграммы направленности.

Размер проекции длинной базы Mс–Kl составляет $ \sim {\kern 1pt} 0.16$ ED (при расстоянии между телескопами $ \sim {\kern 1pt} 1920$ км) и обеспечивает пространственное разрешение $ \sim {\kern 1pt} 1.2$ mas, что сравнимо с разрешением на VLBA или на EVN.

Улучшение пространственной разрешающей способности интерферометров напрямую связано с увеличением расстояния между его элементами. На близких антеннах диаграмма шире (ближе к диаграмме одиночного радиотелескопа), с подсоединением далекой антенны она сужается, т.е. увеличивается разрешающая способность, но чувствительность на длинных базах падает.

В конфигурации интерферометра с двумя относительно близкими антеннами (Mc–Tr) и одной очень далекой (Mc–Kl или Tr–Kl) даже простое визуальное сравнение калиброванных по амплитуде кросс-корреляционных спектров на малой и больших базах позволяет провести анализ изменения потоков и ширины линий в спектральных деталях и сделать предварительный вывод о возможных размерах соответствующих пространственных компонентов. Сохранение величины потока в какой-либо спектральной детали на длинной базе, например, Мс–Kl по сравнению с потоком на короткой базе Mc–Tr означает, что угловой размер соответствующей пространственной детали, по крайней мере, сравним с диаграммой самой большой базы используемого интерферометра, т.е. источник является точечным в рамках данного эксперимента. В нашем эксперименте такой вывод можно сделать, например, в отношении детали № 4 (см. рис. 10).

В то же время следует отметить основные технические трудности данного эксперимента. Во-первых, короткий отрезок времени 70 мин, в течение которого проводился эксперимент, не позволил получить достаточное заполнение uv-плоскости. Во-вторых, по причине небольшого различия в расположении наземных телескопов по географической широте реализовалось слабое разрешение по склонению, что существенно снижает точность полученных координат. Кроме того, не наблюдались калибровочные источники. Обычно для такой цели используются квазары, но в данном случае, как указывалось выше, наблюдения квазара были выполнены только в начале сеанса до наблюдений мазера и только с целью получения задержек в первичной корреляционной обработке данных и корректировки формы полосы регистрации сигнала.

Проблема связана, в частности, с условиями работы космического радиотелескопа, установленного на спутнике. Переустановка телескопа при повороте и наведении на координаты различных источников занимает много времени, зачастую более получаса, в то время как собственно время наблюдения источника в экспериментах этого проекта иногда не превышает 50–60 мин. Из-за этого практически не остается времени на отведение телескопа на фазовый калибратор, который, вообще говоря, должен наблюдаться 1–4 мин через каждые 8–10 мин наблюдений целевого источника. Такие переустановки для SRT практически невозможны, не говоря уже о том, что отведение телескопа с целевого источника значительно уменьшает площадь покрытия uv-плоскости.

Подобные условия имеют важное значение при обработке полученных материалов и сказываются на их качестве. Поэтому для обработки данных наземно-космических наблюдений пришлось использовать дополнительные экспресс-программы, позволяющие учесть и в дальнейшем компенсировать отсутствие наблюдений калибраторов – как амплитудных, так и фазовых, как продемонстрировано в предыдущих параграфах. При этом следует отметить, что отсутствие калибраторов компенсируется наличием прикрепленных к файлам калибровочных таблиц, созданных штатно в обсерваториях, и использованием стандартного метода анализа частоты интерференционных лепестков для определения фаз опорной детали и ее самокалибровки (AIPS, задача FRING) с последующим применением полученных при этом результатов для определения различия в фазах сигналов остальных спектральных деталей и их пространственных координат.

Анализ кросс-корреляционных спектров в полной калибровке по амплитуде и фазе позволяет получить следующие результаты.

Картографировать удалось 13 спектральных деталей, часть спектральных деталей № 6, 7 и 8 (см. рис. 7) оказались по размеру больше диаграммы направленности и разрешились при картографировании. Наблюдаемый максимальный кроcc-корреляционный поток в этих спектральных деталях составляет 29.1 Ян, минимальный 4.4 Ян (см. табл. 2). Во всех случаях плотность потока в максимуме линии (Peak, Jy) и пространственный интеграл потока в размерах пятна (Flux, Jy/beam) совпадают, т.е. размеры пространственных компонентов с учетом незначительных различий в позиционных углах одинаковы и равны диаграмме направленности (или меньше). Это означает, что все пространственные детали в рамках данного эксперимента представляют собой точечные источники.

Совокупный анализ результатов, полученных на наземных и наземно-космических базах, можно проиллюстрировать, если построить зависимость функции видности от величины проекции базы. В результате выполнения всех необходимых задач AIPS были получены калиброванные по амплитуде автокорреляционные спектры мазера Н₂О с одинаковым максимальным потоком ~200 Ян для каждого наземного телескопа (см. рис. 4).

В табл. 3 приведены значения проекций баз и значения амплитуды функции видности для спектральной детали № 5_1 на скорости 14.3 км/с для сканов с интервалом в 15 мин, полученные в анализе кросс-корреляционных спектров для наземно-космических баз (с применением программы PIMA) и наземных баз. Соответствующие кросс-корреляционные потоки приведены к величине потока 200 Ян на нулевой базе в наземных наблюдениях по данным обработки в пакете AIPS. Такой подход позволяет провести анализ для всех полученных данных в совокупности.

На рис. 11 приведена зависимость функции видности $V$ от величины базы $x$, которая наилучшим образом аппроксимируется совокупностью двух Гауссиан.

Эта аппроксимация может соответствовать двум пространственным физическим составляющим – протяженной и компактной. В простом предположении о сферически симметричной структуре мазерных компонентов с Гауссовым распределением яркости зависимость функции видности $V$ от величины базы $x$ можно представить следующим выражением:

где $V(x)$ – амплитуда функции видности в Ян, $x$ – величина проекции базы, выраженная в миллионах длин волн, коэффициенты ${{a}_{1}}$ и ${{a}_{2}}$ определяют вклад пространственных составляющих в амплитуду, параметры ${{b}_{1}}$ и ${{b}_{2}}$ характеризуют ширину Гауссиан, входящих в функцию $V(x)$.

Обозначим полуширину Гауссианы как $W$, тогда из этой формулы следует, что при некотором значении $x$ (проекции базы) наблюдаемый поток уменьшается в 2 раза, до уровня полуширины функции $V$, т.е. при $W = \sqrt {bln2} $.

В результате аппроксимации измерений $V(x)$, представленных на рис. 11, были получены следующие значения коэффициентов: ${{a}_{1}} = 169$, ${{a}_{2}} = 30$, ${{b}_{1}} = 3600 \pm 400$, ${{b}_{2}} = (1.53 \pm 0.9) \times {{10}^{7}}$, согласно которым вклад протяженной составляющей в общее излучение обеспечивает 85% (169 Ян) потока, а на долю компактного компонента остается 15% (30 Ян).

Полуширина Гауссиан $W$ в функции $V(x)$ равна $5 \times {{10}^{7}}$ и $3.3 \times {{10}^{9}}$ длин волн для протяженной и компактной составляющей соответственно. Обратные величины дают для характерных размеров этих компонентов значения $\theta = $ 2 × 10^–8 и $\theta = $ 3 × × 10^–10 радиан, или в угловой мере 4 и 0.06 mas.

В линейной мере на расстоянии 390 пк протяженная составляющая имеет размер 1.56 а.е. (4 mas), т.е. примерно размер орбиты Земли, размер компактной составляющей – 0.023 a.e. (0.06 mas), что в 2 раза больше размера Солнца. Неопределенность этих оценок составляет 10% для протяженной составляющей и почти 50% для компактной, что связано с наличием в данных наблюдениях наземно-космической базы только одного размера. Таким образом, эксперимент, поставленный на наземно-космическом интерферометре “Радиоастрон”, выявил только одну деталь, размер которой указывает на то, что мы имеем дело с очень малым небесным телом. Следует отметить, что структура источника излучения может быть более сложной, и для ее исследования нужны измерения на промежуточных базах, которые в нашем эксперименте отсутствуют.

По оценкам размеров 13 компонентов, полученных при обработке данных в AIPS и представленных в табл. 2, их значения примерно одинаковы, соответствуют форме и размеру диаграммы интерферометра, т.е. равны или меньше по склонению и прямому восхождению $6 \times 0.6$ mas (большая и малая ось эллипса соответственно), или $ \sim {\kern 1pt} 2 \times 0.2$ a.e. на расстоянии 390 пк. Полный размер карты всех компонентов на рис. 7 составляет примерно $ \sim {\kern 1pt} 100 \times 100$ mas, или $ \sim {\kern 1pt} 40 \times 40$ a.e. Эта карта совмещена с картой, полученной на VLBA в 1996 г. [46] (см. IMAGE2¹¹¹¹). Точность положения центра карт в работе [46] составляет 50 mas по обеим координатам.

NGC 2071 считается областью образования звезд промежуточной и малой массы [47, 45 ]. При этом следует иметь в виду, что, как отмечается в обзоре мазеров на молекулах воды и метанола [60], в окрестностях маломассивных звезд мазеры H₂O наблюдаются редко.

Кроме того, в отношении области NGC 2071, учитывая наличие мазеров Н₂О, cтоит обратить внимание на другую точку зрения, представленную в работах [62, 61 ], в которых высказано и обсуждается предположение о том, что две туманности NGC 2071 и NGC 2068 являются гигантскими областями образования массивных звезд. В северо-западной части NGC 2071 формируется обширный молекулярный поток, наблюдаемый в линиях молекулы СО, триггером которого, по мнению авторов этих работ, могут быть именно массивные звезды. Зафиксированный нами небольшой объект находится в центре этого потока и, при этом, в центре интервала скоростей 5–15 км/с, который является также центром скоростей этого гигантского молекулярного потока, наблюдаемого в линии $^{{13}}{\text{СО}}$ $(J = 2{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 1)$ (см. IMAGE3¹²¹², заимствовано из работы [61]). Механизм формирования и складывающейся в конечном итоге картины этих двух туманностей и входящих в их состав областей звездообразования описывается в рамках модели столкновения молекулярных облаков Cloud-Cloud Collision (ССС). Отметим, что явление ССС обсуждалось как причина мощной вспышки в мазерном источнике Orion-KL ($3.5 \times {{10}^{6}}$ Ян [63]).

Как указывалось выше, мазер H₂O в области NGC 2071 переменный [38, 64], и хотя в нем не была зафиксирована столь мощная вспышечная активность, как в Orion-KL, очевидно, что в рамках высказанных выше предположений эта область заслуживает внимания и тщательного мониторинга. Возможно, центральную часть гигантского молекулярного потока следует поставить в один ряд с теми областями, в которых можно ожидать сильную вспышку в мазерных объектах и абсолютно новую картину образования и расположения мазерных пятен.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1. Выполнена обработка данных наблюдений мазера Н₂О на частоте 22.2280 ГГц в темной отражательной туманности NGC 2071 в направлении области звездообразования IRS 1, полученных в рамках работы наземно-космического международного интерферометра “Радиоастрон”. 70-мин сессия проводилась на 10-м космическом радиотелескопе (SRT-10) и на наземной сети в составе трех радиотелескопов: РТ-32 (Медичина, Италия), РТ-32 (Торунь, Польша) и РТ-64 (Калязин, РФ) 11.01.2014 в период от 17:00 до 18:00 UTC на координатах наведения RA(2000) = ${{05}^{{\text{h}}}}{{47}^{{\text{m}}}}04_{.}^{{\text{s}}}758$, DEC(2000) = $00^\circ 21\prime 42^{{\prime \prime}}_{.}700$.

2. Угловое разрешение в наблюдениях на наземно-космических базах составляло 0.07 mas при максимальных проекциях баз 3.1 ED ($ \sim {\kern 1pt} 40\,000$ км). Синтезированная диаграмма наземной части интерферометра составляла $0.006^{{\prime \prime}} \times 0.0006^{{\prime \prime}}$ (P.A. = $ - 23^\circ $).

3. Первичная обработка данных проводилась на FX-корреляторе АКЦ ФИАН в полосе 16 МГц ($ \sim {\kern 1pt} 215$ км/с). Использовались 2048 каналов, что обеспечило спектральное разрешение 7.81 кГц (т.е. 0.11 км/с).

4. Получены автокорреляционные и кросс-корреляционные спектры. Все данные обработаны стандартными задачами пакета AIPS. Амплитудная калибровка выполнялась задачей ANTAB, фазовая – только задачей FRING относительно спектральной детали, одной из наиболее сильных и наиболее удаленных от центральной части спектра.

5. В автокорреляционном спектре в спектральной детали на скорости ${{V}_{{{\text{LSR}}}}} = 20.5$ км/с зафиксирован сильный поток $ \sim {\kern 1pt} 100$ Ян. В более ранних наблюдениях такой сильный поток не наблюдался [64].

6. Получена карта мазерных пятен, на которой по результатам обработки в пакете программ AIPS присутствуют 13 пространственных компонентов, в совокупности имеющих конфигурацию, вытянутую в направлении “север-юг”. Размер области, занимаемый этими компонентами, составляет $ \sim {\kern 1pt} 100 \times 100$ mas, или $ \sim {\kern 1pt} 40 \times 40$ а.е. при расстоянии до туманности 390 пк, т.е. это примерно размер Солнечной системы. Плотность коррелированного потока ${{F}_{\nu }}$ варьируется от $ \sim {\kern 1pt} 4$ до $ \sim {\kern 1pt} 29$ Ян и для всех компонентов совпадает с величиной ${{F}_{\nu }}$/beam, т.е. все компоненты точечные в пределах диаграммы. Интервал скоростей пространственных компонентов, для которых получены изображения, составляет (4.7–20.5) км/с при ширине спектральных деталей по половине мощности интенсивности 0.2–0.6 км/с.

7. Зафиксирован один пространственный компонент, имеющий лучевую скорость 14.3 км/с, для которого со сверхвысоким угловым разрешением на наземно-космических базах SRT–Tr и SRT–Mc ($ \sim {\kern 1pt} 3$ диаметра Земли) наблюдается корреляция на уровне надежности 6σ, обнаруженная с использованием поканального экспресс-анализа, выполненного в программе PIMA.

8. С использованием значений потоков на наземно-космических и наземных базах для этого компонента построена зависимость величины потока от величины проекции базы, которая наилучшим образом аппроксимируется двумя составляющими Гауссовой формы в предположении сферически симметричной структуры пространственных компонентов.

9. На основании анализа функции видности для этого компонента показано, что эти две составные части могут интерпретироваться как протяженная и компактная составляющие. Получены оценки их размеров в угловой мере 4 и 0.06 mas соответственно. В линейной мере на расстоянии 390 пк протяженная составляющая имеет размер 1.56 а.е., т.е. примерно размер орбиты Земли, размер компактной составляющей – 0.023 a.e., всего в 2 раза превышает размер Солнца. Неопределенность этих оценок составляет 10% для протяженной составляющей и почти 50% для компактной составляющей, что связано с отсутствием промежуточных наземно-космических баз.

Проект “Радиоастрон” осуществляется Астрокосмическим центром Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук и Научно-производственным объединением им. С.А. Лавочкина по контракту с Госкорпорацией “РОСКОСМОС” совместно с многими научно-техническими организациями в России и других странах.

В работе были использованы наблюдения на радиотелескопе в г. Медичина, радиоастрономическая обсерватория Национального института астрофизики INAF (Италия).

Эта работа частично основана на наблюдениях, выполненных с помощью 32-метрового радиотелескопа (Tr) в г. Торунь (Торуньский Центр Астрономии университета им. Николая Коперника, Польша) при поддержке гранта Польского Министерства науки и высшего образования.

БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы благодарят штат сотрудников Калязинского радиотелескопа (ОКБ МЭИ, Москва, РФ) за высокое качество проведенных наблюдений.

Благодарим А.В. Алакоза (АКЦ ФИАН) и О.С. Баяндину (JIVE) за полезные обсуждения и советы по обработке научных данных, полученных в проекте “Радиоастрон”.