Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 12, стр. 1227-1235

1. ВВЕДЕНИЕ

Область W51, первоначально обнаруженная Вестерхаутом (1958) [1], представляет собой одно из самых массивных гигантских молекулярных облаков в Галактике, обладающее очень сложной иерархической структурой. Она разделена на две гигантские области H II: W51 A и W51 B, – которые в свою очередь распадаются на более мелкие источники – компактные (CH II) и сверхкомпактные (UCH II) области ионизованного водорода [2]. Согласно Гауме и др. [3] они обозначаются e1, e2 и т.д. Таким образом, область W51 включает в себя компактные и сверхкомпактные области H II и большое число ИК-источников. Области CH II и UCH II содержат массивные молодые звездные объекты, находящиеся на различных стадиях эволюции. Лим и др. [4] провели исследования 41 такого объекта на 20 и 37 мкм. Согласно их исследованиям почти половина молодых звездных объектов находятся на очень ранней стадии эволюции и не имеют обнаруживаемого радиоизлучения в континууме на сантиметровых волнах.

Одним из самых ярких в области W51 A является источник W51e. В нем находится объект W51 Main, а немного южнее – W51 South. Поскольку компоненты источника W51 Main и South расположены очень близко друг к другу, нередко в литературе встречается название W51 Main/South и анализ проводится для всей этой области. По этой причине мы будем пользоваться таким обозначением при ссылках на соответствующие работы. По измерениям тригонометрического параллакса на частоте 22 ГГц мазера H₂O в направлении W51 Main/South было определено расстояние до комплекса, равное $5.4 \pm 0.3$ кпк [5].

В W51 A имеется биполярный CO поток, связанный с источниками e2E и e2W [6], ориентированный в направлении “северо-восток”–“юго-запад”.

В W51 Main/South обнаружены мазерные источники H₂O, OH, NH₃ и метанола в основном состоянии молекул, а мазеры OH – и в возбужденном состоянии. Также сильный водяной мазер обнаружен в северном источнике. Наиболее интенсивное излучение каждого источника наблюдается в диапазоне лучевых скоростей ~35–75 км/с. Необходимо добавить, что в W51 Main/South находятся два центра с высоким и примерно равным уровнем мазерного излучения H₂O и OH: e2-NW и e8 (W51 South). Наблюдения в основном (1665 и 1667 МГц) и возбужденном (6.035 ГГц) состояниях молекулы OH показали, что плотность вещества в W51 Main выше, чем в W51 South [7]. Мазеры в южной части W51 Main проявляют нитевидную структуру. Предполагается, что мазерные пятна прослеживают магнитное поле.

2. АППАРАТУРА И НАБЛЮДЕНИЯ

Наблюдения (мониторинг) в линии 1.35 см в направлении источника W51 Main проводятся нами на 22-м радиотелескопе в ПРАО с 1981 г. Анализ результатов исследований с 1981 по 1998 г. опубликован в работе Самодурова и Логвиненко [8]. Мы проводим наблюдения в направлении каждого из двух основных мазерных компонентов (Main и North): ${{\alpha }_{{(2000)}}}$ = ${{19}^{{\text{h}}}}{{23}^{{\text{m}}}}{{39.3}^{{\text{s}}}}$, ${{\delta }_{{(2000)}}}$ = = $ + 14^\circ 30'34.3''$ и ${{\alpha }_{{(2000)}}}$ = ${{19}^{{\text{h}}}}{{23}^{{\text{m}}}}{{35.3}^{{\text{s}}}}$, ${{\delta }_{{(2000)}}}$ = = $ + 14^\circ 31'06.3''$ для Main и North соответственно. Угловое расстояние между ними составляет около 1.2′.

Ширина диаграммы направленности нашего радиотелескопа на волне 1.35 см составляет 2.6′. Таким образом, при наведении на один из источников излучение от другого ослаблено почти в 2 раза. Это позволило нам при наблюдениях в обоих направлениях определить принадлежность каждой спектральной детали к соответствующему источнику – Main или North. Поскольку антенна принимает линейно поляризованное излучение, а мазерное излучение H₂O в W51 M может иметь небольшую линейную поляризацию [9], по возможности мы проводили наблюдения при близких позиционных углах антенны. Шумовая температура системы находилась в пределах 190–300 K в зависимости от условий наблюдений. Чувствительность телескопа составляет 25 Ян/K.

Регистрация сигнала осуществлялась 2048-канальным автокорреляционным приемником с разрешением 0.0822 км/с по лучевой скорости. Высокая стабильность гетеродина позволяет определять лучевую скорость сильных линий по их форме вблизи максимума с точностью 20–25 м/с. Интервалы между сеансами наблюдений составляли около одного месяца. Однако, когда происходили сильные вспышки, в пределах одного сеанса (3–4 дня) мы проводили несколько наблюдений.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ

Основная цель работы – поиск сильных вспышек мазерного излучения. Анализ данных нашего мониторинга мы ведем с 2009 г., когда регулярно проводились наблюдения в направлении каждого из двух компонентов.

Спектры мазерного излучения H₂O в направлении W51 Main протяженные. Например, согласно Като и др. [5] излучение простирается от лучевой скорости –55 до 175 км/с. В наших наблюдениях при спектральном разрешении 0.0822 км/с мы регистрировали излучение в интервале лучевых скоростей от –20 до почти 150 км/с.

На рис. 1а приведены ближайшие по времени после измерения тригонометрического параллакса [5] спектры нашего мониторинга в направлении главного (жирная линия) и северного (тонкая линия) источников в области W51. Показаны только центральные части спектров. Видно, что самые интенсивные детали в эпоху декабря 2009 г. принадлежат северному источнику. Только излучение на 58.2 и 99.8 км/с главного источника немного сильнее, чем северного. Таким образом, в эту эпоху северный источник был более активным, причем в широком интервале лучевых скоростей. По этой причине невозможно было выделить эмиссионные детали, идентифицированные с деталями главного и южного центров мазерной активности, наблюдаемые в 2009 г. [5]. Кроме того, наши наблюдения, выполненные в 2009 г. только в направлении W51 Main, показали сильную переменность всего спектра, исключая наблюдаемую в течение всего 2009 г. деталь на лучевой скорости 58.2 км/с.

Рис. 1.

Спектры мазерного излучения H₂O на волне 1.35 см в направлении W51 Main (жирная линия) и W51 North (тонкая линия) для двух эпох, предшествовавших мощной вспышке на лучевой скорости 59 км/с. Для излучения на 58.2 км/с указана плотность потока в максимуме в направлениях W51 Main и W51 North.

На рис. 2 показана переменность самых сильных эмиссионных деталей, потоки которых в максимумах превышали 3000 Ян. Приведены лучевые скорости деталей. На панели (а) вспышечные детали принадлежат северному компоненту, а на панели (б) – главному компоненту.

Рис. 2.

Переменность мазерного излучения H₂O деталей с потоком в максимуме более 2 кЯн в направлении компонентов North (а) и Main (б). Приведены лучевые скорости деталей.

Самая сильная вспышка мазера H₂O в W51 за весь период его наблюдений в нашем мониторинге с 1981 г. началась во второй половине 2021 г. В это время более активным был уже главный источник (рис. 1б и 2).

Мы установили, что самая мощная вспышка происходила в главном источнике с августа 2021 г. по апрель 2022 г. на лучевой скорости 59.0 км/с. Все спектры этого периода нанесены на рис. 3. Весь период был разделен на два интервала. Границей раздела была эпоха, когда произошло небольшое уменьшение излучения (21 октября 2021 г.). Поскольку наблюдения проводились в обоих направлениях, то мы смогли определить принадлежность наиболее сильных спектральных деталей в этот период времени к источникам Main и North. На некоторых лучевых скоростях имеется одинаковый вклад от обоих источников. Для них введено обозначение M = N.

Рис. 3.

Наложения спектров H₂O для двух временны́х интервалов мощной вспышки в W51. Указана принадлежность деталей к компонентам W51 Main (M) и W51 North (N). При равенстве излучения от компонентов введено обозначение M = N.

На рис. 4 показано наложение спектров разных эпох для центральной части, т.е. для вспыхнувшей детали. Напротив максимума каждого спектра указана дата его получения: слева для нарастающего излучения, а справа для уменьшающегося излучения. Плотность потока в максимуме вспышки составила около 66 кЯн. К концу июня излучение этой детали сильно упало – примерно до 400–500 Ян, – что составляет лишь 0.7% относительно максимума. Более точно определить невозможно, поскольку на ${{V}_{{{\text{LSR}}}}} = 59.8$ км/с появилось излучение с плотностью потока на эпоху 26 июня 2022 г. 13 100 Ян. Линия немного асимметричная. Ее ширина по уровню 0.5 составила 0.81 км/с. Это излучение идентифицировано нами с северным источником (см. рис. 2а).

Рис. 4.

Центральные части наложения спектров H₂O в направлении W51 Main. Напротив максимума излучения детали указана дата получения спектра.

Мы провели анализ эволюции переменности плотности потока (рис. 5) и лучевой скорости (рис. 6) основных спектральных деталей, принадлежащих источнику W51 Main. Более крупными символами нанесены данные для главной вспышки на скорости 59.0 км/с. Переменность ${{V}_{{{\text{LSR}}}}}$ деталей аппроксимирована отрезками прямых линий.

Рис. 5.

Переменность плотности потока основных деталей H₂O, идентифицированных с W51 Main в период самой мощной вспышки в области W51. Приведены лучевые скорости деталей.

Рис. 6.

Переменность лучевой скорости основных деталей H₂O в W51 Main. Графики аппроксимированы отрезками прямых линий.

4. ДИСКУССИЯ

4.3. Переменность формы линии

На рис. 7 показана переменность лучевой скорости, ширины и формы линии вспыхнувшей детали на 59 км/с в W51 Main. Под формой линии мы подразумеваем ее асимметрию, которая вычислялась по формуле:

(1)

$A = \frac{{\delta {{V}_{{\text{L}}}} - \delta {{V}_{{\text{R}}}}}}{{\delta {{V}_{{\text{L}}}} + \delta {{V}_{{\text{R}}}}}} = \frac{{\delta {{V}_{{\text{L}}}} - \delta {{V}_{{\text{R}}}}}}{{\delta V}}{\kern 1pt} ,$

где $\delta {{V}_{{\text{L}}}}$ и $\delta {{V}_{{\text{R}}}}$ – ширины левой и правой частей линии по уровню 0.5, отсчитываемые от положения максимума потока, $\delta V$ – полная ширина линии.

Рис. 7.

Переменность основных параметров линии самой мощной вспышки H₂O на 59 км/с в W51 Main (см. текст).

Природа возникновения асимметрии линии рассматривалась во многих работах. Наиболее приемлемой нам представляется модель, предложенная в работе Силантьева и др. [11]. Согласно этой модели мазерная конденсация движется от звезды к наблюдателю в радиальном направлении, нагребая перед собой некоторый слой неинвертированного вещества. Это приводит к увеличению плотности в слое и возникновению градиента лучевой скорости. Причем скорость слоя немного меньше скорости конденсации. При достаточном числе молекул в слое возникает селективное поглощение мазерного излучения – более высокоскоростное крыло линии будет испытывать большее поглощение, чем низкоскоростное. Переменность параметров линии на 59 км/с (см. рис. 7) хорошо вписывается в эту модель.

5. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

За период мониторинга мазерного излучения H₂O на радиотелескопе РТ-22 в период 2009–2022 гг. в направлении источников W51 Main и W51 North обнаружено три мощные вспышки на лучевых скоростях 69.7, 61.6 и 59.0 км/с с плотностью потока в максимумах 23.1, 29.4 и 66.1 кЯн соответственно. Первая и третья из них идентифицированы с главным источником, а вторая с северным.

Наиболее вероятной причиной возникновения таких вспышек может быть наложение на луче зрения двух мазерных конденсаций с близкими лучевыми скоростями. Обсужден механизм возникновения асимметрии линии самой мощной вспышки на лучевой скорости 59 км/с.

Обнаружено большое число вспышек с плотностью потока выше 10 кЯн. Большинство из них идентифицировано с W51 North.

Для каждого из источников W51 (Main и North) наблюдается чередование более высоких периодов активности мазера H₂O с менее высокими.