Астрономический журнал, 2023, T. 100, № 12, стр. 1210-1216

1. ВВЕДЕНИЕ

Межзвездная среда Галактики – естественный резервуар разнообразных физических явлений, сопровождающих образование и эволюцию внедренных в нее астрономических объектов, наиболее фундаментальными из которых являются межзвездные облака – скопления пыли и газа нерегулярной формы. До некоторого времени внимание преимущественно уделялось так называемым гигантским облакам GMC (giant molecular cloud), в которых формируются области звездообразования и зарождаются звезды. Интересы стали изменяться по мере развития технических возможностей и расширения диапазона приемной аппаратуры – от низких частот к более высоким.

Были проведены обзоры плоскости Галактики в рамках работы космических телескопов 1) SPIRIT III – в среднем инфракрасном диапазоне (8.3–21.3 мкм), эксперимент MSX (Midcourse Space Experiment) (Милл и др. [1], Саймон и др. [2]); 2) Spitzer – с инструментами а) камера IRAC (Infrared Array Camera), диапазон (3.6, 4.5, 5.8, 8 мкм), обзор GLIMPSE (The Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire); б) фотометр MIPS, обзор MIPSGAL (Multiband Imaging Photometer for Spitzer), диапазон (24, 70, 160 мкм). Подробнее см. “A catalogue of Spitzer dark clouds” (Перетто и др. [3] и ссылки в этой работе).

Эти обзоры выявили многочисленные области понижения яркости фона Галактики (см., например, Баттерсби и др. [4] и ссылки в этой работе). По мере накопления наблюдательных данных выяснилось, что в таких темных в инфракрасном диапазоне облаках (Infrared Dark Clouds) происходит звездообразование, которое сопровождается типичными для подобных процессов явлениями. Предположительно, в стадии до возникновения протозвезд начинается постепенная фрагментация массы облака IRDC в так называемые сгустки (сlump; этот термин впервые был использован в обзорном докладе [5] по отношению к структуре GMC) и внутренние “дозвездные” ядра (cores; более поздний термин, возникший в процессе исследования структуры IRDC). Известно, в частности, что по мере роста массы ядра (аккреционный процесс) в таком “дозвездном” объекте периодически возникает сброс излишков вещества, который выражается в резком росте интенсивности ряда молекулярных линий – в том числе, паров воды и метанола – в окружающей среде (см. например, МакКарти и др. [6] и ссылки в этой работе).

Исследование эволюционных процессов – одно из самых популярных направлений современной радиоастрономии. Но, например, такое явление, как аккреция – важнейший элемент в этих процессах – редко удается зафиксировать наблюдениями, в которых не предполагается длительный мониторинг.

Наиболее впечатляющий результат именно длительного мониторинга был получен в наблюдениях на РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории (ПРАО) ФИАН: в марте 2016 г. было установлено наличие мощной вспышки мазера Н₂О в области звездообразования G25.65+1.05 (далее G25.65) до 46 000 Ян (Лехт и др. [7]), а в августе 2017 г. поток в этом источнике достиг значений 60 000 Ян (наблюдения на РТ-22 в Крымской астрофизической обсерватории и одновременно на РТ-26 Радиоастрономической обсерватории в Хартбишоке (Южно-Африканская Республика) (Вольвач и др. [8]).

На основании анализа результатов наблюдений источника G25.65, представленных группой ученых из АКЦ ФИАН на очередном симпозиуме Международного астрономического союза в 2017 г. (Шахворостова и др. [9]), было организовано международное радиоастрономическое сообщество m2o (Maser Monitoring Organization), которое на сегодня насчитывает около 100 участников. К настоящему времени по инициативе m2o выполнено множество непрерывных наблюдений с целью мониторинга областей образования звезд, в которых можно ожидать возникновения активности аккреционного процесса в формирующейся массивной протозвезде. Несмотря на уникальность появления подобных вспышек, с 2019 г. удалось зафиксировать и изучить около 20 подобных событий, в том числе, на РТ-22 Пущинской радиоастрономической Обсерватории и на РТ-22 Крымской астрофизической обсерватории (Симеиз), см., например, Вольвач и др. [10], Ашимбаева и др. [11], Вольвач и др. [12].

Темное в инфракрасном диапазоне облако (туманность) G24.33+0.11 (другие обозначения MSXDCG024.33+0.11 или G24.33+0.14, далее G24.33) относится именно к такому типу объектов. В данной работе мы представляем наблюдения этого источника в линии молекулы водяного пара Н₂О, в спектре которого удалось зафиксировать необычный всплеск.

2. НАБЛЮДЕНИЯ

Наблюдения источника G24.33 на 13.5 мм были выполнены на 22-м радиотелескопе Пущинской радиоастрономической обсерватории на частоте 22.235 ГГц 5 июля и 28 ноября 2022 г. на координатах наведения RA(J2000)_^h35^m07.90, Dec(J2000) = –7°35$\prime $04.00 и при принятом значении величины лучевой скорости в местной системе покоя ${{V}_{{{\text{LSR}}}}} = 113.84$ км/c.

Ширина диаграммы направленности телескопа составляла 2$.\prime $6, эффективная площадь была принята равной 110 м². Вариант приемника, который использовался в июльских наблюдениях, имел шумовую температуру 250–400 К, в ноябрьских наблюдениях использовался новый приемник, который имел шумовую температуру 110–180 К. Шумовая температура системы контролировалась в ходе наблюдений. При накоплении сигнала применялась диаграммная модуляция с угловым расстоянием между лучами диаграммы 23$\prime $. Для получения спектров использовался 2048-канальный автокорреляционный спектрометр, который обеспечивал частотное разрешение 6.1 кГц, что соответствует разрешению по скорости 0.0823 км/с. Общее описание приемной системы было приведено ранее в публикации Берулиса и др. [13].

3. АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ

Результаты наблюдений мазера Н₂О на РТ-22 в ПРАО представлены в табл. 1. Для двух сессий наблюдений в этой таблице приводится скорость на луче зрения для каждой зафиксированной детали, ширина линии по половине мощности интенсивности, поток в пике линии, среднеквадратическое значение шума вне линии (RМS), и в последнем столбце – время накопления сигнала в часах. В скобках приведены в единицах последнего знака формальные ошибки параметров, которые определены при аппроксимации по методу наименьших квадратов.

На рис. 1 представлены соответствующие спектры Н₂О за период первой и второй сессии. Из анализа спектров можно заключить следующее. В первую сессию были обнаружены 4 компонента линии (см. табл. 1), самый яркий из которых с потоком 23.3 Ян на скорости 39.75 км/с во вторую сессию не проявился. Слабый компонент на скорости ~43 км/c стал немного ярче и уже. Компонент на $ \sim $111 км/c в пределах ошибок повторился примерно с тем же потоком и шириной. Вторая по яркости узкая деталь на скорости 124.7 км/c во вторую сессию не повторилась. Во вторую сессию спектр изменился значительно. Появились две хорошо выраженные группы, которые в первой сессии как группы выделялись слабо. В первой группе (на скорости $ < {\kern 1pt} 50$ км/c) появилось больше узких деталей (ширина каждой детали не более 1 км/c) примерно одинаковой, хотя и не очень высокой ($ < {\kern 1pt} 10$ Ян) интенсивности. При этом во второй группе четко обозначились четыре близких по скорости на луче зрения линии (средняя скорость группы ~104 км/с), одна из которых на лучевой скорости 103.15(1) км/c имеет величину потока 45.9(6) Ян.

Рис. 1.

Спектры мазера Н₂О в источнике G024.33, полученные на РТ-22 в ПРАО в 2022 году.

Новая деталь, зафиксированная на скорости 103.15 км/c (в таблице параметры этой линии выделены рельефным шрифтом), ранее не наблюдалась (см. набор спектров H₂O, представленный в базе данных https://maserdb.net/ [14]). В табл. 2 выписаны значения потоков и скоростей для наиболее характерных спектров H₂O.

Отметим, что деталь спектра H₂O на лучевой скорости 111 км/с присутствует как в наблюдениях 2022 г. (и в июле, и в ноябре) (см. табл. 1), так и в спектрах 2008–2010 гг. (см. табл. 2), при этом плотность потока – 12–16 Ян – на этой скорости примерно постоянна. Важные и интересные дополнительные наблюдения мазера H₂O, выполненные в сентябре-декабре 2019 г. (выделены в табл. 2 курсивом), обсуждаются ниже. Из рассмотрения данных, представленных в табл. 1 и 2, следует, что появление новой яркой мазерной детали на скорости 103.15 км/с в ноябре 2022 г. (увеличение яркости в десятки раз) требует внимательного анализа.

4. ДИСКУССИЯ

Область G24.33 в течение многих лет находится в сфере интересов многих наблюдателей, изучающих ее как в линиях Н₂О, так и в линиях метанола. На основании 10 серий успешных наблюдений метанольного мазера II класса (сIIMM) за период с 1992 по 2018 г. в базе данных https://maserdb.net/ для этого периода представлены 2 спектра на частоте 12.2 ГГц и 8 спектров на частоте 6.6 ГГц. По этим спектрам можно сделать вывод, что на скорости 103 км/c на частотах сIIMMs излучение не наблюдалось.

В 2019 г. появилось сообщение об обнаружении вспышки в метанольном мазере на частоте 6.7 ГГц на скорости на лучевой скорости 115 км/c: поток в указанном компоненте линии увеличился дважды – в 2.5 и в 5 раз за 80 дней. Наблюдения проводились на однозеркальном 32-м радиотелескопе в Торуни (Республика Польша) (Волак и др. [15]). Дополнительные наблюдения излучения метанола и водяного пара в этом источнике были выполнены в течение трех месяцев в сентябре-ноябре 2019 г. на интерферометрических сетях VLBA (Very Long Base Array, USA), EVN (European VLBI Network) и LBA (Long Base Array, Australia) с участием РТ-32 в Торуни (Кобак и др. [16]). Эти наблюдения проводились с целью выявить особенности пространственной структуры и эволюции мазеров метанола и водяного пара в период вспышки в метанольном мазере, о которой в 2019 г. сообщалось в телеграмме [15].

В линии водяного пара были обнаружены две компактные структуры, расположенные в центральной части источника. “Южная” структура вытянута вдоль оси биполярного потока с градиентом скорости от 124 до 127 км/с (см. сравнения в табл. 1 и 2). Другая компактная структура, соответствующая лучевым скоростям 122–123 км/с, расположена севернее, и можно проследить переходной мост между этими структурами на скорости 124 км/с (см. сравнения в табл. 1 и 2). Эта мазерная деталь присутствует в спектре Н₂О, полученном в ПРАО 5 июля 2022 г., и заметно ослабевает 28 ноября, однако деталь мазера H₂O, зафиксированная на РТ-22 в ПРАО на скорости ${{V}_{{{\text{LSR}}}}} = 103.15$ км/c в ноябре 2022 г., не была зафиксирована и была обнаружена существенно позже наблюдений 2019 г., представленных в работе Кобак и др. [16].

Основные причины изменений интенсивности молекулярных линий в областях формирования протозвезд, которые начали обсуждать более полувека тому назад и продолжают обсуждать в настоящее время, это столкновение облаков и аккреционные процессы. Выводы касались процессов формирования как маломассивных, так и массивных протозвезд. Значительную роль при этом играли исследования в инфракрасных диапазонах в линиях HCN, CO и молекулярного водорода на длине волны 2 мкм.

В качестве примера можно привести наблюдения в Австралии (РТ-22, Мопра) и в Чили (РТ-10, ASTE, Atacama Sub-millimeter Telescope Experiment), в которых обнаружено слияние двух облаков в хорошо известной галактической туманности Trifid Nebula М20 (Торий и др. [17]). Процесс столкновения между двумя компонентами этих облаков (cloud-cloud-collision, CCC) сжимает вещество между ними, формируя скопление массивных звезд. Молекулярные линии радио и инфракрасного диапазона ¹²CO, ¹³CO, J = 1–0 (115.3 ГГц, РТ-22) и ¹²CO, J = 3–2 (345.8 ГГц, РТ‑10) указывают на наличие трех молодых звездных объектов (young stellar object, YSO).

Подобные наблюдения были проведены для туманности S44 на тех же телескопах в тех же линиях, а также на еще одном радиотелескопе, также установленном в Чили – NANTEN2 (4-м millimeter/sub-millimeter radio telescope, Nagoya University) (Кохно и др. [18]). Наблюдались два облака, которые сталкиваются друг с другом, создавая сжатый слой. В наиболее плотной части сжимаемой среды формируются звезда большой массы и окружающая ее структура в форме пузыря (bubble).

В одной из последних работ на эту тему (см. Ямада и др. [19]) были привлечены архивные данные наблюдений в линиях ¹²CO и ¹³CO в туманности Sh2-233, полученные на телескопе SMT (Submillimeter Telescope) в радиообсерватории в штате Аризона, США. По аналогичному сценарию два облака сталкиваются друг с другом и сжимают расположенный между ними газ. Перпендикулярно столкновению наблюдается нитевидное волокно (filament) с двумя плотными ядрами, одно из которых содержит источник IRAS 05358+3543, являющийся кандидатом в протозвезды большой массы. Источник IRAS 05358+3543 – центральный объект структуры S233, который входит в комплекс большой области звездообразования S231-S235. Эта область наблюдалась в Пущинской радиоастрономической обсерватории (Ладейщиков и др. [20]) – IRAS 05358+3543 назван скоплением молодых звезд S233-IR.

В перечисленных выше работах, в которых обсуждается возможное влияние эффекта ССС на образование массивных звезд, наблюдения в линии Н₂О не проводились. Наиболее ранний мониторинг 1143 источников IRAS в этой линии был выполнен на РТ-100 в Эффельсберге (Вутерлут и др. [21]). В этой публикации для источника IRAS 05358+3543 приведены параметры линии Н₂О, которые указывают на сильное изменение интенсивности в деталях линий Н₂О между периодами 1985–1986 и 1988–1991 гг.: всплеск до 100 Ян в 1985–1986 гг., который не повторился в 1988–1991 гг. (в таблицах и на спектрах обозначен как WB681 (см. обзор Вутерлут и Бранд [22]).

В 1998 г. в феврале и в ноябре этот источник наблюдался на 22 ГГц и на 6.7 ГГц также на РТ‑100 в Эффельсберге (Шридаран и др. [23]). Он характеризуется как массивная протозвезда на очень ранней стадии развития. Получено значение потока в линии Н₂О: 45 Ян на скорости между двумя интервалами, приведенными ранее в обзоре Вутерлут и др. [21].

Таким образом, уже из этих двух обзоров на РТ-100 на примере для S233 можно сделать вывод, что в тех областях, где наблюдается эффект ССС, в спектре линий Н₂О наблюдается переменность, которая может быть обусловлена массивной протозвездой, т.е. не связана напрямую с процессом ССС.

В отличие от процесса Cloud-Cloud-Collision, аккреционные процессы являются непосредственной причиной возникновения мазерной активности в окружающей их среде. Аккреционные события – это прирост вещества и сброс его излишков [24]. Первое сообщение об обнаружении вспышки в результате аккреционного события в массивном протозвездном объекте было опубликовано в 2017 г. (Каратти и др. [25]). Вспышка была зафиксирована в метаноле на частоте 6.7 ГГц в направлении области S255 и датируется приблизительно 2015 г. Наблюдения в инфракрасном диапазоне показали, что вспышка произошла в дискообразной структуре вокруг формирующейся массивной звезды. Увеличения яркости отмечены в изображениях в коротковолновом инфракрасном диапазоне на длинах волн 1.65 и 2.16 мкм в источнике S255IR NIRS. На эффект сброса излишков вещества центральной протозвездой указывает структура в виде биполярного оттока вещества, перпендикулярная диску, в которой рассеивается излучение от центрального аккрецирующего источника. Эти выводы были подтверждены более поздними наблюдениями в этом источнике подъема и спада излучения в метанольном мазере на частоте 349.1 ГГц на субмиллиметровой решетке SMA и на решетке миллиметрового/субмиллиметрового диапазона ALMA (Лиу и др. [26]).

В том же 2017 г. была опубликована статья, в которой сообщалось о начале в 2015 г. сильной вспышки в 10 из 15 мазерных переходов от трех видов молекул (Н₂О, CH₃OH и OH) в источнике NGC 6334I (Хантер и др. [27]). Сравнение изображений, полученных на решетке SMA на волне 0.87 мм в 2008 г. и на решетке ALMA на 1.1 мм и на 0.87 мм в 2016 г., позволило определить длительность вспышки – примерно 1 год. Избыточное излучение континуума (пыль) – протяженное и вытянутое по форме фрагментированного диска – не ассоциируется с отдельными протозвездами. Отмечается, что увеличение мазерного и пылевого излучения указывает на внезапное событие аккреции при росте массивной протозвезды. Следует отметить, что мазерное излучение Н₂О и метанола II класса на частоте 6.7 ГГц пространственно не совпадают: Н₂О формируется только в ММ1 (сверхкомпактная структура скопления массивных протозвезд), излучение метанола на 6.7 ГГц – в протозвездных системах MM2 и MM3.

В источнике G25.65+1.05, который обсуждался в начале статьи как пример удачного и продуктивного мониторинга на РТ-22 в ПРАО, наблюдается 4 компонента V1-V4, один из них – VLA2 – предположительно, является аккрецирующей протозвездой, в окрестности которого наблюдалась вспышка (Баяндина и др. [28]). Однако в данном случае усиление мазерного излучения в линии Н₂О не связано непосредственно с этой протозвездой: на карте имеется структура в форме “V”, отслеживающая положение мазерных областей. Эта структура вершиной сходится в окрестности источника VLA1 (см. рис. 3 в работе Бернс и др. [29]). Вспышка наблюдается именно в окрестности VLA1. Согласно интересной модели, представленной в этой работе, к сверхвсплеску в источнике G25.65 приводит увеличение длины мазерного пути в плоскости неба вдоль луча зрения до точки наблюдения, которое является результатом случайного перекрытия нескольких излучающих в мазерной линии Н$_{2}$О областей (геометрическое совмещение).

Следующая область, в которой были зафиксированы аккреционные вспышки, – протоскопление массивных звезд G358.93-0.03-MM1-MM8, в котором в источнике континуума MM1 в ближнем и дальнем инфракрасном диапазоне в 2019 г. был зафиксирован сильный избыток излучения. MM1 – массивный протозвездный объект, который ассоциируется со струей (джетом), направленной на наблюдателя (Штеклум и др. [30]). Первыми в наблюдаемой вспышке были зафиксированы мазеры метанола, позднее – мазеры Н₂О. Отметим, что в отношении этого источника высказывались соображения, которые объясняли данный эффект в рамках аккреционной модели ММ1 связью с геометрией распространения тепловой волны в окрестности этого источника [32]. Сложная картина вспышек в метаноле и в Н₂О менялась также в окрестностях других компонентов скопления [31, 32].

Цель приведенных выше исследований заключалась в том, чтобы понять, могут ли случаи переменности в различных спектральных линиях инфракрасного и радиодиапазона дать основания для построения определенных моделей источников и интерпретации природы изменения разнообразных вспышек. Предлагаемые результаты наблюдений и соответствующие сценарии позволяли выяснить, формируются ли массивные звезды в процессах слияния молекулярных облаков или в результате захвата и последующего сброса межзвездного вещества. В нашем случае при наличии единственного наблюдения увеличения интенсивности в мазере Н₂О в источнике G24 только на одном телескопе выводы и предположения относительно природы этого явления не представляются состоятельными. Очевидно, что требуются дополнительные наблюдения, в том числе интерферометрические.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

По фактам рассмотренных наблюдений можно сделать следующие следующие выводы.

1. Представлен краткий анализ некоторых актуальных наблюдений вспыхивающих мазеров Н₂О в небольших облаках IRDC, темных в инфракрасном диапазоне длин волн на фоне более яркого излучения Галактической плоскости.

2. В темном на фоне Галактического инфракрасного излучения облаке G24.33+0.11 (G24.33+0.14) в наблюдениях 28 ноября 2022 г. на РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории зафиксировано появление мазерной детали в спектре Н₂О на лучевой скорости ${{V}_{{{\text{LSR}}}}} = 103.15$ км/c c потоком в пике 49.5(±6) Ян при ширине линии по половине мощности интенсивности 0.52 км/c.

3. Данная деталь не была обнаружена на РТ-22 в ПРАО 5 июля 2022 г. и не наблюдалась ранее другими исследователями за период с августа 2003 г. по декабрь 2019 г.

4. Деталь в мазере Н₂О на скорости ${{V}_{{{\text{LSR}}}}} = $ $ = 103.15$ км/c появилась позднее, чем произошла вспышка мазера метанола на скорости ${{V}_{{{\text{LSR}}}}} = $ $ = 115.15$ км/c вблизи аккрецирующего ядра (сентябрь 2019 г., Волак и др. [15]) и позднее, чем в сеансе наблюдений водяного пара на VLBA (сентябрь-декабрь 2019 г.) (Кобак и др. [16]).

5. Разница во времени между наблюдениями мазера H₂O на VLBA и на РТ-22 в ПРАО составляет 35 мес. Возможно, патрулирование излучения водяного пара следует проводить в этом источнике более часто.

6. Полученный результат подчеркивает важность мониторинга состояния мазеров как в линиях водяного пара, так и в линиях метанола, и необходимости картографирования исследуемого источника в том же промежутке времени, поскольку именно такой подход будет играть ключевую роль для понимания происходящих в нем процессов.

БЛАГОДАРНОСТИ

Автор выражает благодарность сотрудникам Пущинской радиоастрономической обсерватории А.П. Цивилеву и Д.И. Суворину за проведение наблюдений на радиотелескопе и за оперативный предварительный анализ полученных данных.