Результаты многолетних регулярных наблюдений избранных источников мазерного излучения в линии водяного пара. В.А. Самодуров (ПРАО АКЦ ФИАН), Г.М. Рудницкий (ГАИШ МГУ)

Трудности интерпретации наблюдательных данных, получаемых при изучении источников мазерного излучения в линии водяного пара на 22 ГГц: 1) Быстрая переменность спектров. 2) Излучение идет только от определенных зон областей звездообразования, выгодных для накачки мазерного излучения. Поэтому: 3) На картах – хаотичный набор излучающих пятен, которые называют большинстве случаев «центры мазерной активности» и трактуются обычно как – а) джеты (часто) б) возможные реальные независимые центры образования отдельных звезд (редко и крайне осторожно) в) протопланетные газопылевые диски вокруг молодых звезд (почти никогда). Необходимо – разграничить эти явления, обратившись к самым простым источникам

Использование данных по исследованию мазерного излучения для областей звездообразования Очаги мазерного излучения обычно находятся в газово-пылевом облаке около молодой звезды на типичных расстояниях от нескольких десятков а.е. до порядка 1000 а.е. Излучение генерируется в основном только в зонах наибольшего набега вдоль областей с одной и той же лучевой скоростью – это: А) на краях диска и в его центре Б) в плотных конденсациях вдоль джет

Приёмник для спектральных линий fсигн fгет fпч fпч = fсигн – fгет В частоту гетеродина необходимо вводить поправки за движение Земли вокруг Солнца и вращение Земли.

Измерение профиля спектральной линии Для измерения профиля спектральной линии по точкам необходим многоканальный приёмник. Спектральное разрешение:

Нами регулярно наблюдались (раз в 1-3 месяца) в гг : IRAS , G , M16A.

IRAS (WB 60). Расстояние 11.1 кпк. В течение всех 9 лет наблюдений наблюдается одиночная деталь, медленно дрейфующая по лучевой скорости ( 0.9 км/с за время с 1997 г., рис. 2, 3). Ее поток меняется с периодом не менее лет (рис. 4)..

G (IRAS ). Расстояние 4.5 кпк, расположен в обширном молекулярном облаке. Из [30] известно, что все мазерные детали H2O находятся в синем джете (красного джета нет); деталь -53 км/с с октября 1992 г. до конца января 1993 г. имела дрейф на 0.3 км/с ( км/с). В [30] это трактуется как ускорение данной области джетом. Однако это предположение противоречит нашим данным, поскольку вариации лучевых скоростей деталей спектра (рис. 5, 6) скорее имеют синусоидальный вид, а не характер устойчивого тренда.

Заметно также антикорреляционная связь по потокам отдельных частей спектра (рис. 7) – верный признак того, что области возбуждения для разных спектральных деталей связаны и расположены рядом друг с другом (по-видимому, диск). Период изменения потока – порядка 10 лет.

М16А (IRAS ). Расстояние до молекулярного облака в этом направлении оценивается в 2 кпк. Лучевая скорость мазера (- 65 км/с) весьма отличается от скорости окружающего молекулярного облака (+24.9 км/с) и от скорости рекомбинационной линии H89 (+25.6 км/с). Наблюдаются очень широкие, бурно меняющиеся детали (рис. 8,9), период изменения потока – примерно 4-5 лет (рис. 10).

Выводы 1.IRAS и G весьма стабильны, М16А быстро меняется, но у всех трех излучение идет из необычно малой зоны. 2.Для составления ясной картины того, что происходит в областях звездообразования (из наблюдений мазеров в линии водяного пара), необходимо анализировать источники с самыми простыми спектрами, на картах которых заметен только один центр активности и отсутствуют указания на джеты. 3.Возможно, самые молодые области еще не сформировали ярко выраженные биполярные выбросы. У таких источников с простыми спектрами джеты могут вообще отсутствовать. 4.G (IRAS ). – по видимому, газово-пылевой диск, а не джеты (нет устойчивых трендов, есть антикорреляция). IRAS –либо объект Хербига-Аро, либо часть диска большого масштаба (пордяка сотни а.е.). 5.М16А – непонятной природы. Возможно, молодой сверхкомпактный объект. Турбулентность? Звезда позднего спектрального класса?