Гигантские молекулярные облака, области звездо-образования и молекулярные мазеры

В 1970-е гг. были выполнены обзоры галактической плоскости в линии COJ= 1–0. Их результаты в целом согласуются со спиральной структурой Галактики, найденной по линии 21 см атомарного водорода. Однако были получены и принципиально новые данные. В ряде области обнаружена антикорреляция плотностейHIиCO: максимумы излучения совпадают с провалами в распределении HI. Как выяснилось, эти особенности связаны с присутствием в межзвездной среде плотных газовых облаков, где водород преимущественно находится в молекулярной форме (H₂). Массы и плотность таких облаков (M = 10⁵–10⁷ M_, n = 10⁵–10⁶ см^–3) гораздо выше, чем соответствующие величины для облаковHI. Облака содержат также большое количество пыли. Из-за огромных значений массы вновь открытые объекты были названы гигантскими молекулярными облаками (ГМО). По оценкам, в Галактике около 6000 молекулярных облаков, в них содержится примерно половина межзвездного газа Галактики. Наиболее сложные молекулы наблюдались именно в ГМО, в особенности в облаках, связанных с тепловыми радиоисточникамиSgrB2 иOriA(рис. 19.7).

По современным представлениям, ГМО – места образования звезд. Многие ГМО связаны с тепловыми радиоисточниками – зонами HIIвокруг молодых массивных звезд классовOBи со звездными ассоциациями. Как популяция молодых объектов, живущих не более 10⁸лет, ГМО принадлежат к плоской составляющей Галактики и концентрируются к ее плоскости.

Физические условия в областях звездообразования.

Картографирование молекулярных облаков, например, в линии CO (рис. 19.7) показывает наличие множества конденсаций, многие из которых дадут начало протозвездам. Плотность газа в конденсациях до 10⁶см^–3, температура, в основном, не превышает 10K, хотя встречаются и горячие конденсации (до нескольких сотK, в которых уже пошел процесс звездообразования). Как правило, крупное молекулярное облако создает целую группу звезд, или звездную ассоциацию. Звездные ассоциации и другие молодые объекты (мазерные радиоисточники, зоныHII) концентрируются к краям спиральных рукавов. Смещение молодых объектов к краям рукавов относительно потенциального минимума рукава (и максимума плотностиHI) подтверждается сравнением лучевых скоростей линий 21 смHIсо скоростями зонHII(по рекомбинационным радиолиниям) и мазерных радиоисточников. Разности скоростей соответствуют смещениям к краям рукавов.

И

Рис. 19.8. Структура биполярного истечения из молодой звезды:

1 – звезда, 2 – околозвездный диск,

3 – поток ускоренного молекулярного газа, 4 – ударная волна.

з-за поглощения света в ГМО ранние стадии звездообразования могут исследоваться только в ИК- и радиодиапазоне. Вначале на месте протозвездной конденсации, в плотном ядре молекулярного облака, возникает метанольный мазерIкласса (см. следующий пункт), отмечающий положение будущей звезды. Затем образуется точечный источник ИК- и радиоизлучения. В звезде начинаются ядерные реакции, идет нагрев и частичная ионизация газопылевого кокона, содержащего звезду. Образуется компактная зонаHII. На этой стадии вблизи конденсации зажигаются мазеры CH₃OH II класса, мазеры OH и H₂O. В дальнейшем (если звезда не вспыхнула как сверхновая) зона HII расширяется, достигая размера иногда в десятки парсек. ГМО рассеивается, зонаHIIстановится видимой в виде диффузной туманности.

На некотором этапе коллапса вокруг формирующейся звезды может образоваться из молекулярного ядра массивный молекулярный диск с массой до нескольких сотен масс Солнца. Лишь ~1% вещества диска превратится в звезду, остальная часть будет разбросана. Но пока диск существует, из него продолжается аккреция на звезду, и он наблюдаем в молекулярных линиях, в особенности линиях молекул, которые легко возбуждаются при больших плотностях газа (CS, NH₃). В дисках бывают локализованы мазерные источникиH₂O. Если возникшая звезда обладает сильным звездным ветром, диск может создавать анизотропию в истечении газа из звезды в виде двух противоположно направленных джетов ("биполярное истечение", рис. 19.8). Джеты обнаруживаются по наличию протяженных крыльев в молекулярных линиях вблизи звезды. Протяженность джетов достигает нескольких парсек при очень высокой степени коллимации: угол расходимости джетов часто не больше 10°. Явление биполярного истечения очень распространено среди астрофизических объектов разных масштабов с аккреционными дисками. Примеры: тесные двойные системы (SS433), ядра радиогалактик и квазаров.

М

Рис. 19.9. Мазеры в области звездообразования W3.

азерыOH и H₂O в областях звездообразования.Линии гидроксила 18 см впервые были зарегистрированы в эмиссии в 1965 г. Их свойства оказались столь необычны, что они заслужили название "мистериум". Излучение исходило из окрестностей зон HII вокруг молодых горячих звезд. Профиль линий имел сложную многокомпонентную форму. Интерферометрические наблюдения показали, что каждый пик в профиле излучается отдельным источником ("горячим пятном", мазерной конденсацией) размером от 1 до 10 а.е. (рис. 19.9). Потоки мазерных эмиссионных деталей достигали тысяч Ян при очень малой ширине профиля (0.6–3 кГц). Яркостная температура мазерных конденсаций доходила до 10¹²K. Отмечалась круговая поляризация излучения, степень поляризации до 100%. Области звездообразования излучали в основном главные линии 1665 и 1667 МГц, сателлитные линии были гораздо слабее. Затем последовало открытие мазеровOHв околозвездных оболочках красных гигантов – переменных звезд типа Миры Кита и полуправильных переменных, а также ИК-объектов, получивших название "OH/ИК-звезды". В звездных мазерахOHпреобладает излучение в сателлитной линии 1612 МГц, главные линии, как правило, слабее. В 1968 г. в межзвездных облаках было также найдено гораздо более слабое тепловое излучениеOH.

Первые мазеры во вращательной линии H₂O6₁₆–5₂₃на волне 1.35 см были открыты в 1968 г. в направлении известных источников мазерного радиоизлученияOHв областях звездообразования. В отличие от молекулыOH, где мазерный эффект имеет место в основном вращательном состоянии, в молекулеH₂Oмазерные уровни расположены высоко над основным состоянием, энергия возбуждения соответствует температуре 644K. Поэтому мазерH₂O– гораздо более энергоемкое явление, чем мазерOH. ИзлучениеH₂Oиспытывает сильную переменность, яркостная температура у наиболее мощных источников в областях звездообразования достигает 10¹⁵K. Рекорд принадлежит мазеруH₂OOriA, поток которого в течение длительного времени сохранялся на уровне 2 млн. Ян (T_b~ 10¹⁷K). Дисперсия скоростей отдельных мазерных деталей H₂O достигает десятков и сотен км/с (в источникеW49 – до 500 км/с). По-видимому, имеет место ускорение мазерных конденсаций звездным ветром массивной молодой звезды. Наиболее вероятный механизм накачки мазеровH₂O– столкновительный в среде сT~ 1000Kиn~ 10⁹см^–3.

Отдельные конденсации в мазерах H₂Oмогут представлять собой легкие тела типа протопланет, это объясняет высокую дисперсию их скоростей, создаваемую при воздействии звездного ветра. Для ярких мазеровOHиH₂O(OriA,W51,SgrB2) методом радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ) получены карты высокого разрешения с интервалом в несколько лет. Измерены собственные движения (угловые перемещения) отдельных мазерных конденсаций (порядка нескольких миллисекунд дуги в год), подтверждающие общую картину разлета от общего центра. В то же время из профиля линии известна дисперсия скоростей конденсаций вдоль луча зрения. В предположении сферически-симметричного расширения системы конденсаций это дает независимую оценку расстояния до источника. Для мазера H₂O Ori A таким способом получено D = 480 ± 80 пк, в согласии с оценками расстояний оптическими методами (500 пк). Особый интерес представляет величина D, найденная для источника Sgr B2 вблизи галактического центра: согласно этим данным, расстояние до центра Галактики R₀ = 7.1 ± 1.5 кпк. В некоторых мазерахH₂O(например, вOriA) наблюдались структуры, похожие на протопланетные кольца. Таким образом, исследования мазеров в областях звездообразования с высоким угловым разрешением дают материал не только для звездной, но и для планетной космогонии.

Метанол (CH₃OH).CH₃OH – очень распространенная в межзвездной среде молекула, вторая по обилию составляющая межзвездных пылинок (после H₂O).Метанольные мазеры известны с 1987 г. Они встречаются только в ядрах облаков или в областях звездообразования и никогда – в оболочках звезд поздних классов.

Светимости мазеров. Угловые размерыменее 20 мс дуги. Яркостная температура T_b достигает 10¹⁰ K. Иногда наблюдается переменность излучения, но довольно слабая, т.е. мазеры, скорее всего, насыщены. Часто мазерные конденсации расположены вдоль линий или дуг, сосредоточены вдоль джетов, ударных фронтов или протопланетных дисков, видимых с ребра.

Мазеры CH₃OH I класса локализованы в холодных молекулярных облаках:T_кин~ 30 K,n(H₂) ~ 10⁵см^–3,X(CH₃OH) ~ 10^–6. Метанольные мазеры II класса обычно находятся на границах компактных зон HII (вокруг массивных звезд с ), в химически неравновесной зоне сn(H₂) ~ 3×10⁶см^–3. Они тесно связаны с мазерами OH и H₂O.