Свойства молекулярного мазерного излучения в газо-пылевых комплексах Млечного пути тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Баяндина Ольга Сергеевна

• Баяндина Ольга Сергеевна
• кандидат наук
• 2016

Оглавление диссертации кандидат наук Баяндина Ольга Сергеевна

1.1 Постановка задачи

1.2 Каталоги сравнения

1.2.1 Каталог метанольных мазеров I класса — третья модифицированная версия

1.2.2 Каталог IRDC по данным со спутника MSX

1.2.3 Каталог SDC по данным со спутника Spitzer

1.2.4 Каталог EGOs по данным со спутника Spitzer

1.3 Отождествление объектов и представление данных

1.4 Статистический анализ и обсуждение результатов

1.5 Выводы

Глава 2. Магнитные поля в метанольных мазерных конденсациях по данным

исследований сопряженных областей

2.1 Постановка задачи

2.2 Наблюдения

2.3 Представление результатов и обработка данных

2.4 Определение наблюдательных параметров магнитного поля

2.4.1 Комментарии к отдельным источникам

2.4.2 Характерные особенности наблюдавшихся источников

2.4.3 Линейные размеры исследуемых газо-пылевых конденсаций

2.5 Астрофизические параметры, связанные с магнитным полем

2.5.1 Напряженность магнитного поля — плотность газа

2.5.2 Оценка лучевой концентрации вещества

2.5.3 Соотношение теплового и магнитного давлений

2.5.4 Соотношение массы облака и магнитного потока

2.5.5 Гравитационная стабильность облака в терминах теоремы вириала

2.5.6 Время жизни мазерной конденсации в стадии сжатия

2.6 Анализ ассоциации мазеров ОН с метанольным излучением

2.7 Выводы

Глава 3. Исследования метанольных мазерных конденсаций I класса, ассоциирующихся с объектами EGO, в линиях гидроксила ОН на одиночном телескопе и на интерферометре

3.1 Постановка задачи

3.2 Наблюдения на 70-м радиотелескопе Центра дальней космической связи в Евпатории (Крым)

3.2.1 Анализ данных наблюдений протяженных «зеленых» объектов EGO

3.2.2 Результаты наблюдений

3.3 Наблюдения на интерферометрической решетке VLA Национальной радиоастрономической обсерватории США

3.3.1 Результаты наблюдений

3.3.2 Комментарии к отдельным источникам

3.3.3 Главные линии ОН

3.3.4 Линия-сателлит OH(1720)

3.3.5 Расстояния между объектами в пределах источников EGO

3.3.6 Метанольные мазеры и молекулярные ядра

3.4 Выводы

Глава 4. Исследования метанольных мазерных конденсаций I класса в линиях

H2O на одиночном телескопе и на интерферометре

4.1 Постановка задачи

4.2 Наблюдения EGOs в линии Н2О на волне 1.35 см на радиотелескопе РТ-22 в Пу-щино

4.2.1 Наблюдения

4.2.2 Результаты наблюдений

4.2.3 Комментарии к отдельным источникам

4.2.4 Обсуждение

4.3 Мазеры H2O и динамика протопланетного диска в IC 1396 N

4.3.1 Описание глобулы IC 1396 N

4.3.2 Наблюдения

4.3.3 Обработка данных и представление результатов

4.3.4 Анализ результатов и обсуждение

4.3.5 Анализ карт Dec—RA и диаграмм Vlsr—RA

4.4 Выводы

Заключение

Список публикаций автора по теме диссертации

Цитируемая литература

Приложение I

Приложение II

168

Введение

Актуальность темы и анализ современного состояния исследований

Звезды образуются в межзвездной среде. Межзвездная среда изучается астрономами с XVII века, но в настоящее время одной из наиболее интересных нерешенных проблем является построение последовательности возникновения и угасания пекулярных явлений, в частности, мазерной активности молекул, сопровождающих развитие газо-пылевых конденсаций в областях звездообразования. Рассмотрим подробнее существующие на сегодняшний день представлений об эволюции мазерных объектов.

Звездообразование происходит в молекулярных облаках [1]. Случайными первичными возмущениями осуществляются пробы эволюции, которые изначально приводят к возникновению неоднородностей среды. В результате таких процессов в гигантских молекулярных облаках (размером до нескольких десятков парсек) образуются скопления (англ. clumps) молекулярных ядер (англ. cores) [2]. В скоплениях может быть сосредоточена масса межзвездного вещества до 103—104 M© плотностью ~103 см_3 при температуре ~10 K [3] (см. также ссылки в этой работе). Молекулярные ядра представляют собой компактные области массой от 10 до 100 M© [3] размером <0.1 пк с плотностью молекулярного водорода n(H2) > 107 см_3 и температурой T > 100 K [4] — именно в них и зарождаются звезды [5].

Процесс зарождения звезды начинается с внутреннего охлаждения молекулярного ядра, не пропускающего внешний нагрев по причине собственной высокой плотности, и его последующего коллапса, в результате чего образуются молодые звездные объекты (англ. Young Stellar Object, YSO), первой стадией существования которых являются протозвезды (см. [6], a также материал, размещенный по адресу URL: https://www.cfa.harvard.edu/rg/star_and_planet_ formation/young_stellar_objects.html).

Появление звезды (и даже ее начальная стадия — образование протозвезды в молекулярном ядре) влияет на окружающую среду, излучение и потоки вещества проникают в пространство молекулярного облака и провоцируют ускорение сжатия и дальнейшую эволюцию соседних молекулярных ядер [7].

Молекулярные облака не излучают в оптическом диапазоне и наблюдаются как темные туманности, в радиодиапазоне их можно зафиксировать только в линии молекулы CO (J=1—0) на волне 2.6 мм. Момент начала формирования протозвезды скрыт от внешнего наблюдателя газо-пылевым коконом.

Одним из самых ранних признаков возникающего процесса коллапса ядра и появления протозвезды является мазерная активность возбужденной этим процессом ближней окрестной

части молекулярного облака. При этом наблюдаются мазерные линии гидроксила OH (как в сателлитах, так и в главных линиях), водяного пара H2O и многочисленные линии метанола, т.е. высвечивается фейерверк мазерных линий наиболее обильных молекул при распадах их инвертированных состояний.

В работах [8-10] эти мазерные метки упорядочены эволюционной шкалой, на которой последовательно размещены все перечисленные выше мазеры, включая этап, завершающий формирование протозвезды и переход в стадию звезды с образованием зоны HII.

Первыми регистрируемым сигналом, который сопровождает фазу образования протозвез-ды, можно считать излучение метанольных мазеров I класса в газо-пылевой среде в самых простых условиях существования конденсации до начала активного сжатия и появления самостоятельного излучения самого протозвездного объекта.

Согласно классификации для метанольных мазеров I и II классов (с1ММ и cIIMM [11] — англ. Class I/II Methanol Maser; в более ранних работах нами использовались аббревиатуры MMI и MMII), установленной в работах [12,13], cIMM — это мазер, который возбуждается в силу особого строения молекулы только за счет столкновений метанола с молекулами водорода в среде, которая не подвержена влиянию какого-либо излучения, т.е. инвертирование уровней, обеспечивающих последующее высвечивание по типу cIMM (максимально на частоте 44 ГГц в переходе 7о—6iA+), не сопровождается радиативной поддержкой. В обзорах, посвященных поиску этих мазеров на частотах 44 и 36 ГГц, было показано, что исключительной особенностью этих мазеров было то, что они не ассоциировались с другими мазерами — H2O, OH и метаноль-ными мазерами II класса (радиативно-столкновительная накачка, максимальное излучение на частоте 6.7 МГц в переходе 51 — 60A+), т.е. обнаруживались на значительных расстояниях (до 2 пк) от этих мазеров и ультракомпактных зон HII [13] (см. также ссылки в этой работе). Эти факты, естественно, приводили к заключению, что cIMMs формируются в конденсациях, находящихся на начальной стадии эволюции задолго до появления источника излучения и других мазеров.

В классификации метанольных мазеров отмечалось, что фактором, усиливающим столк-новительную накачку cIMM, может быть фронт биполярных потоков, сжимающий конденсацию, увеличивающий плотность вещества в ней и, тем самым, число столкновений молекул и кинетическую температуру газа, что провоцирует испарение метанола с поверхности пылинок и увеличение его обилия. Выброс вещества может происходить в фазах развития соседних горячих ядер на стадии протозвезд, расположенных в том же скоплении того же молекулярного облака.

На близких расстояниях к YSO, где окружающая среда подвергается излучению прото-звезды, тип излучения ансамбля молекул метанола должен меняться с cIMM на cIIMM. Теоретически cIMMs и cIIMMs не могут сосуществовать по причине «конкурирующих» механизмов накачки с противоположным воздействием на населенности уровней [9,14-17].

Другими словами, данные процессы задаются инвертированием верхних вращательных

уровней и не могут происходить одновременно в силу разного типа накачек — чисто столкнови-тельной в случае cIMM и радиативно-столкновительной в случае cIIMM, т.е. на схеме переходов между квантовыми уровнями метанола — см. иллюстрацию в Приложении II «стрелки должны переводиться скачком».

Это жесткое условие предполагает, что влияние на конденсацию, излучающую как cIMM, возможно только в виде динамического давления окружающего движущегося вещества, но не в виде излучения.

Тот факт, что метанольные мазеры cIIMM, в отличие от cIMM, всегда ассоциируются с гидроксилом и водой [19], не противоречит условиям радиативно-столкновительной накачки мазеров OH и cIIMM, излучения любого диапазона от протозвезды и одновременного присутствия биполярного потока (столкновительная накачка для мазеров H2O). При этом соображения, касающиеся эволюционного статуса мазеров в конденсациях на этой стадии, на сегодняшний день достаточно противоречивы. Прежде всего это касается ассоциаций cIIMM с ультракомпактными зонами HII (UCHII — англ. ultracom,pact HII region).

Метанольные мазеры II класса в областях звездообразования (англ. Star Forming Region, SFR) ассоциируются с мазерами OH в главных линиях и с радиоконтинуумом сантиметрового диапазона (зоны HII, проэволюционировавшие области) [20,21]. Но при этом в работе [22] отмечалось, что cIIMMs реже мазеров OH ассоциируются с сильными зонами HII (с потоком >100 мЯн). На основании анализа ассоциации cIIMMs с излучением радиоконтинуума разных диапазонов, представленных в работе [23] (см. также ссылки в этой работе), показано, что вообще только малая часть cIIMMs ассоциируется с зонами HII (т.е. во многих случаях поток в континууме сантиметрового диапазона < 1 мЯн), большая часть ассоциируется с миллиметровым- и субмм-континуумом и, следовательно, они соответствуют очень ранней стадии эволюции, предшествующей зоне HII.

Мазеры H2O, как и cIIMMs, также, по-видимому, отслеживают достаточно раннюю эволюционную фазу — приведем несколько основополагающих примеров. В работе [24] на основании исследования на VLA (англ. Very Large Array, Национальная радиоастрономическая обсерватория, США) пространственной структуры 74-х групп мазеров OH—H2O было показано, что H2O-мазеры появляются первыми на стадии начала ядерных реакций, OH-мазеры — позже в окружающей оболочке протозвезды на стадии аккреции и образования потока, в котором H2O-мазеры выбрасываются наружу. Затем, на основании исследования 146 биполярных потоков на 22 ГГц, было показано, что в 38% случаев в них присутствует мазерное излучение H2O, причем интервалы спектра скорости максимума на 22 ГГц соответствуют спектрам линий СО — в то же время их высокая светимость в дальнем инфракрасном диапазоне указывала на наличие ультра-компактной зоны HII [25]. Предполагается, что на этой стадии области с мазерами OH разрушаются в процессе быстро формирующейся зоны HII [24]. И, наконец, в работе [26] было показано, что мазеры H2O, как и мазеры cIIMMs (выборка 69 областей образования массивных протозвездных объектов (англ. High Mass Protostellar Object, HMPO)), в большей степени ассо-

циируются с радиоконтинуумом миллиметрового, а не сантиметрового диапазона, т.е. с фазой эволюции «до образования ультракомпактной зоны Н11» (англ. pre-UCHII).

Мазеры ОН и Н20 в БЕИй сильно ассоциируются между собой (в 79% случаев для 202 мазеров ОН [27]), но исследования пространственного расположения сПММб и мазеров Н20 относительно инфракрасных источников в некоторых отдельных гигантских молекулярных облаках показывают, что сПММб могут принадлежать более ранней эволюционной фазе, чем сильные мазеры Н20 — см. примеры, обсуждаемые в работе [9], с другой стороны, в обзоре [19] указывалось на то, что мазеры сПММб образуются позже мазеров Н20 и сосуществуют с мазерами ОН. При этом отмечается также [27], что одиночные мазеры Н20, ассоциирующиеся с излучением на 4.5 мкм, могут формироваться на очень ранней стадии, предшествующей формированию протяженного биполярного потока.

Следует отметить, что перекрытие с1ММв с другими мазерами также наблюдается. Например, ассоциация с1ММз с мазерами Н20, а также сильных мазеров с1ММз со слабыми мазерами сПММб отмечалась в работе [28], в работе [29] показано, что 40% сПММб ассоциируется с мазерами с1ММв в размере 30", а в пределах 2', типичных для диаграмм направленности одиночных радиотелескопов для диапазонов частот этих мазеров, в нашем каталоге [Л1,Б1,Б8] это значение достигает 70%. Но этот эффект может и не указывать на их физическую ассоциацию, а только на особенности выборки: обычно поиск с1ММв осуществлялся в направлении хорошо исследованных областей звездообразования, как правило, содержащих уже известные мазеры 0Н, Н20, сПММб и зоны Н11, или на слишком большой угловой размер областей, выбранных для статистических оценок.

Если исходить из того, что с1ММв и сПММб не совпадают, т.е. не связаны с одним и тем же возбуждающим источником, а видимая ассоциация — это результат плохого пространственного разрешения, то в таком предположении нельзя сделать никаких выводов об относительном возрасте с1ММ и с11ММ, пока между ними не определено линейное расстояние.

Отсутствие влияния излучения на метанол, заложенное в механизме накачки с1ММв, автоматически означает, что область с1ММ расположена вне зоны влияния излучения. Этот факт накладывает ограничения на шкалу расстояний в области мазерной активности в окружающем протозвезду молекулярном облаке.

В первичной классификации с1ММ и с11ММ предполагалось, что расстояние между с1ММ и с11ММ — не менее 1 — 2 кпк, позднее в интерферометрических исследованиях сШМв на УЬЛ в пределах 1'' в 37 полях, содержащих мазеры с11ММ, Н20 и иСН11 было получено, что, в среднем, расстояние между с1ММ и зонами ионизованного водорода может быть меньше 0.5 пк [30].

В нашей работе [Л4] приводится сводка оценок общей протяженности групп мазеров (т.е., по определению, данному в работе [24], скоплений мазерных пятен одного типа), полученных, в основном, по интерферометрическим данным:

. для групп мазерных пятен 0Н — от 2 000 а.е. [22] до (30 000—100 000) а.е. [24]; . для групп мазерных пятен Н20 — также от 30 000 а.е. до 100 000 а.е. [24] и гораздо меньше

по другим оценкам — (15—40) а.е. [31,32]; . для групп мазерных пятен метанола II класса — в интервале от 55 а.е. до 7300 а.е. [32]; . для групп метанольных мазерных пятен I класса — в пределах от >12 000 а.е. (>0.06 пк)

до >140 000 а.е. (>0.7 пк) [33]; . для ассоциаций cIIMM—H2O — от 400 а.е. до 1000 а.е. [34].

При этом размер отдельного мазерного пятна OH или cIIMM может быть около 3 а.е. [35], пятна мазера H2O <(1 — 10) a.e. [36] (см. также ссылки в этой работе), а отдельного пятна cIMM — примерно от 500 до 1000 а.е. [33].

Группы cIIMMs и H2O могут иметь форму дисков [31,32,34] или отслеживать форму оболочки зоны HII (например, в W3(OH) [35]), форму вытянутых дуг в случае групп cIMM [37] и даже, возможно, возникать в атмосферах протопланет — такая модель была предложена для интерпретации расположения мазерных пятен cIIMMs в источнике W3(OH) [38]. Подобные размеры групп сопоставимы с типичными ожидаемыми размерами зон HII (100—500) a.e. [39].

Обращает на себя внимание тот факт, что при этом моделирование условий формирования протозвездных объектов, анализ синтетических спектров и сопоставление их с результатами многочисленных многочастотных наблюдений мазерных и тепловых линий метанола, в спектре которого можно наблюдать и рассчитывать интенсивности более 300 линий, для областей звездообразования приводят к широкому интервалу значений основных физических параметров — плотности среды n = 104—108 см"3 и кинетической температуры 30—200 K [40-42]. Конкретнее, для cIMM условия ограничены в пределах n ~104 —106 см"3 и T > 60 K, эти параметры оптимизированы в расчетах для остатков сверхновых (Supernova Remnant, SNR) по четырем ма-зерным линиям метанола на частотах 36 (4_i—3oE), 44 (7о—6iA+), 84 (5_i—4oE) и 95 (8o —7iA+) ГГц [43,44]. Для cIIMM n(H2) ~104 —109 см"3 при T ~100—200 K [45]. Для мазеров OH моделирование (см. ссылки в работе [46]) дает условия n(H2) ~105 см"3 и T ~50—125 K и при наблюдениях на 100-м радиотелескопе GBT (англ. Green Bank Telescope, Национальная радиоастрономическая обсерватория, США) значения плотности и кинетической температуры газа n(H2) ~106 —108 см"3 и T = 300—400 K [36].

Другими словами, в целом физические условия для молекулярных ядер являются достаточно близкими даже при наличии отклонений в конкретных мазерных пятнах, соответствующих отдельно взятым сгусткам, излучающим в том или ином переходе какой-либо молекулы, что сильно контрастирует с разбросом как в размерах отдельных пятен, так и в размерах и конфигурациях групп, в которые эти пятна объединяются. Подобные факты необходимо объяснить.

По-видимому, ключевые моменты заключаются, в том, что:

1) скорее, расстояние между конденсацией на стадии эволюции, в которой излучаются только линии метанола типа cIMM, и любым молекулярным ядром на стадии протозвезды, выбрасывающей поток вещества, может оказаться более принципиальным для представления их взаимной последовательности на шкале эволюции;

2) помимо упомянутых выше биполярных потоков, на настоящее время мало изучена возможность того, что мазерная активность в молекулярных ядрах на ранней стадии сжатия может быть спровоцирована другими нестационарными явлениями, возникающими в областях звездообразования, — такими, как, например, самогравитация коллапсирующих газо-пылевых фрагментов или магнитные поля, которыми пронизана межзвездная среда;

3) не изучена степень воздействия фронтов молекулярных потоков от протозвезд и исчезающих остатков сверхновых на мазерную активность в первичных сгустках материи, излучающих в линиях метанола I класса, на мазерную активность молекул ОН и Н2О.

Основная цель работы

Изучение влияния различных динамических процессов на эволюцию межзвездной среды и выявление эволюционной связи мазеров метанола, ОН и Н2О путем получения более точных взаимных привязок различных молекулярных мазеров в пределах отдельных конденсаций с особым акцентом на раннюю стадию сжатия молекулярного ядра.

Конкретные задачи и предполагаемые методы исследований:

1) оценка возможной роли небольших темных облаков в формировании протозвездных конденсаций;

2) оценка влияния магнитного поля на процессы сжатия газо-пылевых фрагментов межзвездной среды;

3) проведение исследований мазеров ОН в направлении метанольных мазеров I класса на одиночных телескопах и на интерферометрах;

4) проведение исследований мазеров Н2О в направлении метанольных мазеров I класса на одиночных телескопах и на интерферометрах.

Научная новизна и практическая ценность работы

Научная новизна заключается в том, что все эксперименты, результаты которых представлены в диссертации, выполнены впервые, полученные данные ранее не публиковались и могут быть использованы в перспективе для дальнейших научных исследований. Практическая ценность заключается в том, что в процессе обработки данных собственных наблюдений автор

не только использовала широкий спектр существующих программных пакетов, но и предлагала собственные методики обработки. В частности, результаты, полученные на решетке VLA в рамках собственного проекта исследований, обрабатывались в пакете CASA (англ. Common Astronomy Software Applications), который разрабатывается международным консорциумом ученых на базе Национальной радиоастрономической обсерватории США для предоставления наиболее широкого круга возможностей обработки данных, полученных на радиотелескопах нового поколения, таких, как ALMA (англ. Atacama Large Millimeter Array, Европейская южная обсерватория, Чили) и VLA, и который является новым современным инструментом, используемым в интерферометрии. Предположительно, именно этот пакет будет использоваться при обработке данных наблюдений с телескопов космической миссии Миллиметрон. Подобных технических систем в мире не существует, это системы будущего, и на настоящий момент не очень значительное количество специалистов владеет методами обработки таких наблюдательных данных. В диссертации разбираются все шаги использованных задач и процедур. Данные материалы подробно представлены в публикациях для широкой общественности, что способствует развитию техники обработки результатов наблюдений на интерферометрических, в том числе, и наземно-космических решетках. Эти результаты могут быть использованы научными сотрудниками, которые проводят эксперименты на современном уровне.

На защиту выносятся следующие основные результаты:

1) Модифицирован каталог метанольных мазеров I класса и создана его новая электронная версия, доступная в режиме online. На настоящий момент этот каталог содержит 206 объектов. Проведено отождествление этих мазеров с абсорбционными и эмиссионными объектами ближнего инфракрасного диапазона, открытых в рамках проектов космических миссий MSX (англ. Midcourse Space Experiment) и Spitzer (англ. NASA Spitzer Space Telescope). Показано, что метанольными мазеры I класса в 71% случаев отождествляются с темными инфракрасными облаками с четкими границами SDC (англ. Spitzer Dark Clouds) и в 42% случаев — с протяженными объектами типа биполярных потоков Spitzer/EGOs (англ. Extended Green Objects). Высказано предположение, что метанольные мазеры I класса могут формироваться в изолированных самогравитирующих конденсациях, каковыми являются SDC. Выборка SDС предлагается как новый самостоятельный список для исследования на частотах ме-танольного излучения I класса с целью обнаружения новых объектов данного типа.

2) В результате обработки архивных данных поляризационных наблюдений 7 мазеров ОН, проведенных на радиотелескопе NRT (англ. Nancay Radio Telescope, Нансэ, Франция) в

линиях на частотах 1665 МГц и 1667 МГц в 4-х параметрах Стокса, получены гауссовы параметры деталей спектров и сделаны оценки поляризационных параметров: степень круговой поляризации , плотность потока в линейной поляризации p, степень линейной поляризации ш^. Показано, что значения напряженности магнитного поля В колеблются для разных источников в интервале от <0.5 мГс до 1.4 мГс, что типично для многих областей звездообразования. Показано, что ассоциации скоплений «ОН—метанол» реальны, т.е. магнитное поле, действующее в пределах скоплений ОН, может распространяться и на группы метанольных мазеров, а по размерам исследуемые области могут быть связанными структурами типа небольших облаков IRDC (англ. Infrared Dark Cloud) или протопланетными дисками. На основании полученных значений величины напряженности магнитного поля получены значения отношения массы к магнитному потоку в размере исследуемой области, значения отношения теплового давления к магнитному и вириальные соотношения энергий кинетической, магнитной и гравитационной. Показано, что во всех источниках отношение массы к магнитному потоку превышает критическое значение, а энергия хаотических движений и энергия магнитного поля существенно меньше энергии гравитационных связей. С другой стороны, показано, что значение отношения теплового давления к магнитному во всех случаях <1, т.е. облака могут находиться в магнитно-доминирующем режиме. Подобное противоречие связывается с возможными большими ошибками как в определении значений напряженности магнитного поля, так и в возможных завышенных оценках расстояний до источников, увеличивающих размер исследуемых областей.

3) На основании собственных наблюдений метанольных мазеров I класса, ассоциирующихся с источниками EGOs, выполненных на 70-м радиотелескопе Центра дальней космической связи в Евпатории (Крым) показано, что в направлении источников типа Spitzer/EGOs излучение ОН(1720) присутствует в 72% случаев. Наблюдаются, в основном, широкие эмиссионные линии ОН(1720), средняя плотность на луче зрения молекул ОН в которых не превышает значения 1016 ем-2, а плотность молекулярного водорода составляет не более 102 см3 в предположении, что размер конденсации равен 1 000 а.е. Это может косвенно указывать на незначительную мощность биполярных потоков, на пространственное несовпадение метанольных конденсаций и конденсаций 0Н(1720), на различия в моделях их накачки, а также на то, что размеры объектов EGO могут быть существенно меньше 1 000 а.е.

4) Подготовлен и выполнен обзор 100 областей звездообразования на координатах и лучевых скоростях метанольных мазеров I класса в четырех линиях основного состояния OH на интерферометрической решетке VLA с пространственным

разрешением 12", в том числе, для 20 инфракрасных объектов Spitzer/EGOs. Эмиссия ОН обнаружена в 10 EGOs: главные линии ОН на частотах 1665 и 1667 МГц наблюдаются в 50% и 45% объектов, соответственно; линия-сателлит на частоте 1612 МГц наблюдается в 15% случаев, линия-сателлит на частоте 1720 МГц — в 5% случаев. Оценка расстояния (медианные величины) между скоплениями мазерных пятен ОН и точечным источником Spitzer/GLIMPSE, который ассоциируется с EGO (0.04 пк), скоплениями мазерных пятен OH и скоплениями мазерных пятен метанола I класса (0.14 пк), скоплениями мазерных пятен OH и скоплениями мазерных пятен метанола II класса (0.03 пк) показывает, что метанольные мазеры I класса расположены дальше от источника возбуждающего излучения, чем скопления мазеров ОН и мазерных пятен метанола II класса. Показано, что метанольные мазеры I класса не сосуществуют с точечным источником GLIMPSE, мазерами ОН и метанольными мазерами II класса в пределах одного и того же молекулярного ядра, т.е. это разные ядра, которые могут находиться на разных стадиях эволюционного развития.

5) Выполнен обзор 24-х EGOs в мазерной линии H2O на волне 1.35 см на РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории. Излучение зарегистрировано в 11 EGOs. Впервые обнаружено излучение H2O источника G28.83—0.25, которое, вероятно, соответствует ранней стадии распространения ударной волны. Показано, что в некоторых EGOs лучевые скорости главных деталей спектров H2O и метанольных мазеров I класса различаются более чем на 5-10 км/с. Возможные объяснения этому факту: 1) эти мазеры сформированы в разных молекулярных ядрах, 2) излучение H2O исходит из небольших областей на фронте ударной волны, возбуждающей мазер, что приводит к сдвигу скорости мазера H2O относительно более спокойной среды, содержащей протяженные структуры с метанольным излучением I класса. Эти гипотезы можно и целесообразно проверить с помощью получения интерферометрических данных для мазеров H2O в объектах EGOs.

Личный вклад автора

Научные задачи и проблемы, которые ставились в процессе выполнения диссертации, решались совместно с научным руководителем и соавторами. При этом личный вклад автора, который составляет более 50% от общего объема работы, состоял в следующем.

1. Автор самостоятельно модернизировала составленный соавторами ранее каталог метанольных мазеров I класса, провела ревизию опубликованной версии, в которую добавила важ-

ную составляющую межзвездной среды — абсорбционные и эмиссионные в коротковолновом и средневолновом инфракрасном диапазоне облака IRDC и SDC и объекты EGO. При этом с помощью современных программ проведен анализ и отождествление данных каталога и данных наблюдений космических миссий MSX и Spitzer. Каталог в новой версии был подготовлен к публикации автором и лег в основу дальнейшей работы над диссертацией.

2. В работе с магнитными полями в газо-пылевых конденсациях, наблюдавшихся в линиях метанола и ОН, автор использовала архивные данные из обзора на радиотелескопе в Нансэ (Франция), выполненного сотрудниками лаборатории, но их обработку, интерпретацию результатов, подготовку публикаций в статьях и представление на конференциях автор выполняла самостоятельно.

3. В наблюдениях на одиночном 70-м радиотелескопе (Евпатория, Крым) метанольных мазерных конденсаций в линии ОН на частоте 1720 Мгц, трассирующей ударную волну, автор принимала личное участие. Отбор из собственного каталога метанольных мазеров I класса, отождествленных с протяженными на волне 4.5 мкм объектами EGO, составление программы наблюдений, выполнение процесса наведения телескопа на источники, контроль записи и анализа информации, обработка данных, представление полученных из наблюдений параметров линий и физических параметров источников выполнены автором лично и самостоятельно.

4. 100 метанольных мазерных конденсаций, отобранных из собственного каталога, наблюдались на интерферометрической решетке VLA в полном спектре основного состояния радикала ОН в рамках собственного проекта, одним из главных заявителей которого была автор диссертации. Автор лично провела конкретизацию наблюдательных программ для операторов интерферометра, подготовку фазовых и амплитудных калибраторов для использования в обработке данных по источникам, очистку и картографирование данных, интерпретацию полученных результатов и моделирование 20 молекулярных ядер, содержащих EGOs, которые полностью вошли в содержание диссертации.

5. В наблюдениях метанольных конденсаций I класса, протяженных на волне 4.5 мкм (EGOs), на одиночном радиотелескопе РТ-22 в Пущино в мазерной линии H2O на волне 1.35 см автор принимала личное участие. Ею составлена таблица сравнительных параметров наблюдений. В соответствующей статье вводная часть, постановка задачи и частично интерпретация наблюдений написана автором лично.

6. Автор лично принимала участие в составлении задания для наблюдений протопланет-ного диска в глобуле IC 1396 N на наземно-космическом интерферометре РадиоАстрон в мазерной линии H2O, коррелированные данные обрабатывались автором самостоятельно, также как и выполнение оформления полученных результатов и полное написание текста статьи.

Достоверность результатов

Достоверность результатов проведенных исследований и обоснованность выводов, сформулированных в диссертации, подтверждается надежностью и техническим состоянием телескопов и международных интерферометрических сетей, наблюдения на которых проводил автор, совершенством методики обработки данных, которая проводилась с помощью современных программных пакетов, и апробацией на всероссийских и международных конференциях и семинарах с участием известных и опытных специалистов.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Свойства молекулярного мазерного излучения в газо-пылевых комплексах Млечного пути»

Апробация работы

Все результаты, представленные в диссертации были представлены научной общественности на следующих семинарах и конференциях:

1. Всероссийская Астрономическая конференция ВАК-2010 «От эпохи Галилея до наших дней»,

2010, САО, Нижний Архыз, Россия.

2. Международная студенческая научная конференция «Физика космоса»,

2011, Уральский государственный университет, обсерватория Коуровка, Россия.

3. International Symposium IAU-280 «The Molecular Universe»,

2011, Toledo, Spain.

4. XLII Young European Radio Astronomers Conference,

2012, Pushchino Radio Astronomical of ASC LPI, Pushchino, Russia.

5. IAU Symposium №287 «Cosmic masers: From OH to H0»,

2012, Stellenbosh, South Africa.

6. IAU Symposium №302 «Magnetic Fields Throughout Stellar Evolution»,

2013, Biarritz, French Republic.

7. Всероссийская Астрономическая конференция ВАК-2013 «Многоликая Вселенная»,

2013, Санкт-Петербург, Россия.

8. XI Конференция молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования»,

2014, Институт космических исследований РАН, Москва, Россия.

9. Молодежная научная школа-конференция при 40-й Ассамблее COSPAR,

2014, Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия.

10. XXXII Всероссийская конференция «Актуальные проблемы внегалактической астрономии», симпозиум «Задачи обсерватории Миллиметрон»,

2015, Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ ФИАН, Пущино, Россия.

11. Научная конференция «Астрономия от ближнего космоса до космологических далей», 2015, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия.

12. European Week of Astronomy and Space Science (EWASS-2015), 2015, Tenerife, St. Cristobal de Laguna, Spain.

13. 45-ая студенческая научная конференция «Физика космоса», 2016, Уральский государственный университет, обсерватория Коуровка, Россия.

14. Отчетные сессии Астрокосмического центра ФИАН 2010—2015.

В процессе обучения и работы над диссертацией автор принимала участие в следующих мероприятиях:

1. Практика по обработке интерферометрических данных в программном пакете CASA на основе наблюдений, выполненных на VLA (NRAO, USA) в рамках собственной заявки VLA—13A—406; с представлением устного доклада по теме «An OH Survey in the Direction of Class I Methanol Masers»,

2015, 4—17 апреля, Национальная радиоастрономическая обсерватория США (NRAO), г. Сокорро, штат Нью-Мехико, США.

2. NRAO Postdoctoral Symposium,

2015, 6—7 April, National Radio Astronomy Observatory (NRAO), Socorro, New Mexico, USA.

3. International School on Submillimeter Astronomy SOMA-2015 organized by Moscow Institute of Physics and Technology (MIPT) and Astro Space Center of P.N. Lebedev Physical Institute (ASC LPI),

2015, 12—24 July, MIPT, Dolgoprudny, Russia.

4. 10th Heidelberg Summer School 2015: «Dynamics of the interstellar Medium and Star Formation» organized by the International Max Planck Research School for Astronomy and

Cosmic Physics at the University of Heidelberg (IMPRS-HD), 2015, 21 — 25 September, Max Planck House in Heidelberg, Germany.

Публикации по теме диссертации

Список публикаций по теме диссертации приведен в конце. Все результаты, представленные в диссертации, опубликованы в ведущем рецензируемом журнале (ссылки с обозначением [А]) ив материалах всероссийских и международных конференций (ссылки с обозначением [В]). Всего имеется 25 публикаций, в том числе — 6 статей в Астрономическом Журнале (список ВАК).

Объем и структура работы

Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Объем составляет 145 страниц, в том числе 34 рисунка и 14 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 206 наименований.

В главах 1 —4 последовательно представлены работы, соответствующие намеченной цели и конкретным задачам, которые представлены выше.

В заключении суммируются основные результаты, которые выносятся на защиту и формулируются перспективные направления для дальнейших исследований.

Глава 1

Метанольное мазерное свечение I класса в инфракрасных облаках и третья версия

каталога с1ММ/Б¥К

1.1 Постановка задачи

В этой главе проведено исследование ассоциации метанольных мазеров I класса с абсорбционными и эмиссионными объектами коротковолнового и средневолнового инфракрасных диапазонов с целью оценки вероятности влияния процесса самогравитации на усиление накачки этих мазеров. 1

Метанольные мазеры I класса формируются в плотных (пя2 ~105 см-3) холодных (Т ~25-100 К) конденсациях межзвездной среды, а число молекул метанола на луче зрения в них составляет 1016-1017 см-2 (см., например, [48]). Накачка этих мазеров — чисто столкновительная — обеспечивается кинетическим взаимодействием молекул метанола и молекул водорода и не требует присутствия иных энергетических источников [49].

В начальный период исследования этих объектов одним из главных отличительных классификационных признаков метанольного излучения I класса было отсутствие ассоциаций с какими-либо астрономическими объектами, типичными для областей звездообразования — на-

1 Материалы, представленные в данной главе, опубликованы в рецензируемом научном журнале из списка ВАК [А1], в архиве электронных публикаций [В1], в электронной базе данных астрономических объектов [В8] и в трудах научных конференций [В2,В6,В9].

пример, с другими мазерными источниками или c ультракомпактными зонами HII [12,50]. Единственным фактором, возможно, провоцирующим возникновение этих мазеров, признавалось наличие биплярных потоков, сжимающих конденсацию, что могло увеличивать как число столкновений молекул, так и количество молекул метанола по причине активизации их испарения с поверхности пылинок [51,52].

К настоящему моменту по результатам обзоров молекулярных облаков, содержащих области звездообразования, известно порядка 200 таких мазеров [53, B1], но вопрос об их происхождении и связи с другими объектами межзвездной среды до сих пор остается открытым. Ассоциация этих мазеров с биполярными потоками не является очевидной: статистические исследования, выполненные на базе каталогов cIMM [53,B1], показали, что лишь 22% метанольных мазеров I класса отождествляются с биполярными потоками, которые были выявлены, в основном, по линиям СО, имеющим широкие крылья. Возможно, в такой ситуации большую роль может играть фактор селекции в том смысле, что существующие биполярные потоки не всегда очевидны в тех линиях, в которых их принято отождествлять.

Кроме биполярных потоков, можно попробовать предположить наличие других явлений, изменяющих условия в газопылевой конденсации и увеличивающих вероятность формирования подобных мазеров.

Таким явлением, в принципе, может быть самогравитация вещества, которую можно ожидать в изолированных газо-пылевых сгустках, проявляющих себя, например, как инфракрасные темные облака. Это плотные (пя2 ~106 см_3), холодные (T ~10 K) [54] фрагменты межзвездной среды, наблюдающиеся в поглощении в среднем инфракрасном диапазоне на фоне излучения плоскости Галактики. Устоявшаяся на сегодняшний день аббревиатура IRDC происходит от английского названия «Infrared Dark Cloud».

История исследования этих структур восходит к началу ХХ века, когда американский астроном Эдвард Барнард составил каталог 182-x темных в оптике объектов разного вида (англ. dark marking objects) [55]. Барнард обратил особое внимание на непрозрачную туманность в созвездии Змееносца (область р Ophiuchi), которая в настоящее время стала одной из самых изучаемых областей звездообразования. Это был первый шаг в открытии и исследовании молекулярных облаков и природы межзвездной среды. Более современная версия каталога темных туманностей, созданного на основе Паломарских карт, представлена в работе [56]. Особую часть среди темных туманностей Барнарда составляют глобулы Бока — небольшие образования с резко очерченными границами иногда четкой сферической формы, которые выделяются в оптике на фоне зон HII, ярких эмиссионных туманностей и даже звезд.

Поскольку температура и плотность в облаках определяется по линиям молекул достаточно надежно, устанавливая идентификацию cIMM и межзвездных облаков, мы можем получить нижнюю границу параметров, при которых начинает функционировать метанольное мазерное излучение I класса в плотных конденсациях, вкрапленных в подобные облака. В данной работе выполнено такое отождествление. Ниже мы приводим описание каталога метанольных мазеров

I класса, который используется в анализе, каталогов темных инфракрасных облаков и облаков, излучающих в ближнем инфракрасном диапазоне, а также и описание процедуры проведения отождествления.

1.2 Каталоги сравнения

1.2.1 Каталог метанольных мазеров I класса — третья

модифицированная версия

Данная работа посвящена исследованию ассоциации метанольных мазеров I класса с абсорбционными и эмиссионными объектами коротковолнового инфракрасного диапазона, поэтому базовым каталогом для сравнения с остальными является полный каталог cIMM.

Первый полный каталог метанольных мазеров I класса, основанный, главным образом, на наблюдениях наиболее яркой и наиболее распространенной линии метанола в переходе 70 —6iA+ на частоте 44 ГГц в северном и южном полушариях, был составлен в 2007 г. [53]. Он содержал 160 источников, открытых на период до 2007 г.

Вторая версия этого каталога опубликована в Интернете в форме базы данных URL: http: //www.asc.rssi.ru/MMI/ [B1]. В нем представлены 198 источников, обнаруженные до 2011 г.

В предлагаемой работе мы подготовили третью версию каталога, которая была подключена к той же электронной базе данных по тому же адресу в форме обновления таблиц. Эта версия каталога содержит 206 источников. Обзоры, которыми мы дополнили прежнюю версию, представлены в работах [42,57-63].

В данном каталоге собраны cIMM, которые были открыты наиболее простым способом без использования оригинальных идей — исследователи наводили телескопы, в основном, на известные области звездообразования, в которых уже были обнаружены мазерные источники ОН, Н20 или метанольные мазеры II класса. Этот каталог можно назвать «каталог cIMM/SFR». Заметим, что даже слепые систематические обзоры Галактической плоскости (англ. «blind-survey») с целью поиска cIMM никогда не проводились.

Мы сознательно не присоединили к этому каталогу недавно вышедшую работу [64], в которой открыто 92 новых cIMM на частоте 95 ГГц в переходе 8о—71А+ в направлении объектов EGO, обнаруженных в рамках работы миссии Spirzer, считая, что принципиально другой подход, использованный в этой работе, создает иной каталог cIMM/EGO, имеющий самостоятельное значение, отличное от каталога cIMM/SFR.

Как в первой и второй версиях каталога cIMM/SFR, так и в третьей версии представлены

и обновлены отождествления метанольных мазеров I класса с метанольными мазерами II класса, с мазерами на гидроксиле ОН и на молекуле воды, с источниками IRAS, ультракомпактными HII-зонами, биполярными потоками и линиями молекулы CS, трассирующей плотный газ, а также расстояния до мазерных областей. Кроме того, в третьей версии добавлены результаты отождествлений cIMM с темными облаками, полученные в данной работе, которые мы опишем ниже.

Информация, использованная при составлении каталога, отражена в электронном виде в описании каталога в файле «ReadMe» и во вспомогательном файле «References» в том же адресе.

1.2.2 Каталог IRDC по данным со спутника MSX

Впервые структуры IRDC как новая Галактическая самостоятельная составляющая были выделены в ходе двух экспериментов — американского, поставленного организацией BMDO (англ. Ballistic Missile Defense Organization), которая в апреле 1996 г. запустила спутник с телескопом для исследований в среднем инфракрасном диапазоне (диапазон длин волн 6—35 мкм), и объединенного европейского — инфракрасная космическая обсерватория ISO (англ. Infrared Space Observatory), на которой функционировала камера ISOCAM примерно в том же диапазоне (3—20 мкм).

Американский телескоп назвали SPIRIT III (англ. The Spatial Infrared Imaging Telescope), а эксперимент получил название «Midcourse Space Experiment» (MSX) [65]. Обзор MSX Галактической плоскости выявил в три раза больше источников, чем обзор IRAS в той же области. Он проводился в четырех спектральных полосах, из которых наиболее чувствительной была полоса на 8.3 мкм. Излучение плоскости Галактики в среднем инфракрасном диапазоне обеспечивает горячая мелкодисперсная пыль, которая содержит полициклические ароматические углеводороды (англ. Polycyclic Aromatic Hydrocarbons, PAH). Эти сложные органические молекулы возбуждаются ультрафиолетом и высвечиваются в диапазоне 7.7—8.3 мкм. Европейский космический обзор Галактической плоскости (ISOGAL, [66]), выполненный с помощью камеры ISOCAM на 15 мкм, был в 100 раз лучше по чувствительности, чем обзор IRAS.

Исследования, проведенные на этих спутниках, выявили большую популяцию компактных темных облаков в межзвездной среде Галактической плоскости. Уже на первых этапах обработки данных, полученных в результате обзора, выполненного в эксперименте MSX, было выделено около 2 000 объектов с характеристиками, приведенными выше.

В последней версии каталога, полученного в результате обзора MSX [67], содержится 10 931 объект и в них 12 774 ядер, или пиков контрастности размером более 36". Существует классификация плотных ядер, которые делят на три категории [68]: горячие ядра (T > 30 K),

молекулярные ядра с тем же температурным режимом и холодные ядра (T ~iQ K) — это плотные сгустки (англ. clumps) внутри гигантских молекулярных облаков (англ. Giant molecular clouds, GMCs). Однако IRDCs представляют собой самостоятельную группу ядер, которые отличаются б0льшими размерами и не имеют четких границ. Типичный размер, например, глобул Бока — около Q.Q5 пк, размер IRDC — на два порядка больше. В угловом выражении IRDCs — это крупномасштабные структуры, достигающие в угловых единицах измерений размера 5/, в линейных — до i пк [бТ] (для нескольких сотен источников были определены расстояния). Предполагается, что IRDCs — самогравитирующие фрагменты гигантских молекулярных облаков, которые пережили их распад [б9].

В первых публикациях по каталогу MSX высказывались предположения, что IRDCs находятся вне областей звездообразования, но в настоящее время считается, что в них реализуются физические условия, при которых сохраняется самая ранняя стадия образования звезд и прото-планетных дисков. Накануне запуска проекта HERSHEL (англ. Herschel Space Observatory) ^Q] к ним стал проявляться повышенный интерес, поскольку исследования IRDCs могут дополнить эволюционную картину развития межзвездной среды с наименее изученной стороны.

1.2.3 Каталог SDC по данным со спутника Spitzer

В современных проектах исследование темных облаков и областей звездообразования продолжается в рамках космической миссии Spitzer.

Spitzer — это последний проект в программе NASA «Great Observatories Program» (NASA Spitzer Space Telescope, URL: http://www.spitzer.caltech.edu/). Он является частью семейства четырех орбитальных обсерваторий, на каждой из которых проводились наблюдения в разных диапазонах длин волн (оптическом, гамма, рентгеновском и инфракрасном). Проекты по этой программе включают Космический Телескоп Хаббла (HST), Комптоновскую Гамма Обсерваторию (CGRO) и рентгеновскую обсерваторию «Чандра» (CXO). Космический телескоп Spitzer (ранее the Space Infrared Telescope Facility, SIRTF) был запущен 25 августа 2QQ3 г. Он состоит из Q.85^ телескопа и трех научных инструментов и является самым большим инфракрасным телескопом, когда-либо запущенным в космос. Один из трех инструментов — камера IRAC (англ. InfraRed Array Camera, URL: http://www.cfa.harvard.edu/irac/) — работает на четырех длинах волн 3.б, 4.5, 5.8, 8.Q мкм. С помощью этой камеры был выполнен обзор Галактической плоскости GLIMPSE (англ. Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire, [Т1]).

В настоящее время идет работа по формированию каталога темных облаков SDC, основанного на картах непрозрачности, полученных в результате обработки данных обзора GLIMPSE на длине волны 8 мкм. На 8 мкм данные со спутника Spitzer по сравнению с данными со спутника MSX получены при более высоком пространственном разрешении (2// против 2Q//), с более

высокой чувствительностью (0.3 мЯн против 1.2 мЯн) и в более широком спектральном интервале. Цель подобных исследований — определение изначальных условий формирования звездных протоскоплений и роли темных облаков на самой ранней стадии образования звезд.

В работе [72] представлена разработка нового кода извлечения источников из карт непрозрачности: метод позволяет определить границы объектов и локальные минимумы между отдельными структурами, а также оценить размеры источников. Объектами SDC считались облака, имеющие связанную структуру на уровне непрозрачности более т8мкм = 0.35, пик контрастности 0.7 и диаметр больше 4". По оценкам, приведенным в работе [72], это соответствует плотности молекулярного водорода на луче зрения Nh2 = (1-2) х 1022 см-2. С такими параметрами было выделено 11 303 IRDC и около 50 000 субструктур (фрагментов) внутри этих облаков. Термин «фрагменты IRDC» имеет не тот смысл, который вкладывался ранее в термин «ядра IRDC» [73]: в работе [72] фрагменты не интерпретируются как отдельные зарождающиеся звезды или группы звезд.

Обзор MSX охватил более значительную часть Галактической плоскости, в то время как данные обзора GLIMPSE относятся только к интервалам долгот 10°<l<65° и 295°<l<350°. В этих интервалах темных облаков по данным Spitzer оказалось примерно в два раза больше, чем по данным MSX. В работе [72] предложено выделить три категории облаков: «Spitzer only», «MSX only» и «both» (т.е. присутствующие в обоих каталогах). Различия в обработке данных MSX и Spitzer заключаются в способах извлечения источников, оценки фона, пределов обнаружения, пиков контрастности и границ облаков. Облака MSX only имеют более низкую контрастность и большие размеры. По окончательным оценкам [72], более 80% темных облаков, выделенных в этой работе, являются новыми и не совпадают с темными облаками, полученными в обзоре MSX.

1.2.4 Каталог EGOs по данным со спутника Spitzer

Spitzer исследовал не только абсорбционные темные объекты в инфракрасном диапазоне, но и те, которые излучают в диапазоне камеры IRAC.

На основании анализа снимков, сделанных в обзоре GLIMPSE, было выявлено более 300 источников [74], излучающих на длине волны 4.5 мкм — т.е. в «зеленой» полосе, имеющей такое название в рамках общепринятой классификации диапазонов спектра камеры IRAC. Излучение этих источников — протяженное, а не точечное, поэтому источники были названы «Extended Green Objects» (протяженные зеленые объекты), или EGOs. Протяженный характер излучения этих объектов интерпретировался авторами работы [74], как след потоков ионизированного молекулярного газа, т.е. биполярных потоков, истекающих от протозвезд, поскольку инфракрасные цвета объектов EGOs попадают в тот же диапазон цветовых зависимостей, что и молодые

протозвезды, погруженные в пылевые оболочки.

В работе [74] представлен каталог EGO-источников, который включает интегральную плотность потока излучения, измеренную на четырех длинах волн камеры IRAC, и фотометра MIPS (англ. Multiband Imaging Photometer, Spitzer), который работает на длине волны 24 мкм с разрешением 6".

Источники, представленные в каталоге EGOs, исследовались на VLA в переходах CH30H 70—61A+ и 61—50A+, на частотах 44 ГГц и 6.7 ГГц, соответственно [59]. Наблюдения показали высокую степень отождествления EGOs и метанольного мазерного излучения I класса, что подтверждает гипотезу о том, что EGOs действительно трассируют потоки молекулярного вещества, если придерживаться гипотезы, согласно которой биполярные потоки играют важную роль в формировании метанольного мазерного излучения.

Информация об этих источниках включена в наш каталог cIMM.

1.3 Отождествление объектов и представление данных

Рассмотренные выше каталоги были приняты за основу для сравнения в качестве ансамблей, содержащих большое число объектов. Сравнение каталогов проводилось с помощью программы TOPCAT (англ. Tool for Operations on Catalogues And Tables, URL: http://www. starlink.ac.uk/topcat/). TOPCAT является интерактивной графической программой просмотра и редактирования табличных данных и предоставляет широкий спектр средств, необходимых для анализа и обработки каталогов астрономических объектов и других таблиц.

Эта программа разрабатывалась в период 2006—2009 г.г., в основном, в Великобритании в рамках различных британских проектов и проектов Европейской виртуальной обсерватории EURO—VO (URL: http://www.euro-vo.org), но может успешно сотрудничать с другими инструментами и любыми наборами данных.

В нашем анализе отождествление проводилось путем сравнения экваториальных координат метанольных мазеров I класса и экваториальных координат объектов IRDC, SDC и EGO из соответствующих каталогов, представленных выше.

Для сравнения координаты объектов были приведены на эпоху равноденствия J2000.0 (стандартная система FK5). Часовые углы прямых восхождений пересчитывались в градусную меру. Так как метанольные мазеры I класса исследовались на одиночных антеннах с типичными диаграммами примерно 22, отождествленными считались источники, расстояние между которыми не превышало 2'. Источники, отмеченные в каталоге cIMM курсивом, (вероятное отождествление), в анализ не включались.

Адреса используемых каталогов:

. метанольные мазеры I класса, третья версия каталога, 206 объектов — URL: http://www. asc.rssi.ru/MMI;

. >300 объектов EGO — URL: http://vizier.cfa.harvard.edu/viz-bin/VizieR?-source=J/AJ/ 136/2391;

. 10 931 объект IRDC — URL: http://vizier.cfa.harvard.edu/viz-bin/VizieR?-source=J/ApJ/ 639/227;

. 11 303 объектов SDC — URL: http://vizier.cfa.harvard.edu/viz-bin/VizieR?-source=J/A+A/ 505/405.

Кроме того, мы провели отождествление cIMM с глобулами Бока из каталога [75]:

. 248 объектов каталога [75] — URL: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-ref? querymethod=bib&simbo=on&submit=submit+bibcode&bibcode=1988ApJS...68..257C.

В печатном варианте мы представляем результаты отождествлений cIMM с протяженными эмиссионными инфракрасными объектами EGOs и абсорбционными инфракрасными облаками IRDCs и SDCs: в таблице 1.1 содержатся названия источников, экваториальные координаты и столбцы с данными отождествлений. Для удобства анализа полного инфракрасного диапазона приведено также отождествление с точечными источниками IRAS. Кроме того, в этой таблице мы привели отождествления с ультракомпактными зонами HII и биполярными потоками, которые классифицировались по традиционным признакам наличия крыльев в тепловых линиях. В электронном виде в третьей версии каталога cIMM/SFR представлены результаты отождествлений, включающие также идентификации с метанольными мазерами II класса, мазерами ОН и Н2О, тепловыми линиями CS, сведения о расстояниях и ссылки на первоисточники.

Таблица 1.1. Отождествление метанольных мазеров I класса с инфракрасными объектами (для EGOs указаны номера таблиц из каталога [74]), биполярными потоками и ультракомпактными зонами HII. Каталог опубликован в работе [A1] и доступен online в электронной базе данных астрономических объектов [B8].

№ Метанольный Название RA Dec Отождествление

мазер (J2000) (J2000) IRAS IRDC SDC EGO BO UCHII

1 G119.779—6.031 CB3 NGC2071 HH7-11 IMYSO [BKY] 00fe28m42.7ä 56°42'07" 00252+5625 +

2 G121.298+0.659 IMYSO [BKY] 00 36 47.5 63 29 02 00338+6312

3 G122.015—7.072 Mol 3 00 44 57.6 55 47 18 00420+5530

4 G133.749+1.198 W3(3) LDN1359 02 25 53.5 62 04 10.7 02226+6150 +

5 G133.949+1.065 W3(OH) 02 27 4.62 61 52 25.6 02232+6138 +

6 G158.395—20.575 NGC1333 IRAS4A HH 7-11 L1450 03 29 10.25 31 13 31.2 + +

7 G170.657—0.269 Mol 9 05 20 16.1 36 37 21 05168+3634 +

8 G173.481+2.446 S231 RNO 49 05 39 12.85 35 45 54.1 05358+3543 + +

№ Метанольный мазер Название RA ^2000) Dec ^2000) Отождествление

IRAS IRDC SDC EGO BO исты

9 0173.719+2.698 Б235 Б235Б 05л40™53.27» 35°41'48.8" 05375+3540 + +

GGD 5-6 ИМО 52

10 G174.20-00.08 AFGL 5142 НН 190 05 30 48.00 33 47 53.8 05274+3345 +

11 G183.348-0.577 05 51 10.6 25 46 14 05480+2545 +

12 0189.032+0.785 G188.9 06 08 41.12 21 31 3.6 06056+2131 +

RAFGL6366S

Мо1 15

13 G192.597-0.035 S255(0,44и) S255 06 12 56.37 17 59 53.8 06099+1800 +

S257 1С2162

14 G194.934-1.227 Мо1 19 06 13 15.1 15 22 36 06103+1523 +

15 0203.316+2.055 NGC2264 NGC2264 06 41 9.62 09 29 34.9 06384+0932 +

IRS3 НН 579

16 G205.109-14.111 NGC2071 LDN1630 05 47 04.1 00 21 42.1 05445+0020 +

НН 437

17 G205.539-14.602 НН 25MMS НН 26IR 05 46 07.4 -00 14 13.8 05435-0015 +

L1630 05435-0014

18 G206.538-16.358 NGC2024 (Опои Б) 05 41 42.86 -01 54 33.6 05393-0156 + +

СШ2)

19 G208.752-19.215 OMC3 MMS9 OMC2(2) 05 35 26.0 -05 05 42 05329-0508 +

НН287 IMYSO [БКУ]

20 G208.816-19.239 OMC-2 НН 383, 384, 05 35 59.8 -05 09 36.6 05329-0512 +

667, 887, 533, 05 35 27 -05 10 06

OMC2 FIR4

IMYSO [БKY]

21 G208.993-19.385 Oгion-KL НН 201, 05 35 14.43 -05 22 29.6 +

202, 206, 207, 208,

209, 269, 510, 511,

513, 514, 517, 518,

523, 529, 624, 626

22 G210.06-19.598 LDN1641N НН298, 05 36 17.06 -06 22 10 05338-0624 +

298А, 303I

IMYSO [БKY]

23 G269.20-1.13 09 03 34.14 -48 28 04 09018-4816 +

24 G270.26+0.84 09 16 37.5 -47 56 09.6 09149-4743 +

25 G294.97-1.73 11 39 12.36 -63 28 46.8 11368-6312 +

26 G300.97+1.14 12 34 52.38 -61 40 01.6 12320-6122 +

27 G301.14-0.23 12 35 34.24 -63 02 38.1 12326-6245 + +

28 G305.21+0.21 13 11 09.49 -62 34 40.4 13079-6218 + +

исты [ШЩ

N0 ИСТЫ

[РЖ]

29 G305.25+0.25 13 11 32.59 -62 32 02.7 13085-6213 + N0 ИСТЫ

30 G305.36+0.20 13 12 33.66 -62 33 24.4 13092-6218 + +

№ Метанольный мазер Название ИЛ (Л2000) Бее (Л2000) Отождествление

ГОАЭ IR.DC ЭБС EGO ВО исин

31 G309.39-0.14 13^47^25.91« -62°18'11.4" 13438-6203 + 1,4

13439-6201

32 G316.76-0.02 14 44 56.13 -59 48 12.1 14406-5939

33 G318.05+0.09 14 53 42.49 -59 09 00.5 14498-5856 + 2 +

34 G318.94-0.20 15 00 53.09 -58 59 06 14567-5846 + +

35 G320.28-0.31 15 10 18.71 -58 25 24.4 15061-5814 + +

ИСН11 [ШИИ]

36 G322.17+0.62 15 18 40.44 -56 38 46 15152-5631 +

37 G323.74-0.27 15 31 45.91 -56 30 58.7 15278-5620 + + 4 ИСН11 [ШИИ]

N0 ИСИ11

[РЖ]

38 G324.72+0.34 15 34 57.92 -55 27 27.5 15310-5517 + + 1

39 G326.475+0.703 15 43 16.48 -54 07 12.3 15394-5358 + + 2 +

40 G326.641+0.612 15 44 33.09 -54 05 31.2 15412-5359 +

41 G326.66+0.57 15 44 48.77 -54 06 48.4 15412-5359 + ИСИ11 [ШИИ]

15408-5356

42 G326.859-0.667 15 51 14.07 -54 58 04.6 15475-5449 + 1

43 G327.29-0.58 15 53 06.07 -54 37 06.2 15492-5426 + 3 Э^о^ И11

[СИ3]

44 G327.392+0.199 15 50 18.37 -53 57 06 15464-5348 + 1 +

45 G327.618-0.111 15 52 50.12 -54 03 00.4 15490-5353 +

15491-5354

46 G328.20-0.58 15 57 54.71 -54 02 13.3 15539-5353 + +

47 G328.24-0.55 15 57 58.39 -53 59 23 15541-5349 2 +

48 G328.81+0.64 15 55 48.29 -52 42 47.8 15520-5234 + + 4 +

ИСИ11

49 G329.03-0.21 16 00 32.6 -53 12 48.3 15566-5304 + + 2

50 G329.066-0.308 16 01 09.84 -53 16 02.4 15573-5307 + + 3 +

51 G329.183-0.314 16 01 46.92 -53 11 43.9 15579-5303 + + 1,3 N0 И11 [СИ3]

52 G329.469+0.502 15 59 40.61 -52 23 27.4 15557-5215 + + 1,2 +

ИСИ11 ^М]

53 G331.13-0.25 16 10 59.79 -51 50 39.3 16072-5142 + 2 +

16071-5142

54 G331.34-0.35 16 12 26.24 -51 46 12.7 16085-5138 + 4 +

55 G331.442-0.187 16 12 12.36 -51 35 10.1 16084-5127 + +

56 G332.295-0.094 16 15 45.39 -50 55 53.8 16119-5048 + 3,4 +

57 G332.604-0.167 16 17 29.21 -50 46 12.3 16136-5038

16132-5039 + 2 +

58 G332.942-0.686 16 21 19.03 -50 54 10.4 16175-5045 + 1,2

16175-5046

59 G332.963-0.679 16 21 22.94 -50 52 58.7 16175-5045 + 1

16175-5046

60 G333.029-0.063 16 18 56.74 -50 23 54.2 16153-5016 +

61 G333.13-0.43 16.21 0.09 -50 35 25.1 16172-5028 + +

№ Метанольный мазер Название RA (Л2000) Dec (Л2000) Отождествление

IRAS IRDC SDC EGO BO исты

62 G333.13-0.56 16Л21™35.75а -50°40'51.3" + 4

63 G333.163-0.101 16 19 42.67 -50 19 53.2 16159-5012 + +

64 G333.184-0.091 16 19 45.63 -50 18 35 16159-5012 + 1 +

65 G333.23-0.05 16 19 48.12 -50 15 01.8 +

66 G333.315+0.105 16 19 29.02 -50 04 41.4 16156-4956 + 4

16157-4957

67 G333.466-0.164 16 21 20.81 -50 09 48.6 16175-5002 + + 2 +

68 G333.562-0.025 16 21 08.8 -49 59 48.3 16172 -4954 + +

69 G333.61-0.22 16 22 11.01 -50 06 10.4 16183-4958 + +

70 G335.060-0.427 16 29 23.16 -49 12 27.4 16256-4905 + 2

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Баяндина Ольга Сергеевна, 2016 год

Цитируемая литература

[1] C. F. McKee and E. C. Ostriker, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 45, 565 (2007).

[2] C. J. Lada and E. A. Lada, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 41, 57 (2003).

[3] F. H. Shu, F. C. Adams, S. Lizano, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 25, 23 (1987).

[4] S. Kurtz, R. Cesaroni, E. Churchwell, P. Hofner, et al., in Protostars and Planets IV (Book — Tucson: University of Arizona Press; eds Mannings, V., Boss, A.P., Russell, S. S.), p. 299 (2000).

[5] E. Churchwell, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 40, 27 (2002).

[6] F. C. Adams, C. J. Lada and F. H. Shu, Astrophys. J. 312, 788 (1987).

[7] J. Bally and C. J. Lada, Astrophys. J. 265, 824 (1983).

[8] S. P. Ellingsen, S. L. Breen, M. A. Voronkov, J. L. Caswell et al., in Proceedings «Science with Parkes @ 50 Years Young», Ed. R. Braun, р.1, arXiv:1210.2139 [astro-ph.GA] (2012). http://www. atnf.csiro.au/research/conferences/Parkes50th/ProcPapers/ellingsen.pdf

[9] S. P. Ellingsen, M. A. Voronkov, D. M. Cragg, A. M. Sobolev, et al., in Astrophysical Masers and their Environment, eds. J. M. Chapman and W. A. Baan, Proc. IAU Symp. 242, 213 (2007).

[10] S. L. Breen and S. P. Ellingsen, in Cosmic Masers — from OH to H0, eds. R. S. Booth, E.M.L. Humphreys and W.H. T. Vlemmings, Proc. IAU Symp. 287, 156 (2012).

[11] K. Menten, in Cosmic Masers — from OH to H0, eds. R. S. Booth, E.M.L. Humphreys and W.H. T. Vlemmings, Proc. IAU Symp. 287, 506 (2012).

[12] W. Batrla, H. E. Matthews, K. M. Menten, and C. M. Walmsley, Nature 326, 49 (1987).

[13] K. M. Menten, in Skylines, Proceedings of the Third Haystack Observatory Meeting, ed. A. D. Haschick & P. T. P. Ho (San Francisco: ASP), 119 (1991).

[14] K. M. Menten, Astrophys. J. 380, L75 (1991b).

[15] D. M. Cragg, K. P. Johns, and P. D. Godfrey, et al., Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 259, 203 (1992).

[16] М. А. Воронков, Письма в «Астрон. журн.» 25, (1999). [Astron. Lett. 25, 149 (1999)] (astro-ph/0008476).

17] M. A. Voronkov, A. M. Sobolev, S. P. Ellingsen, A. B. Ostrovskii, and A. V. Alakoz, Astrophys. and Space Sci. 295, 217 (2005).

18

19

20

21 22

23

24

25

26

27

28

29

30

31

32

33

34

35

И. Е. Вальтц. Мазеры в областях звездообразования: дис. ... д-р. физ.-мат. наук. Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, 2000.

M. Szymczak, T. Pillai, and K. M. Menten, Astron. and Astrophys. 434, 613 (2005).

S. L. Breen, S. P. Ellingsen, J. L. Caswell, and B. E. Lewis, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 401, 2219 (2010).

S. L. Breen, S. P. Ellingsen, J. L. Caswell, J. A. Green, et al., Astrophys. J. 733, 80 (2011). J. L. Caswell, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 289, 203 (1997).

M. A. Voronkov, J. L. Caswell, S. P. Ellingsen, and A. M. Sobolev, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 405, 2471 (2010).

J. R. Forster and J. L. Caswell, Astron. and Astrophys. 213, 339 (1989).

M. Felli, F., Palagi, and G. Tofani, Astron. and Astrophys. 255, 293 (1992).

T. K. Sridharan, H. Buether, P. Schike, K. M. Menten, et al., Astrophys. J. 566, 931 (2002).

S. L. Breen, J. L. Caswell, S. P. Ellingsen, and C. J. Phillips, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 406, 1487 (2010).

V. I. Slysh, S. V. Kalenskii, I. E. Val'tts, and R. Otrupcek, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 268, 464 (1994).

S. P. Ellingsen, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 359, 1498 (2005).

S. Kurtz, P. Hofner, and C. V. Alvarez, Astrophys. J. Suppl. Ser. 155, 149 (2004).

V. I. Slysh, I. E. Val'tts, V. Migenes, E. Fomalont, et al., Astrophys. J. 526, 236 (1999).

В. И. Слыш, М. А. Воронков, И. Е. Вальтц, В. Мигенес и др., Астрон. журн. 79, 1074 (2002).

L. Kogan and V. Slysh, Astrophys. J. 497, 800 (1998).

A. Bartkiewicz, M. Szymczak, Y. M. Pihlstrom, H. J. van Langevelde, et al., Astron. and Astrophys. 525, 120 (2011).

K. M. Menten, M. J. Reid, P. Pratap, and J. M. Moran, Astrophys. J. 401, L39 (1992). D. Hollenbach, M. Elitzur, and C. F. McKee, Astrophys. J. 773, 70 (2013).

37

38

39

40

41

42

43

44

45

46

47

48

49

50

51

52

53

54

55

56

57

58

59

В. И. Слыш, И. Е. Вальтц, С. В. Каленский, В. В. Голубев, Астрон. журн. 76, 892 (1999).

B. И. Слыш, И. Е. Вальтц, С. В. Каленский, Г. М. Ларионов, Астрон. журн. 76, 751 (1999).

C. Goddi, L. Moscadelli, A. Sanna, R. Cesaroni, et al., Astron. and Astrophys. 461, 1027 (2007). S. Leurini, P. Schilke, K. M. Menten, D. R. Flower, et al. , Astron. and Astrophys. 422, 573 (2004). S. Leurini, P. Schilke, F. Wyrowski, K. M. Menten, Astron. and Astrophys. 466, 215 (2007).

P. Pratap, P. A. Shute, T. C. Keane, C. Battersby, et al., Astronomical J. 135, 1718 (2008).

B. C. McEwen, Y. M. Pihlstrom, and L. O. Sjouwerman, Astrophys. J. 793, 133 (2014).

Y. M. Pihlstrom, L. O. Sjouwerman, D. A. Frail, M. J. Claussen, et al., Astronomical J. 147, 73 (2014).

D.M. Cragg, A.M. Sobolev, and P. D. Godfrey, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 360, 533 (2005). Y. M.Pihlstrom, L. O. Sjouwerman, and V. L. Fish, Astrophys. J. 739, L21 (2011).

J. W. Hewitt, F. Yusef-Zadeh, and M. Wardle, Astrophys. J. 683, 189 (2008). chapter1

A. M. Sobolev, A. B. Ostrovskii, M. S. Kirsanova, O. V. Shelemei et al., Proc. IAU Symp. 227, p. 174 (2005); e-Print arXiv:astro-ph/0601260 (2006).

R. M. Lees, Astrophys. J. 184, 763 (1973).

K. M. Menten, Doctoral Thesis, Bonn University (1987).

R. Bachiller, S. Liechti, C. M. Walmsley et al., Astron. and Astrophys. 295, L51 (1995). S. Leichti and C. M. Walmsley, Astron. and Astrophys. 321, 625 (1997). И. Е. Вальтц, Г. М. Ларионов, Астрон. журн. 84, 579 (2007). S. D. Price, M. P. Egan, S. J. Carey, et al., Astron. J. 121, 2819 (2001).

E. E. Barnard, Astrophys. J. 49, 1 (1919).

B. T. Lynds, Astrophys. J. Suppl. Ser. 7, 1 (1962).

C. В. Полушкин, И. Е. Вальтц, Астрон. журн. 87, 546 (2010).

F. Fontani, R. Cesaroni, and R. S. Furuya, Astron. and Astrophys. 517, id.A56 (2010).

C. J. Cyganowski, C. L. Brogan, T. R. Hunter, and E. Churchwell, Astrophys. J. 702, 1615 (2009).

60 61 62

63

64

65

66

67

68

69

70

71

72

73

74

75

76

77

78

79

80

X. Chen, S. P. Ellingsen, and Z.-Q. Shen, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 396, 1603 (2009).

И. Д. Литовченко, А. В. Алакоз, И. Е. Вальтц, Г. М. Ларионов, Астрон. журн. 88, 1177 (2011).

Jae-Han Bae, Kee-Tae Kim, So-Young Youn, Won-Ju Kim, Do-Young Byun, Hyunwoo Kang, and Chung Sik Oh, Astrophys. J. Suppl. Ser. 196, 21 (2011).

S. Deguchi, D. Tafoya, and N. Shino, arXiv1109.0677D (2011).

X. Chen, S. P. Ellingsen, Z-Q. Shen, A. Titmarsh et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 196, Issue 1, article id.9 (2011).

J. D. Mill et al., J. Spacecraft Rockets, 31, 900 (1994). M. Perault et al., Astron. and Astrophys. 315, L165 (1996).

R. Simon, J. M. Jackson, J. M. Rathborne, and E. T. Chambers, Astrophys. J. 639, 227 (2006).

C. M. Walmsley, in IAU Symp. 147, «Fragmentation of Molecular Clouds and Star Formation», ed. E. Falgarone et al. (Dordrecht: Kluwer), 161 (1991).

M. P. Egan, R. F. Shipman, S. D. Price, S. J. Carey et al., Astrophys. J. 494, L199 (1998). G. L. Pilbratt et al. Astron. and Astrophys. 518, L1 (2010). R. A. Benjamin et al. PASP, 115, 953 (2003).

N. Peretto and G. A. Fuller, Astron. and Astrophys. 505, 405 (2009).

J. M. Rathborne, J. M. Jackson, and R. Simon, Astrophys. J. 641, 389 (2006).

C. J. Cyganowski, B. A. Whitney, E. Holden, E. Braden, C. L. Brogan, E. Churchwell, R. Indebetouw,

D. F. Watson, B. L. Babler, R. Benjamin, M. Gomez, M. R. Meade, M. S. Povich, T. P. Robitaille, and C. Watson, Astron. J. 136, 2391 (2008). 70

D. P. Clemens & R. Barvainis, Astrophys. J. Suppl. Ser.68, 257 (1988).

A. Brunthaler, M. J. Reid, K. M. Menten et al., Astrophys. J. 693, 424 (2009). R. Simon et al., Astrophys. J. 639, 227 (2006)

R. M. Crutcher, in Proc. of the IAU Symp. 227 «Massive Star Birth: a Crossroads of Astrophysics», Eds. R. Cesaroni, M. Felli, E. Churchwell and M. Walmsley, Cambridge Univ. Press, p. 98 (2005).

V. L. Fish, W. F. Brisken, and L. O. Sjouwerman, Astrophys. J. 647, 418 (2006).

E. Cenacchi, A. Kraus, A. Orfei, and K.-H. Mack, Astron. and Astrophys. J. 498, 591 (2009).

[81] R. M. Crutcher, T. H. Troland, A. A. Goodman, et al. Astrophys. J. 407, 175 (1993).

[82] B. Corey, 00-Corey-polarization[1].pdf, IVS VLBI2010 FRFF Workshop, Wettzell, Germany (2010).

[83] R. M. Crutcher and I. Kazes, Astron. and Astrophys. 125, 209 (1983).

[84] W. van Driel, J. Pezzani, E. Gerard, in High Sensitivity Radio Astronomy, eds. N. Jackson & R. J. Davies (Cambridje Univ. Press), p. 229 (1996).

[85] M. Szymczak and E. Gerard, Astron. and Astrophys. 423, 209 (1997).

[86] В. И. Слыш, М. И. Пащенко, Г. М. Рудницкий и др., Астрон. журн. 87, 655 (2010).

[87] M. Szymczak and E. Gerard, Astron. and Astrophys. 494, 117 (2009).

[88] Е. Е. Лехт, М. И. Пащенко, Г. М. Рудницкий, Астрон. журн. 89, 48 (2012).

[89] P. Goldreich, D. A. Keely, and J. Y. Kwan, Astrophys. J. 179, 111 (1973).

[90] R. D. Davies, Proc. of the IAU Symp. , eds. F. J. Kerr and S. C. Simonson, III, p. 275 (1974).

[91] J. A. Garcia-Barreto, B. F. Burke, M. J. Reid et al., Astrophys. J. 326, 954 (1988).

[92] R. J. Sault, E. B. Killeen, J. Zmuidzinas, and R. Loushin, Astrophys. J. Suppl. Ser. 74, 437 (1990).

[93] M. Elitzur, Astrophys. J. 504, 390 (1998).

[94] R. M. Crutcher, Astrophys. J. 520, 706 (1999).

[95] A. L. Argon, M. J. Reid, and K. M. Menten, Astrophys. J. Suppl. Ser. 129, 159 (2000).

[96] J. L. Caswell, R. A. Vaile, S. P. Ellingsen, J. B. Whiteoak et al., Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 272, 96 (1995).

[97] J. L. Caswell, G. A. Fuller, J. A. Green, A. Avison et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 404, 1029 (2010).

[98] A. A. Zijlstra, S. R. Pottash, D. Engels, P. R. Roelfsema et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 246, 217 (1990).

[99] D. P. Stark, W. M. Goss, E. Churchwell, V. L. Fish ej al., Astrophys. J. 656, 943 (2007).

[100] V. L. Fish and M. J. Reid, Astrophys. J. Suppl. Ser. 164, 99 (2006).

[101] J. L. Caswell, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 297, 215 (1983).

[102] J. L. Caswell, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 349, 99 (2004).

103

104

105

106

107

108

109

110

111 112

113

114

115

116

117

118

119

120 121 122 123

Caswell, J. L. and Haynes, R. F. Australian Journal of Physics vol. 36, 417 (1983).

B. E. Turner, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 37, 1 (1979).

B. J. Robinson, J. L. Caswell, W. M. Goss, Astroph. Letters 9, 5 (1971).

B. J. Robinson, J. L. Caswell, W. M. Goss, Aust. J. Phys. 27, 575 (1974).

R. A. Batchelor, J. L. Caswell, W. M. Goss, R. F. Haynes et al., Aust. J. Phys. 33, 139 (1980).

J. L. Caswell and R. F. Haynes, Aust. J. Phys. 36, 361 (1983).

J. R. Forster and J. L. and Caswell, Astron. and Astrophys. Suppl., 137, 43 (1999).

J. L. Caswell, R. A. Batchelor, J. R. Forster, W. M. Goss, and K. J. Wellington, Aust. J. Phys. 36, 401 (1983).

V. I. Slysh, A. M. Dzura, I. E. Val'tts, and E. Gerard, Astron. and Astrophys. Suppl., 106, 87 (1994).

W. H. T. Vlemmings, in R. S. Booth, E. M. L. Humphreys & W. H. T. Vlemmings (eds.), Cosmic Masers -from OH to H0, IAU Symposium No.287, Cambridge University Press, p. 31 (2012).

A. P. Sarma and E. Momjian, Astrophys. J. 705, L176 (2009).

A. P. Sarma and E. Momjian, Astrophys. J. 730, L5 (2011).

W. H. T. Vlemmings, Astron. and Astrophys. 484, 773 (2008).

W. H. T. Vlemmings, R. M. Torres, R. Dodson, Astron. and Astrophys. 529, id.A95773 (2011).

J. L. Caswell, J. A. Green, C. J. Phillips, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 431, 1180 (2013).

J. A. Green, J. L. Caswell, G. A. Fuller, A. Avison et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 409, 913 (2010).

K. M. Menten, T. Pillai, and F. Wyrowski, in R. Cesaroni, M. Felli, E. Churchwell, & M. Walmsley (eds.), Massive Star Birth: a Crossroads of Astrophysics, IAU Symposium No. 227, Cambridge University Press, p. 31 (2005).

R. A. Fielder and T. Ch. Mouschovias, Astrophys. J. 415, 680 (1993).

L. Mestel and L. Spitzer Jr., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 116, 505 (1956).

T. L. Bourke, P. C. Myers, G. Robinson, and A. R. Hyland, Astrophys. J. 554, 916 (2001).

C. F. Gammie and E. C. Ostriker, Astrophys. J. 466, 814 (1996).

[124] P. A. Strittmatter, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 132, 359 (1966).

[125] T. Ch. Mouschovias and L. Spitzer Jr., Astrophys. J. 210, 326 (1976).

[126] K. Tomisaka, S. Ikeuchi, and T. Nakamura, Astrophys. J. 335, 239 (1988).

[127] F. F. S. Van der Tak, in R. Cesaroni, M. Felli, E. Churchwell, & M. Walmsley (eds.), Massive Star Birth: a Crossroads of Astrophysics, IAU Symposium No. 227, Cambridge University Press, p. 70 (2005).

[128] A. M, Sobolev and M. D. Gray, in R. S. Booth, E. M. L. Humphreys & W. H. T. Vlemmings (eds.), Cosmic Masers — from OH to H0, IAU Symposium No.287, Cambridge University Press, p. 13(2012).

[129] R. Genzel, and D. Downes, Astron. and Astrophys. 72, 234 (1989).

[130] R. P. Norris, S. E. Byleveld, P. J. Diamond ej al., Astrophys. J. 508, 275 (1998).

[131] C. J. Phillips, R. P. Norris, S. P. Ellingsen, and P. M. McCulloch, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 300, 1131 (1998).

[132] V. Minier, R. S. Booth, and J. E. Conway, Astron. and Astrophys. 362, 1093 (2000).

[133] V. Minier, J. E. Conway, and R. S. Booth, Astron. and Astrophys. 369, 278 (2001).

[134] S. P. Ellingsen, S. L. Breen, M. A. Voronkov, J. L. Caswell et al., in R. S. Booth, E. M. L. Humphreys & W. H. T. Vlemmings (eds.), Cosmic Masers -from OH to H0, IAU Symposium No.287, Cambridge University Press, p. 43 (2012).

[135] C. J. Cyganowski, J. Koda, E. Rosolowsky, S. Towers, J. D. Meyer, F. Egusa, R. Momose, and T. P. Robitaille, Astrophys. J. 764, 61 (2013).

[136] X. Chen, C.-G. Gan, S. P. Ellingsen, J.-H. He, Z.-Q. Shen, and A. Titmarsh, Astrophys. J. 206, 9 (2013).

[137] И. Д. Литовченко. Радиоастрономические исследования процессов формирования молекулярного мазерного излучения: дис. ... канд. физ.-мат. наук. Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, 2013.

[138] F. O. Clark and B. E. Turner, Astron. and Astrophys. 376, 114 (1987).

[139] J. X. Ge, J. H. He, X. Chen, and S. Takahashi, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 445, 1170 (2014).

[140] C. J. Cyganowski, C. L. Brogan, T. R. Hunter, and E. Churchwell, Astrophys. J. 743, 56 (2011).

[141] H. Beuther, P. Schilke, T. K. Sridharan, K. M. Menten, C. M. Walmsley, and F. Wyrowski, Astron. Astrophys. 383, 892 (2002).

[142] S. Kurtz, IAU Symp. 227, Massive Star Birth: A Crossroads of Astrophysics, ed. R. Cesaroni, M. Felli, E. Churchwell & M. Walmsley (Cambridge: Cambridge Univ. Press), 111 (2005).

[143] S. Kurtz, Journal of the Korean Astronomical Society, vol. 37, 265 (2004).

[144] S. Molinari, J. Brand, R. Cesaroni, and F. Palla, Astron. Astrophys. 308, 573 (1996).

[145] R. S. Furuya, R. Cesaroni, S. Takahashi, C. Codella, M. Momose, and M. T. Beltran, Astrophys. J. 673, 363 (2008).

[146] E. Churchwell, M. S. Povich, D. Allen, M. G. Taylor, M. R. Meade, B. L. Babler, R. Indebetouw, C. Watson, B. A. Whitney, M. G. Wolfire, T. M. Bania, R. A. Benjamin, D. P. Clemens, M. Cohen,

C. J. Cyganowski, J. M. Jackson, H. A. Kobulnicky, J. S. Mathis, E. P. Mercer, S. R. Stolovy, B. Uzpen, D. F. Watson, and M. J. Wolff, Astrophys. J. 649, 759 (2006).

[147] L. Deharveng, F. Schuller, L. D. Anderson, A. Zavagno, F. Wyrowski, K. M. Menten, L. Bronfman, L. Testi, C. M. Walmsley, and M. Wienen, Astron. Astroph. 523, 6 (2010).

[148] W. J. Dirienzo, R. Indebetouw, C. Brogan, C. J. Cyganowski, E. Churchwell, and R. K. Friesen, Astron. J . 144, 173 (2012).

[149] D. S. Shepherd, D. E. A. Nürnberger, and L. Bronfman, Astrophs. J. 602, 850 (2004).

[150] D. S. Shepherd, M. S. Povich, B. A. Whitney, T. P. Robitaille, D.E.A. Nurnberger, L. Bronfman,

D. P. Stark, R. Indebetouw, M. R. Meade, and B. L. Babler, Astrophys. J. 669, 464 (2007).

[151] A. Gomez, S. Kurtz, E. Araya, P. Hofner, and L. Loinard, Astrophs. J. Suppl. Ser., submitted (2015).

[152] A. G. Gibb, M. G. Hoare, L. T. Little, and M. C. H. Wright, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 339, 1011 (2003).

[153] K. Sugiyama, K. Fujisawa, A. Doi, M. Honma, H. Kobayashi, T. Bushimata, N. Mochizuki, Y. Murata, Publ. Astron. Soc. Japan 60, 23 (2008).

[154] G. Surcis, W. H. T. Vlemmings, H. J. van Langevelde, B. Hutawarakorn Kramer, 2012, Astron. and Astrophys. 541, A47 (2012).

[155] R. Bachiller, K. M. Menten, J. Gomez-Gonzalez, A. Barcia, Astron. and Astrophys. 240, 116 (1990).

[156] D. O. S. Wood and E. Churchwell, AuJPhy. 69, 831 (1989).

[157] J. L. Caswell, R. A. Batchelor, J. R. Forster, and K. J. Wellington, Austr. Journ. of Phys. , 36, 443, (1983).

158

159

160

161 162

163

164

165

166

167

168

169

170

171

172

173

174

175

176

177

J. D. Pandian, P. F. Goldsmith, and A. A. Deshpande, Astrophys. J. 656, 255 (2007).

S. Paron, S. Cichowolski, and M. E. Ortega, Astron. Astrophys. 506, 789 (2009).

M. E. Ortega, S. Paron, S. Cichowolski, M. Rubio, and G. Dubner, Astron. Astrophys. 546, 960 (2012).

D. M. Cragg, A. M. Sobolev, and P. D. Godfrey, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 331, 521 (2002).

M. A. Voronkov, J. L. Caswell, S. P. Ellingsen, S. L. Breen, T. R. Britton, J. A. Green, A. M. Sobolev, and A. J. Walsh, in Cosmic Masers — from OH to H0, eds. R. S. Booth, E.M.L. Humphreys and W.H. T. Vlemmings, Proc. IAU Symp. 287, 433 (2012).

J. D. Pandian, S. Leurini, K. M. Menten, A. Belloche, and P. F. Goldsmith, Astron. Astrophys. 489, 1175 (2008).

A-Ran Lyo, Jongsoo Kim, Do-Young Byun, and Ho-Gyu Lee, Astron. J 148, 80 (2014).

M. A. Voronkov, J. L. Caswell, S. P. Ellingsen, J. A. Green, and S. L. Breen, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 439, 2584 (2014).

A. D. Haschick, J. M. Moran, L. F. Rodriguez, D. F. Burke, P. Greenfield, and J. A. Garcia-Barreto, Astrophys. J. 237, 26 (1980).

S. Kurtz and P. Hofner, Astron. J, 130, 711 (2005).

F. Palagi, R. Cesaroni, G. Comoretto, M. Felli, and V. Natale, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 101, 153 (1993).

S. Deguchi, D. Tafoya, and N. Shino, Publ. Astron. Soc. Japan 64, 28 (2012).

E. T. Chambers, F. Yusef-Zadeh, and D. Roberts, Astrophys. J. 733, 42 (2011).

D. L. Kumar and B. G. Anandarao, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 407, 1170 (2010). V. Simon, L. Cassar, M. Felli, J. Fischer, M. Massi, and D. Sanders, Astrophys. J. 278, 170 (1984).

C. J. Lada, T. R. Gull, C. A. Gottlieb, and E. W. Gottlieb, Astrophys. J. 203, 159 (1976). P. Hofner and E. Churchwell, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 120, 283 (1996).

S. L. Breen and S. P. Ellingsen, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 416, 178 (2011).

D. T. Jaffe, R. Güsten, and D. Downes, Astrophys. J. 250, 621 (1981).

E. Scalise, Jr., L. F. Rodriguez, and J. E. Mendoza-Torres, Astron. and Astrophys. 221, 105 (1989).

[178] M. Sato, T. Hirota, M. J. Reid, M. Honma, H. Kobayashi, K. Iwadate, T. Miyaji, and K. M. Shibata, Publ. Astron. Soc. Japan 62, 287 (2010).

179] Е. Е. Лехт, М.И. Пащенко, Г.М. Рудницкий, Астрон. журн. 89, 48 (2012).

180] F. Palla, J. Brand, R. Cesaroni, G. Comoretto, and M. Felli, Astron. and Astrophys. 246, 249 (1991).

181] Y. Wang, Q. Zhang, J. M. Rathborne, J. Jackson, and Y. Wu, Astrophys. J. 651, L125 (2006).

182] L. T. Little, A. T. Brown, P. W. Riley, N. Matthews, G. H. Macdonald, D. R. Vizard, and R. J. Cohen, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 203, 409 (1983).

183] D. Lai, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 440, 3532 (2014).

184] J. L. Caswell, R. A. Batchelor, J. R. Forster, and K. J. Wellington, Austral. J. Phys. 36, 443 (1983).

185] Г. М. Ларионов, И.Е. Вальтц, Астрон. журн. 84, 839 (2007).

186] H. E. Matthews, Astron. and Astrophys. 75, 345 (1979).

187] K. Sugitani, Y. Fukui, A. Mizuni, and N. Ohashi, Astrophys. J. 342, L87 (1989).

188] B. A. Wilking, R. D. Schwartz, L. G. Mundy, and A. S. B. Schultz, Astron. J. 99, 344 (1990).

189] M. T. Beltran, J. M. Girart, R. Estalella, P. T. P. Ho, and A. Palau, Astrophys. J. 573, 246 (2002).

190] A. Fuente, T. Castro-Carrizo, T. Alonso-Albi, M. T. Beltran, C. Ceccarelli, B. Lefloch, C. Codella, and P. Caselli, Astron. and Astroph. 507, 1475 (2009).

191] M. T. Beltran„ F. Massi1, F. Fontani, C. Codella, and R. Lopez Astron. and Astroph. 542, L26 (2012).

192] A. L. Gyulbudaghian, L. F. Rodriguez, and S. Curiel, Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica 20, 51 (1990).

193] K. A. Edris, G. A. Fuller, and R. J. Cohen, Astron. and Astrophys. 465, 865 (2007).

194] G. Tofani, M. Felli, G. B. Taylor, and T. R. Hunter, Astrophys. J. Suppl. Ser. 112, 299 (1995).

195] V. Migenes, S. Horiuchi, V. I. Slysh, I. E. Val'tts, V. Golubev, P. G. Edwards, E. B. Fomalont, R. Okayasu, P. J. Diamond, T. Umemoto, and M. Inoue, Astrophys. J. Suppl. Ser. 123, 487 (1999).

196] N. A. Patel, L. J. Greenhill, J. Herrnstein, et al. Astrophys. J. 538, 268 (2000).

197] Н. С. Кардашев, В. В. Хартов, В. В. Абрамов, В. Ю. Авдеев, А. В. Алакоз, и др. Астрон. журн. 90, 179 (2013).

[198] Ю. А. Ковалев, В. И. Васильков, М. В. Попов, В. А. Согласнов, П. А. Войцик, и др. Косм. исслед. 52, 430 (2014).

[199] А. С. Андрианов, И. А. Гирин, В. Е. Жаров, В. И. Костенко, С. Ф. Лихачев, М. В. Шацкая, Вестник НПО имени С. А. Лавочкина, № 3, 55 (2014)

[200] R. Bachiller, Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 34, 111 (1996).

[201] L. F. Rodriguez, Publ. Astron. Soc. Pacific 98, 1012 (1986).

[202] L. F. Rodriguez, in Proceedings of Star Formation 1999, held in Nagoya, Japan, June 21-25, 1999, Ed. T. Nakamoto, (Nagoya: Nagoya Univ., 1999), p. 257.

[203] D. J. Price, T. S. Tricco, and M. R. Bate, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 423, L45 (2012).

[204] G. M. Rudnitskij, in: Star Forming Regions, Proc. IAU Symp. No. 115, held 11-15 November 1985 in Tokyo, Japan. M. Peimbert and J. Jugaku, eds. (Dordrecht: D. Reidel Publishing Co., 1987), p. 398.

[205] G. M. Rudnitskij, Bull. Astron. Inst. Czechoslovakia, 69, 51 (1987).

[206] И. И. Берулис, Е. Е. Лехт, Г. М. Рудницкий, Астрон. журн. 73, 44 (1996).

Приложение I

Иллюстрации

Телескопы, на которых были получены данные наблюдений, использованные в рамках работы по теме диссертации

Рис. I.1. Космические телескопы инфракрасного диапазона MSX (англ. Midcourse Space Experiment) и Spitzer (англ. NASA Spitzer Space Telescope). Глава 1, использовались архивные данные. Иллюстрации заимствованы с официальных сайтов проектов: MSX- http://www.ipac.caltech.edu/project/14, Spitzer - http://www.spitzer.caltech.edu/.

Таблица I.1. Характеристики обзоров темных инфракрасных облаков, выполненных на космически телескопах MSX и Spitzer.

MSX Spitzer

Период работы

1996-1997 2003-2009

Карты на длине волны

8.3 мкм 8 мкм

Пространственное разрешение

20" 2"

Чувствительность

1.2 мЯн 0.3 мЯн

Количество объектов

10 931 [172] 11 303 [72]

Рис. I.2. Радиотелескоп в Нансэ (англ. Nancay Radio Telescope, Обсерватория Париж-Медон, Франция). Глава 2, использовались архивные данные. Иллюстрации заимствована - автор J.P. Letourneur, CRDP Orleans, France.

Таблица I.2. Технические характеристики радиотелескопа в Нансэ.

Эффективная собирающая площадь 200 x 35 м2

Диаграмма направленности на половине мощности сигнала по прямому восхождению 3.5'

Диаграмма направленности на половине мощности сигнала по склонению 19'

Разрешение 763 Гц 0.14 км/с

Чувствительность на 18 см и 5 = 0° 1.4 K/Ян

Рис. О. Радиотелескоп РТ-70 Центра дальней космической связи (Евпатория, Крым). Глава 3, использовались данные собственных наблюдений. Иллюстрации заимствована.

Таблица !.3. Технические характеристики радиотелескопа РТ-70.

Диаметр антенны 70 м

Ширина диаграммы направленности на 1720 МГц 9'

Чувствительность по потоку 0.1 Ян

Шумовая температура системы 35 К

Разрешение 4.028 кГц 0.7 км/с

Рис. I.4. Радиоинтерферометр VLA (англ. Very Large Array) Национальной радиоастрономической обсерватории США). Глава 3, использовались данные собственных наблюдений. Иллюстрации заимствована - https://www.rockymtnrefl.com/vla.htm, автор Andy Cook.

Таблица I.4. Технические характеристики радиоинтерферометр VLA.

Диаметр антенны 25 м

Диаметр эквивалентной апертуры решетки VLA (27 антенн) 120 м

Ширина диаграммы направленности 12''

Чувствительность по потоку 0.1 Ян (5о)

Спектральное разрешение 1.953 кГц/ 0.34 км/с

Рис. 1.5. Радиотелескоп РТ-22 Пущинской радиоастрономической обсерватории

(Пущино, Московская область). Глава 4, использовались данные собственных наблюдений. Собственное фото.

Таблица 1.5. Технические характеристики радиотелескопа РТ-22.

Диаметр антенны 22 м

Ширина диаграммы направленности на 1.35 см 2.6'

Чувствительность по потоку 10 Ян

Шумовая температура системы 150-250 К

Разрешение 6.1 кГц 0.08 км/с

Рис. 16. Международный наземно-космический интерферометр Радиоастрон. Глава 4, использовались данные собственных наблюдений. (http://www.asc.rssi.ru/radioastron/rus/index.html).

Космический радиотелескоп. Иллюстрации заимствована: http://www.federalspace.ru/319/.

Cеть наземных телескопов, которые принимали участие в наблюдениях источника ГС 1396. Расшифровка аббревиатур:

• Ef - Эффельсберг (ФРГ), 100-м;

• Sr - Сардиния (Италия), 65-м;

• Ys - Йебес (Испания), 40-м;

• N - Ното, Сицилия (Италия), 32-м;

• Тг - Торунь (Польша), 32-м;

• Sv - Светлое, Ленинградская область (Россия), 32-м.

Таблица 1.6. Технические характеристики наших наблюдений на наземно-космическом интерферометре с 10-м радиотелескопом РадиоАстрон.

Частота 22.2280 ГГц

Разрешение по частоте 7.81 кГц

Разрешение по скорости 0.11 км/с

Диаграмма направленности (для наземной базы во второй (Б) сессии) 10.6 х 2.5 mas

Приложение II

Иллюстрации

Схема вращательных уровней в молекуле метанола

Рис. 11.1. Схема вращательных уровней в молекуле метанола. Числа около уровней - значения вращательного квантового числа J. По оси X отложено квантовое число К, соответствующее проекции вращательного квантового числа на ось молекулы, по оси У - энергия уровней. Синими стрелками отмечены наблюдающиеся мазеры I класса, красными - II класса. Рядом со стрелками приведены частоты переходов. Иллюстрация заимствована из диссертационной работы Вальтц И.Е. [18].