Помощь в написании студенческих работ
Антистрессовый сервис

Мазеры в областях звездообразования

Диссертация: Мазеры в областях звездообразования
ДиссертацияПомощь в написанииУзнать стоимостьмоей работы

РОССИЙСКАЯ ГОСУДАРСТВЕННАЯ БИБЛИОТЕКА в линии 44 ГГц Бачиллером и др. (Bacliiller et al. 1990b), которые нашли в его спектре единственную спектральную деталь на лучевой скорости —6.4 км/с с шириной 1.1 км/с. В линии метанола на частоте 95 ГГц нами найдена спектральная деталь на лучевой скорости —15 км/с шириной 2.9 км/с. Различие лучевых скоростей существенное п, действительно, делает этот… Читать ещё >

Мазеры в областях звездообразования (реферат, курсовая, диплом, контрольная)

Содержание

  • ГЛАВА I.
  • Поиск метанольных мазеров I класса на 20 частоте 44 ГГи
  • Постановка задачи
  • Исследование сильных мазеров
  • Наблюдения на 14-м радиотелескопе испанс- 20 кого национального радиоастрономического центра
  • Результаты и комментарии к отдельным ис- 22 точникам
  • Плотность метанола на луче зрения и его обилие
  • Второй цикл наблюдений на том же радио- 27 телескопе
  • Обзор областей звездообразования в южном полушарии
  • Наблюдения на 64-м радиотелескопе в Парк- 29 се
  • Описание выборки источников

Исследование природы областей звездообразования п их эволюцииот стадии молекулярных облаков до звезд — одно из наиболее популярных и бурно развивающихся направлений современной астрофизики. Области звездообразования, как правило, состоят из многих объектов, находящихся на разных стадиях эволюции. Молодые звезды класса О, глубоко погруженные в молекулярное облако, активизируют межзвездную среду. Они ионизуют вокруг себя газ, образуя ультракомпактные НИ зоны, и провоцируют испарение пылп, создавая тем самым условия для накопления различного вида молекул — как самых простых, так п более сложных — в плотных газо-пылевых оболочках и коконах нейтрального молекулярного газа, соприкасающегося с фронтом HII зоны. При этом в молекулярном газе в зависимости от его плотности и степени нагрева возникает много различных субстанций дозвездного состояния материи, по-разному проявляющих себя для наблюдателя. Это могут быть сгустки вещества, видимые в оптическом диапазоне как темные глобулы, могут быть невидимые в оптике сгустки, излучающие в ближнем и дальнем инфракрасном диапазоне пли в радподпапазоне в непрерывном спектре и в молекулярных линиях.

Излучение некоторых молекул не удается интерпретировать в рамках равновесного состояния вещества — оно оказалось мазерным. Наиболее распространенными мазерами, связанными с ранней дозвездной стадией эволюции, являются мазеры ОН, ЩО и метанола СН3ОН. Вероятнее всего. эти мазеры характеризуют различные эволюционные фазы дозвездного вещества, но в то же время очевидно, что между ними существует связь. Установление характера этой связи помогло бы проследить эволюционные процессы в молекулярных облаках — от стадии диффузного межзвездного газа до появления протозвездных и молодых звездных объектов.

Наличие мазеров — общая характеристика всех областей звездообразования, но в различных областях мазерная активность выглядит совершенно по-разному, что является отражением разнообразия физических условий, в которых формируются мазеры. Изучение мазеров может дать богатую информацию о состоянии вещества в газо-пылевом комплексе, к которому относятся мазеры.

За последние годы было выполнено много детальных исследований космических мазеров ОН и Н20. Большая часть усилий была направлена на изучение мазеров в сантиметровом диапазоне длин волн, и теперь имеется относительно ясное представление о расположении гидрокспль-ных (ОН), и водяных (Н20) мазеров в околозвездных оболочках п менее детальное в областях звездообразования. С другой стороны, большое количество теоретических работ продвинуло понимание механизмов накачки таких мазеров.

В настоящее время метанол (СН3ОН) — наряду с радикалом ОН и молекулой водяного пара — является наиболее изучаемой пз межзвездных молекул. Исследованию метанольных мазеров посвящена и большая часть диссертации, поэтому остановимся на описании этой молекулы более подробно.

Метанол широко распространен в межзвездной среде и играет важную роль в химии межзвездной среды, будучи промежуточным звеном в процессе синтеза более сложных молекул пз более простых. Эта молекула очень обильна — она вторая по распространенности после Н2О в межзвездных пылинках. В природе реализуется две специи метанола — А п Е, различающиеся взаимной ориентацией спинов ядер водорода группы СНз относительно осп вращения молекулы (схема молекулы показана на рис. А), и представляющих собой, фактически, две разные молекулы. Они имеют различные вращательные системы уровней, но не настолько, чтобы это могло повлиять на требования к условиям накачки. Поэтому наблюдения линий, А п Е можно интерпретировать в совокупности. Из-за небольшой асимметрии молекулы снимается вырождение энергетических уровней, и в спектре метанола имеется около двухсот разрешенных переходов, доступных современным средствам наблюдений, пз которых открыто более 20 переходов в сантиметровом и миллиметровом диапазонах длин волн.

Метанол в космосе впервые был обнаружен Боллом и др. (Ball of al.

1970) в направлении на центр Галактики (переход liA~ — liA+, 834 МГц). Это были классические тепловые лпнпп. В 1971 г. Барретт и др. (Barrett et al. 1971) обнаружили серию линии метанола J2 — JE на частоте 25 ГГц в направлении туманности Клеймана-Лоу. Позднее по наблюдениям именно этих линий было доказано, что они имеют мазерную природу: a) Хиллз и др. (Hills et al. 1978) с помощью наблюдений на 100-м радиотелескопе в Эффельсберге с высоким пространственным п спектральным разрешением показали, что линии очень узкие (не более 0.3G км/с), а размеры излучающих конденсации очень малы (10″ -30″) и яркостная температура очень высокая — по крайней мере, раза в 3 выше кинетической температуры в конденсацияхb) Барретт и др. (Barrett et al. 1975) выявили переменность в излучении этих линий, что является классическим симптомом нетепловой, т. е. мазерной природы излученияc) с помощью интерферометрпческпх наблюдений Мацакис и др. (Matsakis et al. 1980) показали, что размеры конденсаций малы и яр-костная температура в отдельных мазерных пятнах достигает 108 К.

Моримото и др. (Morimoto et al. 1985) обнаружили узкие (AV<1.5 км/с) линии на фоне более широких компонентов в переходах — ЗоЕ (36 ГГц) и 7о — 6iA+ (44 ГГц) в направлении SgrB2 и некоторых других молекулярных облаков и также показали, что эти узкие линии являются мазер-ными. Впоследствии Ментен и др. (Menten et al. 198G), Хашик и Баан (Haschick, Ваап 1989), Норрис и др. (Norris et al. 1987), Батрла и др. (Batrla et al. 1987), Хашик и др. (Haschick et al. 1990), Бачпллер и др. (Bacliiller et al. 1990), Форстер и др. (Forster et al. 1990), Берулпс и др. (1990) провели ряд обзоров в этих и некоторых других линиях метанола. Эти обзоры также показали, что в областях звездообразования часто наблюдаются узкие (<1 км/с) мазерные детали, иногда на фоне более широких компонентов. Чаще всего метанольные мазеры дают одиночные линии, реже мазерные линии состоят из нескольких деталей, разнесенных по лучевым скоростям на несколько км/с. Ни в одном из источников не наблюдались высокоскоростные детали, отстоящие от центра на десятки км/с.

Самые сильные метанольные мазеры возникают в А-метаноле в переходе 5i — 6оЛ+ на частоте 6.7 ГГц, они впервые наблюдались Ментеном (1991а). Потоки от этих мазеров зачастую больше, чем потоки мазеров ОН в тех лее источниках. Очень сильные линии наблюдались также в переходе 20 — 2>-Е на частоте 12.2 ГГц (Batrla et al. 1987).

Метанольные мазеры, излучающие в разных линиях, отличаются друг от друга по характеру связи с зонами НИ, мазерами ОН и Н20, источниками инфракрасного излучения п другими объектами областей звездообразования. Их удается разделить на два класса — I и II, (Batrla et al. 1987, Menten 1991b) — на первый взгляд, по тшту соотношения с другими объектами дозвездной стадии эволюции. Так, метанольные мазеры I класса не совпадают с мазерами ОН, Н20, компактными зонами НИ и источниками инфракрасного излучения ближнего диапазона, а мазеры II класса — совпадают с мазерами ОН, компактными зонами НИ, но не совпадают с мазерами Н20. Но кроме этого, чисто внешнегоастрономического — различия, метанольные мазеры I и II класса различаются по типу переходов между уровнями, что, по сути дела, отражает разные механизмы накачки мазеров, т. е. разные физические условия в тех конденсациях, где формируются мазеры. Согласно современным представлениям о накачке этих мазеров, метанольные мазеры I класса возникают при возбуждении энергетических уровней столкновениями с последующим спонтанным распадом (Lees 1973), а мазеры II класса — при возбуждении энергетических уровней дальним инфракрасным излучением с последующим распадом этих уровней под воздействием столкновений (Peng and Wliiteoak 1992). Первый механизм накачки реализуется в горячих конденсациях (Т{п «50 К — 100 К) с плотностью примерно 106−107 см-3 при отсутствии внешнего излучения, второй — в холодных (Тkin ~ 10 К — 50 К) более плотных конденсациях (105−106 см-3), которые находятся в поле излучения, например, пыли, нагретой звездой. Поскольку скорость распада уровней в этих случаях различается, то и инвертированными оказываются разные каскады уровней.

На рис. В приведена схема уровней в, А и Е-метаноле. В источниках I класса инвертированы уровнн каскада К=0 по сравнению с уровнями каскада К=1 в А-метаноле, а также уровни каскада К=—1 по сравнению с каскадом К=0, К=—1 по сравнению с каскадом К=—2, К=2 по сравнению с каскадом К=1 в Е-метаноле.

В источниках II класса инвертированы уровни каскада К=1 в А-метаноле по сравнению с уровнями каскада К=0, а также уровни каскада К=0 по сравнению с каскадом К=—1 в Е-метаноле. Это правило было выведено эмпирически, например, в отношении каскадов К—0 и К=—1 в Е-метаноле из наблюдении метанольных мазеров Внлсоном и др. (Wilson et al. 1985, 1993).

Таким образом, мазерное излучение I класса возникает в переходах, например, 70 — 6^+ (44 ГГц), 80 — 7гА+ (95 ГГц), 4i — 30Е (36 ГГц), J2 — JE (25 ГГц). Мазерное излучение II класса возникает, например, в переходах 50 — 6^+ (6.7 ГГц), 20 — 3iЕ (12.2 ГГц).

Не-мазерные, или тепловые линии излучения возникают между уровнями внутри К-каскадов.

На рис. В синими стрелками отмечены переходы I класса, краснымиII класса. Сплошные стрелки относятся к открытым мазерным линиям, пунктирные — к ожидаемым. Стрелками, обведенными кружком, отмечены мазеры, открытые в наших обзорах.

Мы начали интенсивно заниматься исследованием межзвездного метанола с 1989 года. К этому времени постепенное накопление статистических данных из наблюдений мазерных источников метанола позволило сделать вывод, что во многих областях звездообразования мазеры I и II класса наблюдались в направлении одних п тех же объектов на одних и тех же координатах в пределах диаграмм телескопов, при этом оставалось непонятным, исходят лп эти линии от одних и тех лее сгустков вещества в разных фазах эволюции, пли эти сгустки находятся в разных физических условиях, возникнув одновременно, некоторые — как мазеры I класса, некоторые — как П-го. Стало ясно, что разрешить эту проблему можно только при более тщательном исследовании взаимного пространственного расположения источников излучения метанола в сочетании с анализом их положений относительно мазеров ОН и Н20, т. е. с привлечением наблюдений на интерферометрах. В то же время было необходимо провести наблюдения в тех переходах, в которых можно ожидать открытие новых мазерных линии, п продолжить исследование уже открытых мазерных переходов, наблюдая новые источники.

Главная цель работы — исследование объектов, излучающих ма-зерные лпнпп ОН. С’Н3ОН и Н20 для объяснения природы мазерных источников, их эволюционного статуса и взаимоотношения с другими объектами области звездообразования — имеет несколько аспектов, а именно:

— определение интенсивности, спектральной структуры и ширины наблюдаемых мазерных деталей;

— определение встречаемости мазеров разных классов в пределах одной области звездообразования и распространенности в Галактике в целом;

— определение пространственной структуры мазерных деталей, расположения мазеров относительно границ изучаемой области, положения относительно компактных инфракрасных п радпопсточнпков, положения относительно друг друга;

— поиск возможной связи между метанольнымп мазерами и другими объектами, типичными для областей звездообразования в разных фазах эволюции, т. е. пекулярными объектами типа глобул, объектами Хербпга-Харо, мощными источниками инфракрасного излучения, ультракомпакт-нымп HII-зонамп. интенсивными выбросами вещества в виде молекулярных потоков, излучающими либо отражающими туманностями, а также источниками мазерного излучения ОН п Н20;

— определение эволюционного статуса межзвездных конденсаций, в которых формируются мазеры;

— определение физических условии в мазерных конденсациях.

Для достижения этих целей было выполнено следующее:

— проведен ряд обширных обзоров областей звездообразования в известных метанольных мазерных линиях для открытия новых мазеров и увеличения статистического материала;

— проведен ряд обширных обзоров в наименее исследованном миллиметровом диапазоне длин волн для открытия новых метанольных мазерных линий;

— проведены многочастотные наблюдения отдельных областей звездообразования в широком диапазоне частот:

— проведен обширный обзор в линиях ОН высокошпротных газопылевых комплексов с целью поиска мазеров ОН, излучение которых не рассеивается в межзвездной плазме, а размеры п структура не искажаются;

— проведено картографирование мазеров метанола, ОН и Н20 на интерферометрах с большими базами для измерения и сравнения их размеров п определения взаимного расположения;

— исследование тонкой пространственной структуры мазерных конденсаций, излучающих в линиях метанола. ОН п Н20.

Исследование метанольных мазеров I класса проведено на двух частотах — 44 ГГц и 95 ГГц как в северном, так и в южном полушарии.

Мазеры II класса исследовались нами на частоте G.7 ГГц в переходе 5о — 6ь4+. Кроме того, были предсказаны и обнаружены мазерные линии в переходе 3i — 40А+ на частоте 107 ГГц (обзоры выполнены в северном и южном полушарии), в переходе 0о — на частоте 108 ГГц, а также в серии переходов Jo — J-E п линии 2i — 30Л+ на частоте 157 ГГц.

С целью подготовки программы определения истинных угловых размеров областей мазерноп активности с помощью V. LBI был проведен поиск высокоширотных мазеров ОН.

Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения, списка литературы, таблиц и рисунков. Общий объем диссертации 282 стр. включая 49 таблиц и 75 рисунков. Таблицы п рисунки приводятся в конце диссертации, нумерация общая.

Список литературы

содержит 233 наименования. Таблицы, в которых приведены списки источников с отрицательными результатами наблюдений, а также рпс. 37 не представлены в тексте ввид}^ большого объема диссертации, хотя им присвоена общая порядковая нумерация (но не прпсв9ена постраничная нумерация). С этими таблицами и с рпс. 37 можно ознакомиться в соответствующих публикациях или — в электронной форме — в Internet, по адресу.

1.3.4. Выводы.

1. В результате обширного обзора южного полушария на радиотелескопе в Парксе было открыто 55 новых метанольных источников на 44 ГГц — столько лее, сколько было открыто в обзорах северного полушария.

2. Большинство новых источников ассоциируется с ОН и/илп Н20 мазерами п с метанольными мазерами на G.7 ГГц.

3. Получено доказательство антп-корреляцпп между потоками на 44 ГГц и G.7 ГГц, которая указывает на то. что оба типа мазеров возникают в одном и том же объеме, несмотря на принадлежность этих двух переходов метанола к разным классам.

4. Таким образом, определение I п II класса метанольных мазеров должно быть модифицировано, поскольку наибольшее различие кроется в различных типах переходов, а не в различных типах ассоциации с астрономическими объектами.

ГЛАВА II.

ПОИСК МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ I КЛАССА.

НА ЧАСТОТЕ 95 ГГц.

II. 1. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ.

Переход 80 — 795 ГГц аналогичен переход)7 ^ — 6^+ (44 ГГц) (см. рис. В). Верхний энергетический уровень (8о) 95 ГГц-перехода лежит на 18.5 К выше, чем верхний уровень (70) 44 ГГц-перехода. Простые рассуждения показывают, что в этом переходе можно ожидать мазерное излучение, но существуют также строгие расчеты (Cragg et al. 1992), подтверждающие такой вывод. Впервые этот мазер наблюдали Охпшп и др. (Ohishi et al. 1986) в источнике Ori-KL и Накано п Иошпда (Nakano and Yoshida 1986) — в источнике S235. Пламбск и Райт (Plambeck and Wright 1988) п Пламбек и Ментен (Plambeck and Menten 1990) провели интерферометрические наблюдения мазеров метанола на частоте 95 ГГц в источниках Ori-KL и DR-21 и определили, что излучение имеет яр-костную температуру больше 5000 К. Ментен (Menten 19 911)) и Пра-тап и Ментен (Pratap and Menten 1993) исследовали источники ОМС-2, NGC 2264, W51 и W33 на этой частоте. Каленскпй п др. (Kalenskii et, al. 1994) провели небольшой обзор мазеров, излучающих в лпнпп 44 ГГц, на частоте 95 ГГц с помощью 14-м радиотелескопа в Метсаховп (Финляндия). Было найдено, что в этой лпнпп излучают практически все наблюдавшиеся на 44 ГГц мазеры с интегральным потоком не меньшим, чем на частоте 44 ГГц. Таким образом, были получены данные, что даже на такой высокой частоте, как 95 ГГц, метанольные мазеры так же распространены и интенсивны, как п на 44 ГГц. Поэтому мы решили провести обзор большого числа областей звездообразования, на 95 ГГц как в северном, так п в южном полушарии, чтобы проверить предположение о широкой распространенности этих мазеров. В этой главе представлены результаты обзора северного неба, выполненные на 20-м радиотелескопе в Онсале (Швеция) (Вальтц и др. 1995а) п результаты первого поиска метанольных мазеров на 95 ГГц в южной полусфере, который был осуществлен с помощью 22-м австралийского радиотелескопа в Мопре (Вальтц и др. 1999с, Val’tts et al. 2000). Эти работы завершают полный обзор неба с целью поиска метанольных мазеров I класса на двух частотах -95 и 44 ГГц.

II.2. ОБЗОР ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В СЕВЕРНОМ ПОЛУШАРИИ.

II.2.1. Наблюдения на 20-м радиотелескопе обсерватории в Онсале.

Наблюдения в северном полушарии на частоте 95.169 489 ГГц (De Lucia et al. 1989) проводились в период с 14 по 21 мая 1993 г. на 20-м радиотелескопе в Онсале (Швеция). На этой частоте коэффициент использования апертуры был равен 47.5%, что соответствовало 18.5 Ян на 1 К скорректированной антенной температуры. Эффективность главного лепестка телескопа составляла 55%. Ширина диаграммы направленности 39″, ошибка наведения не более 3″ по азимуту и углу места. В приемнике использовался смеситель на SIS-элементе разработки Института Радиотехники и Электроники РАН (Sliitov et al. 1991), шумовая температура приемника 150 К, шумовая температура системы во время наблюдений менялясь от 300 К и выше в зависимости от угла места и погодных условийтипичное значение шумовой температуры системы было 600−800 К. Наблюдения проводились в режиме ON-ON с диаграммной модуляциейразносение диаграмм составляло 11' по азимуту. В качестве спектрометра использовался 256-канальный фильтровой анализатор с полосой анализа 64 МГц и с разрешением по лучевой скорости 0.7 км/с. Калибровка осуществлялась стандартным методом Катнера и У лиха (Kutner and Ulich 1981).

II.2.2. Спектры и параметры. наблюдавшихся линий.

Наблюдения проводились в направлении метанольных мазеров, излучающих в линии 44 ГГц. Кроме того, в список для наблюдений были включены некоторые мазеры класса II, излучающие на частоте 6.7 ГГц.

Mentcn 1991a) п мазеры, излучающие на частоте 36 ГГц. Всего найдено 26 новых источников излучения в линии метанола 95 ГГц, их список и гауссовы параметры спектральных деталей приведены в таблице 7 вместе с параметрами источников, наблюдавшимися ранее другими авторами. Список источников, в которых линия не найдена, приведен в таблице 8 в Internetверхний предел потока составлял несколько Ян. На рпс. 15 и его продолжениях приведены спектры наблюдавшихся источников. Для трех источников были проведены оффсетные наблюдения с целью уточнения координат и определения протяженности источников. Источник W3(3) оказался неразрешенным, его угловой размер меньше 20″, в то время как NGC7538 и IC1396N имеют размеры, сравнимые пли превышающие ширину диаграммы направленности 39″ .

II.2.3. Обсуждение полученных параметров.

Часть источников, приведенных в таблице 7, ранее наблюдалась в Метсахови (Kalenskii et al. 1994). Имеются значительные расхождения в потоках в некоторых источниках, часть из которых связана с различием спектрального разрешения. Однако интегральные потоки, которые не зависят от разрешения, также разнятся. Интегральные потоки, измеренные в Онсале, систематически ниже: от 20% для ОМС2 до 22 раз для S 231. Причины этого расхождения могут крыться в различиях абсолютной калибровки и в ошибках наведения, а также в различии диаграмм направленности двух телескопов, что существенно, если источники протяженные. Лучевые скорости линий на 95 ГГц в подавляющем большинстве случаев совпадают с лучевыми скоростями источников в линии на частоте 44 ГГц. Однако есть два исключения: NGC2071 и R.146. Первый источник на частоте 44 ГГц не пзлз’чает, но найден на 36 ГГц (Hascliick and Baan 1989). На 36 ГГц главная спектральная деталь имеет лучевзчо скорость 15 км/с, имеется также более слабая и широкая деталь на скорости порядка 10 км/с. С этой деталью, вероятно, и ассоциируется найденная нами спектральная деталь на частоте 95 ГГц с лучевой скоростью 10.1 км/с и шириной 2 км/с (см. таблицу 7). Источник R146 наблюдался.

РОССИЙСКАЯ ГОСУДАРСТВЕННАЯ БИБЛИОТЕКА в линии 44 ГГц Бачиллером и др. (Bacliiller et al. 1990b), которые нашли в его спектре единственную спектральную деталь на лучевой скорости —6.4 км/с с шириной 1.1 км/с. В линии метанола на частоте 95 ГГц нами найдена спектральная деталь на лучевой скорости —15 км/с шириной 2.9 км/с. Различие лучевых скоростей существенное п, действительно, делает этот источник исключением. Возможно, что обнаруженная нами деталь нереальна, поскольку она довольна слаба. В остальных источниках наблюдается хорошее совпадение не только лучевых скоростей, но часто и формы профиля. Довольно трудно сказать, сколько настоящих мазеров содержится среди псточнпков, приведенных в таблице 7. W51el/e2 излучает заведомо тепловую линию, примерно одинаковую на частотах всех переходов метанола, как и Ori-KL. Если принять за критерий ширину линии и считать, что все источники с шириной линии меньше 2 км/с являются мазерами, то в таблице 7 таких мазеров будет девять. Среди них такие сильные мазеры, как ОМС2, NGC2264, DR21(OH) с потоком на 95 ГГц больше 20 Ян. Остальные источники с более широкими линиями тоже могут быть мазерами, содержащими несколько узких, наложенных друг на друга компонентов. Часть псточнпков может быть слабыми мазерами с малым усилением, п пх профиль излучения будет квазитепловым. Можно предположить, что инверсия населенностей Зфовнсй создается одним и тем же механизмом. Основанием для такого предположения является принадлежность уровней двух переходов к одним п тем же каскадам. Если это преположенпс справедливо, то должна наблюдаться корреляция между интенсивностью излучения на обеих частотах. Это обстоятельство уже было подмечено в работе Каленского и др. (Kalenskii et al. 1994). Пользуясь более обширными данными настоящего обзора, можно получить более точные численные соотношения. Для того, чтобы исключить влияние спектрального разрешения, будем сравнивать интегральные потоки на двух частотах. В таблице 9 приведены интегральные по профилю потоки на частоте 95 ГГц из данной работы, и такие же данные на частоте 44 ГГц, взятые пз работ Хашпка и др. (Hascliick et al. 1990), Бачпллерап др. (Bacliiller et al. 1990a) и Каленского п др. (1992). Зависимость между потоками на двух частотах показана на рис. 16. Регрессионный анализ выявил следующую зависимость:

Int (95) = 11(5) + 0.52(0.05) x Int{U).

2) с коэффициентом корреляции 0.88, где Int. — интегральный поток в единицах Ян км/с. Из этой зависимости следует, что интегральный поток на частоте 95 ГГц прямо пропорционален интегральному потоку на. частоте 44 ГГц п, в среднем, составляет 0.5 от интегрального потока на. частоте 44 ГГц. Этот результат расходится с выводом Каленского п др. (1992) о том, что интегральный поток на частоте 95 ГГц в 1.5 — 3 раза превосходит интегральный поток на частоте 44 ГГц. Возможные причины такого расхоледения обсуледалпсь выше. Тем не менее, в настоящей работе подтверждается вывод Каленского и др. (1992) о широкой распространенности мазеров на частоте 95 ГГц.

II.2.4. Выводы.

1. Проведен обзор источников излучения в линии метанола на 95 ГГц, в основном, среди известных источников, излучающих в линии 44 ГГц.

2. Обнаружено 26 новых источников излучения. Среди исследованных 35, по крайней мере, девять являются мазерами, а остальные — либо слабыми мазерами, либо квазитепловымн источниками.

3. Лучевые скорости линий в источниках на частоте 95 ГГц согласуются с лучевыми скоростями соответствующих источников в линии на частоте 44 ГГц.

4. Интегральные интенсивности в двух линиях коррелируют, причем на частоте 95 ГГц интегральная интенсивность, в среднем, в два раза меньше, чем на частоте 44 ГГц.

5. Скорее всего, накачка осуществляется общим механизмом.

II.2. ОБЗОР ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ЮЖНОМ ПОЛУШАРИИ.

II.3.1. Наблюдения на 22-м радиотелескопе обсерватории в Мопре.

Наблюдения на 95 ГГц проводились в период с 1 июля по 17 июля 1997 года на 22-м радиотелескопе обсерватории в Мопре. На этой частоте облучается внутренняя 15-м часть антенны, коэффициент использования 41%. 1 К антенной температуры соответствет 40 Ян. Полуширина диаграммы направленности радиотелескопа на 95 GHz составляет 52″. Точность наведения антенны проверялась каждые 12 часов с помощью наблюдений мазеров SiO на 86 ГГц и составляла 10″ mis. Наблюдения проводились в режиме пространственной модуляции с отклонением от положения источника на 30'. Использовался охлаждаемый малошумящпй смеситель на SIS-элементах. Приемник с одной полосой, шумовая температура приемника 110 К, системы — от 220 К до 320 К в зависимости от погодных условий п угла места источника. Перед входом приемника регулярно помещалась эквивалентная нагрузка для выполнения калибровки по методу Катнера п У лиха (Kutner and Ulicli 1981), котрый позволяет внести поправки в наблюдаемую плотность потока за атмосферное поглощение, омические потери и рассеяние в задней полусфере. Неопределенность в определении величины плотности потока составляет 10%. На выходе приемника использовался 1024-канальный автокоррелятор с полосой 64 МГц и разрешением 62.5 кГц на канал. Это соответствует разрешению по скорости 0.236 км/с при однородном усреднении и 0.394 км/с при усреднении по методу Ханнпнга. Некоторые источники наблюдались также в полосе 32 МГц с разрешением по скорости 0.118 км/с при однородном усреднении и 0.197 км/с при усреднении по методу Ханнинга. Для каждого источника был получен однородно усредненный спектр с интервалом для линии приблизительно 80 км/с, центр которого соответствовал центру интервала метанольного излучения на 6.7 и 12 МГц пли тепловой линии CS. Затем спектр усреднялся по методу Ханнинга, т.к. многие источники имеют очень слабое отношение сигнала к шуму.

Показать весь текст

Список литературы

  1. 2. Результаты и комментарии к отдельным источникам
  2. Ниже приводятся комментарии к некоторым наиболее интересным источникам.
  3. ОМС-2. Наблюдается очень интенсивная узкая линия такая же, как на 44 ГГц. Ширина линии и плотность потока примерно одинакова на 95 ГГц и на 44 ГГц.
  4. В результате обзора южной полусферы было обнаружено 85 источников метанольного излучения на 95 ГГц в переходе 8о — 7iA+. Этот обзор вместе с подобным обзором в Онсале завершает полный обзор неба на частоте 95 ГГц.
  5. Большинство обнаруженных источников являются метанольнымп мазерами I класса, и большинство пз них отождествляется с метанольнымп мазерами I класса на частоте 44 ГГц.
  6. В данной работе на большей выборке источников подтвердилась корреляция между потоками на 95 п 44 ГГц. установленная нами ранее.
  7. ПОИСК МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ II КЛАССА НА ЧАСТОТАХ 15 Т ГГц и 6.7 ГГц
  8. I.1. ОТКРЫТИЕ СЕРИИ МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРНЫХ ЛИНИЙ НА ЧАСТОТЕ 157 ГГц1.I. 1.1. Постановка задачи
  9. I.1.2. Наблюдения на 12-м телескопе на Китт Пике
  10. I.1.3. Результаты и комментарии к отдельным источникам
  11. I.1.4. Природа редких мазеров на 157 ГГц
  12. Открыто мазерное излучение в ссрпи переходов Jq — J^E мелезвезд-ного метанола в направлении мощных мазерных источников II класса W3(OH), 345.01+1.79, W48, и СерА. Присутствует таюке мазерное излучение в линии 2i — ЗоА+.
  13. Мазерные линии излучения сопровождаются широкими тепловыми линпиямп, которые следует интерпретировать как эмиссию родительского молекулярного облака.
  14. Интенсивность мазерных линий увеличивается с ростом J, достигая максимума около J=5−6.
  15. Лучевые скорости мазерных деталей смещены на 3−8 км/с по отношению к скоростям тепловых линий. Мазеры могут быть связаны с молекулярными потоками плп другими движущимися объектами типа кометообразной головной ударной волны, возбзчждаемой НД зонами.
  16. Лучевые скорости мазеров на 157 ГГц совпадают с лучевыми скоростями мазеров на 107 ГГц и находятся в пределах интервалов лучевых скоростей мазеров на 6.7 ГГц и на 12 ГГц.
  17. Эти новые мазеры принадлежат ко II классу мазеров, но не так широко распространены, видимо, потому что для возбулсденпя соответствующих этим мазерам переходов требуется более высокая температура излучения.
  18. I.2. ОБЗОР НА ЧАСТОТЕ 6.7 ГГц1.I.2.1. Постановка задачи
  19. I.2.2. Наблюдения на 32-м радиотелескопе обсерватории в Медичине
  20. I.2.3. Представление полученных данных
  21. NGC281-W (494+5617). Наблюдался впервые. Мстанольный
  22. I.2.4. Расстояния до источников4) спектр на 6.7 ГГц содержит только одну деталь на скорости —29 км/с. Источник связан с биполярным потоком, который наблюдался в линии CO (l-O) на скорости —30.5 км/с и картографирован Снеллом и др. (Snell et al. 1990).
  23. I.2.6. Обсуждение III.2.6.1. Распределение в Галактике
  24. I.2.6.2. Дисперсия скоростей
  25. I.2.6.3. Мазеры на 6.7 ГГц и ультракомпактные НП-зоны
  26. I.2.6.4. Сравнение мазеров на 6.7 ГГц и на 44 ГГц
  27. I.2.6.5. Накачка дальним инфракрасным излучением
  28. Установлено, что метанольные мазеры на 6.7 ГГц переменны
  29. Таким образом, наши наблюдения, как и наблюдения Касвелла и др. (Caswell et al. 1995b), показали, что мазеры на 6.7 ГГц часто бывают переменны.1.I.2.7. Выводы
  30. Мы наблюдали на 6.7 ГГц 42 метанольных мазера. 20 из которых ранее никем не наблюдались.
  31. Сравнение спектров, полученных в Медичине, со спектрами из предыдущих обзоров подтверждает, что переменность метанольных мазеров явление более общее, чем ожидалось, и желательно проводить более частые наблюдения этих мазеров.
  32. Медичинскпй обзор подтвердил также, что мазеры, излучающие на 6.7 ГГц, сосредоточены, в основном, во внутренней части Галактики.
  33. Выявлена связь мазеров, излучающих на 6.7 ГГц, со слабыми уль-тракомпактнымн зонами НИ. Эти метанольные мазеры имеют большую дисперсию скоростей и скорость их значительное отличается от скорости родительского облака.1. ГЛАВА -IV
  34. ПОИСК МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ II КЛАССА НА ЧАСТОТАХ 107 ГГц и 108 ГГц1. 1. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ
  35. ОМС-2. Это метанольный мазер I класса (Hascliick et, al. 1990), и слабая линия, которая видна на 107 ГГц, вероятно, тепловая.
  36. W31(l). Две наблюдаемые линии настолько широкие, что являются, вероятнее всего, тепловыми или блендами нескольких узких компонентов, которые не разрешаются с данным разрешением по скорости.
  37. G29.95−0.02. Источник одновременно п I (Bacliiller et al. 1990b), и11 класса (Menten 1991а). На 107 ГГц профиль состоит из слабой широкой линии, предполагающей тепловую эмиссию.
  38. G30.82+0.28. Слабая, вероятно, мазерная линия. На низких скоростях, возмолшо, присутствует узкая абсорбционная деталь. Слабый мазер на 6.7 ГГц (Menten 1991а).
  39. W51Metl. Это источник метанольного излучения I класса (Haschick et al., 1990), который находится на 70″ к югу от W51el/e2. Линия на 107 ГГц довольно слабая (на уровне Зет) и доллша быть подтверледена дополнительными наблюдениями.
  40. W75N. В этом источнике была найдена метанольная мазерная эмиссия как класса I (Haschick et al. 1990), так и класса II (Menten 1991а). На 107 ГГц линия много шире, чем мазерные линии, и эмиссия, вероятно, тепловая.
  41. S231. В этом источнике наблюдается как мазер I класса (Bachiller et al. 1990b), так и II класса (Menten 1991а). Лучевые скорости линии в пределах абсорбции на 107 ГГц.
  42. NGC2264G. Источник, вероятно, тепловой эмиссии на 36 ГГц, открытый Хашиком п Бааном (Hascliick and Baan 1989) находится в 60″ от метанольного мазера I класса. Абсорбция на 107 ГГц наблюдается на той лее радиальной скорости.
  43. DR21West. Поглощение на 107 ГГц наблюдается на пололеенип метанольного мазера I класса на 44 ГГц (Hascliick et al. 1990), но на несколько другой скорости.
  44. В переходе 3i — 40А+ между каскадами К=0 и К=1 на частоте 107 ГГц был открыт новый метанольный мазер.
  45. Этот мазер подобен наиболее сильному метанольному мазеру, открытому Ментеном (Menten 1991а) в переходе 5i — 6оА+ на частоте 6.7 ГГц.
  46. Источники, в которых наблюдалась новая мазерная линия это, в общем, те же самые источники, которые излучают на 6.7 ГГц.
  47. Источники метанольного мазерного излучения I класса наблюдались в поглощении или имели слабую квазптепловую эмиссионную линию.
  48. Результаты опубликованы в статье Val’tts et al. 1999, а также Вальтц и др. 1999с.
  49. Во всех обнаруженных источниках излучения на 107 ГГц есть также метанольное мазерное излучение не только на 6.7 ГГц, но и на 12 ГГц.
  50. В результате обзора в южном полушарии в переходе 3i — 40А+ на 107 ГГц было найдено 16 новых эмиссионных источников. Этот обзор вместе с Онсальскнм завершает полный обзор неба в линии метанола на 107 ГГц.
  51. На 107 ГГц из 16 обнаруженных источников 7 новые мазерные, таким образом, полное число мазеров на 107 ГГц в северном и южном полусферах равно 12. Все они принадлежат ко II классу.
  52. В результате обзора метанольного излучения в переходе 00 — liЕ на 108 ГГц в южном полушарии было обнаружено 16 новых эмпссиониных источников. Был найден только один мазер, 345.01+1.79, также II класса.
  53. Относительная интенсивность метанольных переходов II класса соответствует модели мазера с радпатпвнон и столкновительноп накачкой.1. ГЛАВА V
  54. ПОИСК МАЗЕРОВ ОН ОТ IRAS-ИСТОЧНИКОВ НА ВЫСОКИХ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ШИРОТАХ11. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ
  55. V.2. Выборка источников и наблюдения на перископическом радиотелескопе в Нансэ.
  56. V.3. Спектры и параметры новых мазеров
  57. В таблице 33 (размещена в Internet) приведены обнаруженные тепловые источники п источники с абсорбцией.
  58. В таблице 34 (размещена в Internet) для тепловых источников и источников с абсорбцией приведены отождествления.
  59. V.4. Комментарии к отдельным источникам V.4.I. Мазеры, обнаруженные в первом цикле наблюдений
  60. V.4.2. Мазеры, обнаруженные во втором цикле наблюдений
  61. V.5. Свойства высокоширотных мазеров ОН
  62. Эти два подкласса мазеров могут иметь различные механизмы накачкп, либо один механизм, но работающий в разных условиях. Интересно заметить, что мегамазеры п некоторые околозвездные мазеры ОН обычно имеют более сильное излучение именно в линии 1667 МГц.
  63. Выполнены наблюдения в главных линиях ОН компактных IRAS источников, расположенных высоко над плоскостью Галактики.
  64. Значительная часть IRAS источников в этом обзоре была обнаружена в виде тепловых источников ОН, возможно, связанных с ближайшими пылевыми облаками.1. ГЛАВА VI
  65. ПРИРОДА НЕКОТОРЫХ ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ПО РЕЗУЛЬТАТАМ МНОГОЧАСТОТНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ В ЛИНИЯХ МЕТАНОЛА, ГИДРОКСИЛА ОН И ВОДЯНОГО ПАРА1. VI. 1. ВВЕДЕНИЕ
  66. По результатам проведенных обзоров мы выделили несколько областей звездообразования, которые имеют специфические особенности.
  67. VI.2. ПРИРОДА М8Е ОДНОГО ИЗ САМЫХ СИЛЬНЫХ МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ1. КЛАССА1. VI.2.1. Описание области.
  68. В направлении М8Е на 6 см (Simon et al. 1981) и на 1.3 см (Simon et al. 1983) наблюдается слабый радпоисточнпк, по спектру соответствующий оптически тонкой HII зоне.
  69. Из сопоставления карт следует, что яркий на 69 мкм инфракрасный источник совпадает по координатам с одним из максимумов излучения в 12СО.
  70. Саймон п др. (Simon et al. 1984) провели наблюдения М8Е на 6 см на VLA и получили, что расстояние меледу радпоисточником и источником инфракрасного излучения в М8Е составляет 7″. что на расстоянии 1.5 кик соответствует примерно 104 а.е.
  71. Пополнение наблюдавшегося в направлении М8Е мазера Н2О известно с точностью хулпе 2' (Lada et, al. 197G), а в Медичпнском обзоре (Comoretto et al. 1990) наличие этого мазера вообще не подтвердилось.
  72. И, наконец, в 1996 году былп опубликованы наблюдения в линиях NH3 (Molinari et al. 1996). По результатам этих наблюдений делается вывод, что М8Е прпнадлелагг к виду объектов более молодых, чем те, которые уже имеют ультракомпактную зону НИ.
  73. В метаноле источник М8Е исследован на 13 частотах, п об этих исследованиях мы расскажем ниже более подробно.
  74. VI.2.2. Исследование источника в линиях метанола
  75. Наибольшей мощности мазер I класса достигает на частоте 44 ГГц. мощность убывает как в сторон)* более высоких уровней (95 ГГц), так и в сторону более низких уровней (133 и 36 ГГц).
  76. VI.2.3. Сравнение относительных интенсивностей метанольных линий
  77. VI.2.4. Интерпретация результатов наблюдениймазерных линий
  78. Фрагмент большого газо-пылевого комплекса М8, ассоциирующийся с ярким инфракрасным источником M8-IR, кроме ультракомпактной зоны НИ, мазера ОН и двух молекулярных потоков, содержит еще два пекулярных объекта метанольные мазеры I п II класса.
  79. Метанольный мазер I класса наиболее интенсивен на 44 ГГц п является вторым по яркости среди сотни известных на этой частоте.
  80. Яркость этого мазера спадает в сторону более высоких и более низких энергетических уровней.
  81. Мазер I класса расположен меледу инфракрасным п радпоисточнп-ком п ассоциируется, возможно, с фронтом биполярного потока в зоне его взаимодействия с плотным молекулярным газом.
  82. Положение метаиольного мазера I класса и мазера ОН по результатам измерения координат на интерферометрах совпадает с точностью 1″.
  83. Скорости компонентов метаиольного мазера на всех частотах близки к скорости спокойного газа, следовательно, метанольный мазер не вовлечен в движение биполярного потока и не генерируется им.
  84. Т. Метанольный мазер II класса, вероятнее всего, не связан с мазером I класса. Молено предположить, что он тяготеет к мазеру ОН, но накачку его обеспечивает инфракрасный источник M8-IR.
  85. Мазер II класса наблюдается только на частоте 108 ГГц и не наблюдается на частоте 6.7 ГГц. Из этого факта молено сделать вывод, что мощности источника накачки не хватает для возбуждения более высокого верхнего уровня перехода на 6.7 ГГц.
  86. Наблюдающийся в окрестности М8Е радпонсточник. возмолено. является источником фона и физически не связан с М8Е.
  87. VI.3. ГОРЯЧИЙ МЕТАНОЛЬНЫЙ МАЗЕР1. КЛАССА W33Met
  88. VI.3.1. Описание области W33
  89. VI.3.2. Описание наблюдений
  90. VI.3.3. Обсуждение основных результатов
  91. На рис. 50 приводится карта источников YV33Main и W33Met в переходе метанола 8| — 7q.4+ на частоте 95 ГГц п в линии CS (2−1) на частоте
  92. VI.3.4. Сравнение наблюдаемых параметров линийс расчетными
  93. Nip 9 I Tl57 dvlosSios ^1. No0 vib-Smi JTmdv
  94. С другой стороны, в работе Иохансона и др. (Johansson et al. 1984) приводится формула для определения населенности уровня в случае Больцмановского распределения, соответствующего вращательной температуре Тг0/:
  95. Пользуясь соотношениями (10) и (12). можно определить вращательную температуру:1. Trot —1. A EfTl57s1. TwsSiofio*10)
  96. Из формулы (11) можно написать выралеенпе для плотности газа1. ЕЛ-, п =-. (13)а Г-
  97. Скорость спонтанного распада уровней молено подсчитать, пользуясь данными о времени лепзнп уровней пз работы Лиса (Lees 1973), согласно которым для уровня 92 Y, A{j =690.091×10 6 с 1 для. уровня 40j1. ЕЛ-j =133.04×10-° с-1. j
  98. Ментен и др. (Menten et al. 1986а) по наблюдениям на 25 ГГц оценили плотность в мазерной конденсации как п=108 см-3. Эта оценка хорошо согласуется с нашими результатами.
  99. Определим теперь число молекул на луче зрения, которое формирует тепловые линии на 108 ГГц (переход 00 — liЕ), 157 ГГц (переход 40 — 4-i-E') и 165 ГГц (4i 40?).
  100. Пользуясь выражениями (6) и (8), получаем выражение для числа молекул на луче зрения:1. ЛГ ЗА: JTMDdv (Еи
  101. Воспользовавшись данными, приведенными в таблице 42, получаем:
  102. Nc//3O//(108)=7.6xl014 см"2-
  103. Ncf/3o//(157)=2.4xl0H см"2-
  104. Nc7/3O//(165)=3.3xl014 см"2.
  105. Такое же количество молекул метанола на луче зрения типично для областей звездообразования: приблизительно такие же результаты получались при наблюдениях тепловой линии 10 — 00Л+ на 48 ГГц (С'лыш и др. 1994).
  106. VI.3.5. Интерпретация полученных данных
  107. Мазер I класса расположен в спектре только на скорости 32 км/с, квази-мазер, тепловые линии и мазер II класса на скорости примерно 36 км/с.
  108. Пространственно мазер I класса ассоциируется с конденсацией CS, имеющей скорость 32 км/с, квази-мазер со слабой конденсацией CS, имеющей скорость 36 км/с.
  109. VI.4. ТОНКАЯ ПРОСТРАНСТВЕННАЯ СТРУКТУРА
  110. МЕТАНОЛЬНЫХ МАЗЕРОВ G14.33−0.64, L379IRS3 И GGD271. VI.4.1. Постановка задачи
  111. VI.4.2. Наблюдения на антенной решетке VLAи обработка данных
  112. VI.4.3.Изображения мазеров VI.4.3.1. Спектры и структура мазера G14.33−0.64
  113. VI.4.3.2. Спектры и структура L379IRS3- собственные движения мазерных компонентов
  114. VI.4.3.3. Спектры и структура GGD27
  115. На основании карт метанольных мазеров I класса, полученных с высоким разрешением, исследована их структура,
  116. Типичная картина строения этих мазеров цепочка ярких пятен, выстроенных вдоль дугообразных кривых длиной несколько тысяч астрономических единиц.
  117. Сами пятна не разрешаются и имеют размер меньше нескольких сотен астрономических единиц.
  118. В некоторых источниках присутствует несколько групп мазерных пятен с расстоянием между группами несколько десятых долей парсека.
  119. Метанольные мазерные пятна не имеют соответствия в мазерных линиях ОН пли Н20, п не совпадают с источниками радиоконтинуума пли с инфракрасными источниками.
  120. В то лее время метанольные мазеры I класса тесно связаны с молекулярными потоками. Наши результаты поддерживают гипотезу о том, что эти метанольные мазеры возникают в зоне взаимодействия молекулярных потоков между собой или с окружающей средой.
  121. Исходя пз того, что яркостная температура этих мазеров очень высока более 108 К — можно сделать вывод о том. что мазерные конденсации должны иметь повышенное обилие метанола в результате испарения метанола с поверхности пылинок.
  122. Масса мазерных конденсаций не более 4×10−5 М, т, и соответствует массам планет.
  123. VI.5. НЕОБЫЧНЫЙ МЕТАНОЛЬНЫЙ МАЗЕР34 501 + 1.79
  124. VI.5.1. История исследования источника
  125. В 1991 г. Ментен (Menten 1991а) в НРАО (США) на 45-м антенне открыл сильный мазер в том же направлении на частоте 6.7 ГГц в переходе 5i — 6оА+ (544 Ян в ппке, восьмой по яркости среди 88 открытых). Оба перехода относятся к мазерам II класса.
  126. Область G345.01+1.79 хорошо исследована в линиях CS и СО (Juyella 1996), а таюке в инфракрасном диапазоне (Testi et al. 1994).
  127. VI.5.2. Анализ спектров ОН, НзО метанола, СО и CS
  128. VI.5.3. Анализ пространственного расположениямазерных пятен
  129. В Наррабрай измерялись также координаты метанольных мазеров на частоте 6.7 ГГц п одновременно мазеров ОН- получено, что пополнение сильного мазера на частоте 6.7 ГГц и пополнение. мазера ОН совпадают с точностью < 1″ (Caswell et al. 1995с).
  130. Подведем некоторые итоги анализа спектров п пространственного распололеенпя мазерных пятен в области G345.01 + 1.79.1. VI.5.4. Обсуждение
  131. Подтверждается, что в области звездообразования G345.01+1.79 имеется молекулярное облако, от которого наблюдаются лпнпп СО, CS п тепловые линии метанола.
  132. VI.6. МЕТАНОЛЬНЫЕ МАЗЕРЫ КЛАССА II
  133. ПЛАНЕТЫ ВОКРУГ О-ЗВЕЗДЫ В W3(OH)1. VI.6.1. Постановка задачи
  134. VI.6.2. Антенная решетка BIMA и параметры наблюдений
  135. VI.6.3. Спектры и изображения источника в отдельных мазерных пятнах
  136. VI.6.4. Обсуждение характеристик карты карты источника на 107 ГГц
  137. VI.6.4.1. Сравнение интенсивностей линий на частоте67 ГГц и на частоте 107 ГГц
  138. VI.6.4.2. Положение метанольных мазеров относительно зоны HII
  139. VI.6.4.3. Модель метанольного мазера II класса
  140. С помощью решетки BIMA на карте W3(OH) в линии метанола 3i — 4оА+ на частоте 107 ГГц удалось различить, по крайней мере, 9 мазерных пятен.
  141. Относительные интенсивности мазеров, излучающих на частоте 107 ГГц и на частоте 6.7 ГГц, согласуются с моделью насыщенного мазера.
  142. В этой глобуле нами обнаружен метанольный мазер I класса на частоте 44 ГГц в процессе нашего второго обзора на 14-м радиотелескопе испанского национального радиоастрономического центра (Каленский п др. 1992).
  143. VI.7.2. Наблюдения на VLBA: параметры и характеристики
  144. VI.7.3. Представление полученных данных1. VI.7.3.1. Спектр
  145. VI.7.3.2. Абсолютные координаты
  146. VI.7.3.3. Высокоскоростные детали
  147. VI.7.3.4. Центральная группа
  148. VI.7.4. Пространственная структура мазера VI.7.4.1. Аналогия с диском в галактике NGC4258
  149. Подставляя V/R пз уравнения (17). получаем
  150. R = 30KI^~) 3 (sin /)^ (18)
  151. Для IC1396N v/p=0.2 км/с -(а.е.) что дает зависимость1. R = 28.23М* sin п (19)
  152. VI.7.4.3. Модель фронта ударной волны
  153. VI.7.4.4. Модель с молекулярным потоком
  154. Мазер Н20, связанный с молодым звездным объектом в глобуле IC139GN, был картографирован на YLBA в период наиболее высокой стадии активности в июне 199G г.
  155. На карте деталей со скоростями такими же, как у глобулы, видна цепочка, по крайней мере, пз восьми мазерных пятен, расположенных очень близко к прямой линии, и их радиальная скорость изменяется линейно с изменением расстояния вдоль этой прямой.
  156. Эта карта может быть смоделирована Кеплеровскпм диском с углом наклонения в пределах от 30° до 90°. В центре диска находится молодой звездный объект с массой в пределах от 1O4M0 до 1О~ЛМ0.
  157. Высокоскоростные детали расположены в молекулярном потоке и ускоряются звездным ветром.
  158. Эта модель может быть проверена измерениями собственного движения п вариаций радиальной скорости мазерных пятен.1. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
  159. Обзоры метанольных мазеров I класса проводились на двух частотах 44 и 95 ГГц.
  160. Обзоры метанольных мазеров II класса проводились на четырех частотах: 6.7, 157, 107 п 108 ГГц.
  161. В приведенных выше обзорах мы обнаружили несколько интересных источников, для которых провели специальные многочастотные п интер-фсрометрические исследования. Результаты представлены в VI главе.
  162. Перечислим основные выводы:
  163. Область звездообразования М8Е.
  164. Открыт уникальный мстанольный мазер I класса на 44 ГГц. который является вторым по яркости среди сотни известных на этой частоте.
  165. Область звездообразования W33Met.
  166. Области звездообразования GGD27, L379IRS3, G14.33−0.64.
  167. Область звездообразования 345.01 + 1.79.
  168. Показано, что все сильные мазерные лпнпп II класса формируются в южном пятне в интервале скоростей —24 —14 км/с. а мазеры I класса, хотя и не имеют пекулярн}чо скорость юлшого пятна, пространственно тяготеют к нему.
  169. Область звездообразования W3(OH).
  170. Область звездообразования IC1396N.
  171. Мазер Н2О, связанный с молодым звездным объектом в глобуле IC1396N, был картографирован на VLBA.
  172. Показано, что в IC1396N для объяснения центральной группы деталей пригодна дисковая модель, а высокоскоростные детали распололсены в молекулярном потоке и ускоряются звездным ветром.
  173. Использованы следующие общепринятые сокращения:
  174. А Ж Астрономический журнал ApJ — Astropliysical Journal AJ — Astronomical Journal
  175. MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
  176. AA Astronomy and Astrophysics
  177. ApJS Astropliysical Journal Suppl. Series
  178. AAS Astronomy and Astrophysics Suppl. Series.
  179. И.И., Каленский С. В., Логвпненко С.В.1990, Письма в АЖ 16, 421
  180. И.Е., Коломер Ф., Шанин Г. И., Гомез-Гонзалез X. п др.1991, АЖ 68, 456
  181. И.Е., Дзюра A.M., Каленский С. В. Слыш В.И. и др., 1995а, АЖ 72, 22
  182. И.Е., Дзюра A.M., Каленский С. В. С лыш В.И. и др., XXVI Радиоастрономическая конференция, 18−22 сент. 1995 г., Санкт-Петербург. Россия. 1995b, тезисы докладов, стр. 65.1. Вальтц И. Е., 1998, Письма в АЖ 24. 12
  183. Вальтц И.Е., 1999а, АЖ 76, 178
  184. Вальтц И.Е., 1999b, АЖ 76, 189
  185. И. Е. Эллпнгсэн С.П., Слыш В. П. Каленский С.В. и др. 1999с. Препринт ФИ АН N 44
  186. И.Е., Эллпнгсэн С. П., Слыш В. И., Каленскпй С. В. и др., 1999с!, Препринт ФИАН N 451. Вальтц И. Е.,
  187. Всероссийская конференция «Астрофизика на рубеже веков»,
  188. Пущпно, 17−22 мая 1999 г., 2000, Труды конференции, стр. 235
  189. С.В., Бачиллер Р., Берулпс И. Вальтц И. Е. и др., 1992, АЖ G9, 10 021. К аленский С. В.1993, диссертация
  190. С.В., Берулпс И. И., Вальтц И. Е. Дзюра A.M. и др., 1994, АЖ 71. 51
  191. С.В., Слыш В. И., Вальтц И. Е. Впннберг А. и др., 2000, АЖ, в печати
  192. Е.Е., Лихачев С. Ф., Сороченко Р. Л. Стрельнпцкпй B.C., 1993, АЖ 70, 731
  193. В. И. Бачиллер Р., Берулпс И., Вальтц И. Е. и др., 1994, АЖ 71. 37
  194. В.И., Вальтц И. Е., Каленскпй С. В. Ларионов Г. М., 1999а, АЖ 7G. 751
  195. В.PI. Вальтц И. Е., Каленскпй С. В. Голубев В.В. 19 991), АЖ 7G. 892
  196. Allamandola L.J., Sanford S.A., Tielens A.G.G., Herbst, T.M., 1992, ApJ 399, 134
  197. Anglada G., Rodriguez L.F., Girart, J.M. Estalella R. et al., 1994, ApJ 420, L91
  198. Ball J.A., Gottlieb C.A., Lilley A.E. Radford H.E., 1970 ApJ 162, L203
  199. Bachiller R., Gernicliaro J. Martin-Pintado J., Tafalla M. et al., 1990a, AA 231, 174
  200. Bachiller R., Menten K.M. Gomez-Gonzalez J. Barcia A., 1990b, AA 240, 116
  201. Bally J., Lada C.J. 1983, ApJ 265, 824
  202. Barrett A.H., Schwartz P.R., Waters J.W., 1971, ApJ 168, L101
  203. Barrett A.H., Ho P., Martin R.N. et al. 1975, ApJ 198, L119
  204. Batchelor R.A., Caswell J.L. Goss W.M. Haynes R.F. et al., 1980, Austr. J. Phys. 33, 139
  205. Batrla W., Matthews H.E. Menten K.M. Walmsley C.M., 1987, Nature 326, 491. Batrla W., Menten К. M., 1988, ApJ 329, LII7
  206. Becker R.H., White R.L. Helfand D.J. Zoonematkermani S. 1994, ApJS 91, 347
  207. Blitz L., Fish M., Stark A.A. 1982 ApJS 49, 183
  208. Bloemliof E.E., Reid M.J., Moran .1.М.1992, ApJ 397, 5001. Bloemliof E.E., 1993, ApJ 406, L75
  209. Bloemliof E.E., Moran J.M. Reid M.J., 1996, ApJ 467, LI 17
  210. Bockelee-Morvan D., Crovisier J., Colomb P., Despois D. 1994, AA 287, 6471. Brand J., Blitz L.1993, AA 275, 67
  211. Brand J., Ccsaroni R. Caselli P., Catarzi M. et al.1994, AAS 103, 541
  212. Braz M.A., Epchtein N., 1983, AA 54, 167
  213. Braz M.A., Sivagnanam P., 1987, AA 181, 19
  214. Bronfman L., Nyman L.A., May J., 1996, AAS 115, 81
  215. Braz M.A., Lepine J.R.D., Sivagnanam Pv Le Squeren A.M., 1990, AA 236, 479
  216. J.L., Haynes R.F., Goss W.M. 1980, Austr. J. Pliys. 33. 639
  217. J.L., Haynes R.F. 1983. Austr. .1. Pliys. 36. 361
  218. J.L., Batclielor R.A. Forster J.R. Wellington K.J. 1983, Austr. .1. Pliys. 36. 401
  219. J.L. Haynes R.F. 1987, Austr. J. Pliys. 40. 215
  220. C’aswoll J.L. Gardner F.F., Norris R.P. Wellington K.J. et al. 1993, MNRAS 260. 425
  221. Caswell J.L. Vaile R.A. Ellingsen S.P. Wliiteoak J.B. or al., 1995a. MNRAS 272. 96
  222. J.L., Vaile R.A. Ellingsen S.P. 1995b, PASA 12. 37
  223. Caswell J.L., Vaile R.A., Forster J.R., 1995c, MNRAS 277, 210
  224. Caswell J.L., Vaile R.A., Ellingsen S.P., Norris R.P., 1995d, MNRAS 274, 1126
  225. Cesaroni R., 1990, AA 223, 513
  226. Cesaroni R., Palagi F., Felli M., Catarzi M. et al., 1988, AAS 76, 445
  227. E., Walmsley C.M., Cesaroni R. 1990, AAS 83, 1191. Colien R.J., 1982, in «Submillimetre Wave Astronomy», eds. Beckman J.E., Phillips J.P., Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. 185
  228. Cohen R.J., Baart E.E., Jonas J.L., 1988, MNRAS 231, 205
  229. Comoretto G., Palagi F., Cesaroni R., Felli M. 1990, AAS 84, 179
  230. Cragg D.M., Johns K.P., Godfrey P.D. Brown R.D. 1992, MNRAS 259, 203
  231. Cummins S.E., Linke R.A., Thaddeus P. 1986, ApJS 60, 819
  232. H.R., Gross W.M., 1987, AA 185. 271
  233. De Lucia F.C., Herbst E., Anderson Т. Helniinger P.1989. J. Mol. Spectr. 134, 395
  234. Ellingsen S.P., von Bibra M.L., McCulloch P.M. Deshpande A.A. et al., 1996, MNRAS 280, 378
  235. Ellingsen S.P., Otrupcek R, Legge D.R. McCulloch P.M. et al., 2000. MNR AS, in preparation
  236. Elmegreen B.C. Morris M., 1979, ApJ 229, 593
  237. Felli M., Palagi F., Tofani G., 1992, AA 255, 293
  238. Fomalont E.B., Edwards P.G., Hirabayaslii H., Frey, S. et al. 2000, A J, in preparation
  239. Forster J.R., Caswell J.L., 1989, AA 213, 339
  240. Forster J.R., Caswell J.L., Okiimura S.K., Hasegawa T. et. al., 1990, AA 231, 473
  241. Friberg P., Madden S.C., Hjalmarson A., Irvine W.M., 1988, AA 195, 2811. Fnkui Y., 1989, in «On Low Mass Star Formation and Pre-Main Sequence Objects», ESO Conf. Workshop Proc. N33, 95
  242. Garcia-Barreto J.A., Burke B.F., Reid M.J. Moran J.M. et al., 1988, ApJ 326, 954
  243. Gaylard M.J., MacLeod G.C.1993, MNRAS 262, 43
  244. Gaylard M.J., MacLeod G.C. van der Walt D.J.1994, MNRAS 269, 257
  245. Genzel R., Downes D. Moran J.M. Johnston K.J. et al., 1978, AA 66, 13
  246. Goldsmith P.F. Krotkov R. Snell R.L. Brown R.D. et ah, 1983, ApJ 274, 184
  247. Gomez de Castro A.I. Eiroa C.1991, AA 241, 589
  248. Goss W.M., Matthews H.E. Winnberg A. 1978, AA 65, 307
  249. A.L., Rodrigues L.F. Curiel S. 1990, Rev. Mexicana Astron. Astrof. 20, 51
  250. S., Stier M.T., Downes D., 1983, AA 126. 110
  251. Glisten R., Downes D., 1983, AA 117, 343
  252. A.D., Но P.T.P., 1983, ApJ 267. 638
  253. Hascliick A.D. Baan W.A., 1989, ApJ 339, 949
  254. Hascliick A.D., Baan W.A., Menten K.M., 1989, ApJ 346, 330
  255. Hascliick A.D. Menten K.M. Baan W.A.1990, ApJ 354, 556
  256. Haynes R.F., Caswell J.L., Simons L.W.J.', 1978, Austr. J. Phys. Astropliys. Suppl. N45
  257. Hermsen W., Wilson T. L., Walmsley C.M., Batrla W.1985, AA 146, 134
  258. D.J., Zoonematkermani S. Becker R.H., White R.L., 1992. Ap. JS 80. 211
  259. M.H., Snell R.L. Goldsmith P.F., Myers P.C. 1987, ApJ 321. 370
  260. Hills R. Pankonin V. Landecker T.L. 1975, AA 39, 149
  261. Hilton J. White G.J. Cronin N.J. Rainey R.1986. AA 154. 274
  262. Hollis J.M. Snyder L.E. Blake D.H. et al., 1981. ApJ 251. 541
  263. Ho P.T.P. Martin R.N. Barrett A.H. 1981. ApJ 246, 761
  264. Но Р.Т.Р, Klein R.I., Haschick A.D. 1986, Ap. I 305, 714
  265. Hunter T.R., Tcsti L., Taylor G.B. Tofani G. et al., 1995, AA 302, 249
  266. Jaffe D.T., Glisten R", Downes D., 1981, ApJ 250, 621
  267. Jaffe D.T., St. ier M.T., Fazio G.G., 1982, ApJ 252, 601
  268. Johansson L.E.B., Andersson C., Ellder J., Friberg P. et al., 1984, AA 130, 2271. Juvella M., 1996, AAS 118. 191
  269. Kalenskii S.V., Berulis I.I., Val’tts I.E. Slysli V.I. 1992, in Proc. of the Conf. «Astrophysical Masers», eds. Clegg A., Nedoluha G., Lecture Notes in Physics, 412, 191
  270. Kalenskii S.V. Liljestrom Т., Val’tts I.E. Vasil’kov V.I. et ah, 1994, AAS 103. 129
  271. M.L. Macdonald G.H., 1996, MNRAS 282. 401
  272. A.J. Gaylard M.J. Nicolson G.D. 1988. ApJ 331. L371.e.to E. Proctor D. Ball R., Arens J. et al. 1992, ApJ 401. L1131. ylafis N.D. Norman C.A., 1991, ApJ 373. 525
  273. L. Slysli V. 1998, ApJ 497. 800
  274. Koo B.C. Williams D.R.W., Heiles C. Backer D.C. 1988, ApJ 326. 931
  275. MacLeod G.C. Gaylard M.J. Nieolson G.D.1992, MNRAS 254. IP
  276. MacLeod G.C. Gaylard M.J. 1992, MNRAS 256. 519
  277. MacLeod G.C., Gaylard, M.J., 1993, in Proc. of the Conf. «Astropliysical Masers».eds. Clegg A.W., Nedoluha G.E., 1. cture Notes in Physics 412, 195
  278. Maoz E., McKee C.F., 1998, Ap. I 494, 218
  279. Matsakis D.N., Cheung A.C., Wright, C.H., Askno .I.I.H. et al., 1980, Astrophys. .1. 236. 481
  280. Matthews H.E. 1979, AA 75, 345
  281. L.I., Graham D.A., Diamond P.J., 1988, Soy. Ast, ron. Letters 14, 468
  282. Mauersberger R., Wilson T. L., Batrla W. Walmsley C.M. et ah, 1985, AA 146. 168
  283. Mauersberger R., Henkel C., Wilson T. L. Walmsley C.M., 1986, AA 162. 199
  284. K.M. 1991a, Ap.I 380. L751. Menten K.M.1991b. in Proc. of the Conf. «Skylines"1. eds. Haschick A.D. Но P.T.P.,
  285. Astronomical Society of the Pacific Conference Series 16. 119
  286. Menten K.M. Walmsley C.M., Henkel C» Wilson T.C. 1986a, AA 157, 318
  287. Menten. K.M. Walmsley. C.M. Henkel. C. Wilson. T.L. et al. 1986b, AA 169. 271
  288. Menten K.M. Walmsley C.M., Henkel C.,' Wilson T.L. 1988a. AA 198. 253
  289. Menten K.M. Reid М.Л. Moran J.M. Wilson T.L. et al. 1988b, Ap. I 333. L831. Menten K.M., 1992, in Proc. of the Conf. «Astrophysical Masers». eds. Clegg A., Nedoluha G., Lecture Notes in Physics, 412, 199
  290. Menten K.M., Reid M.J., Pratap P., Moran J.M. et ah, 1992, ApJ 401, L39
  291. Migenes V., Horiuchi S., Sfysli V.I., Val’tts I.E. et ah, 1999a, Nobeyama Radio Observatory Report N 495
  292. Migenes V., Horiuchi S., Slysh V.I., Val’tts I.E. et ah, 1999b, ApJS 123, 487
  293. Mitchel G.F., Allen M., Beer R" Dekany R. 1988, ApJ 327, L17
  294. Mitchel G.F., Maillard J.P., Hasegava T.I.1991, ApJ 371, 342
  295. Mitchel G.F., Hasegawa T.I., Schella J.1992. ApJ 386, 604
  296. Miyoshi M., Moran J.M., Herrnstein J.R., Greenhill L.J. et, al., 1995, Nature 373, 127
  297. Molinari S., Brand J., Cesaroni R. Palla F.1996, AA 308, 573
  298. Moore T.J.T., Cohen R.J., Mountain CM. 1988. MNRAS 231. 887
  299. Moriarty-Schieven G.H., Snell R.L. Hughes V.A. 1991, ApJ 374, 169
  300. Morimoto M., Oliishi M., Ivanzawa Т.1985. ApJ 288, Lll
  301. P.C. Linke R.A. Benson P.J. 1983. ApJ 264, 5171. Nakano M. Yoshida S.1986. Publ. Astron Soc. Japan. 38, 531 •
  302. Norris R.P., Caswell J.L., Gardner F.F., Wellington K.J., 1987, ApJ 321. LI59
  303. Norris R.P. McCutclieon W.H., Caswell J, L. Wellington Iv.J. et al, 1988, Nature 335, 149
  304. Norris R.P., Wliiteoak J.B. Caswell J.L. et al., 1993, ApJ 412, 222
  305. M., Kaifu N. Suzuki H., Morimoto M., 1986, ApJS 118. 405
  306. Pankonin V., Winnberg A. Booth R.S., 1977, AA 58, L25
  307. Peng R.S., Wliiteoak J.B. 1992, MNRAS 254, 301
  308. Phillips C.J., Norris R.P., Ellingsen S.P., McCulloch P.M., 1998, MNRAS 300, 1131
  309. Plambeck R.L., Wright M.C.H. 1988, ApJ 330, L61
  310. R.L., Menten K.M., 1990, ApJ 364, 5551. Pratap P., Menten K.M.1992, in Proc. of the Conf. «Astrophysical Masers'1, eds. Clegg A.W. Nedoluha G.E. Lecture Notes in Physics 412, 211
  311. B.J. Goss W.M. Manchester R.N. 1970. Austr. J. Pliys. 23. 363
  312. Plume R. Jaffe D.T. Evans II N.J. 1992, ApJS 78. 505
  313. Robinson B. J, Goss W.M. Manchester R.N. 1970, Austr. J. Pliys. 23. 363
  314. L.F. Torrelles J.M., Moran J.M. 1981, A.I 86, 1245
  315. Saraceno P., Ceccarelli C., Clegg P., Correia C. ot al. 199G, AA 315, L293
  316. Serabyn E., G listen R., Mundy L., 1993, ApJ 404, 247
  317. Schutte A.J., van der Walt D.J., Gaylard M.J. MacLeod G.C., 1993, MNRAS 261. 783
  318. Schwartz P.R., Gee G., Huang Y.-L. 1988, ApJ 327, 350
  319. Schwartz R.D., Guilbudaghian A.L., Wilking B.A. 1991, ApJ 370, 263
  320. Sliitov S.V. Koshelets V.P., Kovtonyuk S.A. Ermakov A.B. et ah, 1991. Supercond. Sci. Teclmol. 4, 406
  321. Shu, F.H., Lizano, S., Ruden, S.P., Najita. J. 1988, ApJ 328, L19
  322. Simon M., Righini-Cohen G., Felli M., Fischer J. 1981. ApJ 245, 552
  323. Simon M., Felli M. Cassar L., Fischer J. et ah.1983. ApJ 266. G23
  324. Simon M., Cassar L., Felli M., Fischer J. et ah.1984. ApJ 278, 170
  325. Simon M., Peterson D.M., Longmore A.J., Storey W.Y. et ah.1985. ApJ 298. 328
  326. Skinner C.J., Tielens A.G.G.M., Barlow M.J. Justtanont K.1992. ApJ 399. L79
  327. Slysli Y.I. Kalenskii S.Y. Val’tts I.E., '1993. ApJ 413. LI33
  328. Slysli Y.I. Dzura A.M. Val’tts I.E. Gerard E. 1994a, A AS 106. 87
  329. Slysli V.I. Kalenskii S.Y. Val’tts I.E. Otrupcek R. 1994b, MNRAS 268. 464
  330. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., 1995a, IAU Symposium N 170:
  331. CO: twenty-five .years of millimeter-wave spectroscopy», 29 May 2 June 1995, Tucson, Arizona, USA. Program and Abstract book, p. 92
  332. Slysli Y.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., • 1995b, ApJ 442, 668
  333. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Golubcv V.V., 1997a, ApJ 478, L37
  334. Slysli V.I., Dzura A.M., Val’tts I.E., Gerard E. 1997b. A A 124, 85
  335. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Voronkov M.A. et al., 1998a. Arcctri Astrophysics Preprint N 25/98
  336. Slysli V.I., Val’tts I.E., Kalenskii S.V. Larionov G.M. et. al., «Proc. of the IAU Coll. N 164 on
  337. Radio emission from galactic and extragalactic compact, sources», held in Socorro, New Mexico, USA.21.26 April 1997, Zcnsus A.J., Taylor G.B., Wrobel J.M. (eels.), 1998b. ASP С Series. 144, 379
  338. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Voronkov M.A., 1999a. A AS 134, 115
  339. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E. Golubcv V.V. et al. 1999b. ApJS 123, 515
  340. Slysli Y.I., Val’tts I.E. Migenes V. Fomalont E.B. et al. 1999c. ApJ 526, 236
  341. Slysli V.I., Val’tts I.E. Migenes V. Fomalont E. et al. AAS Meeting N 194. June 1999,
  342. Special Session «High angular resolution science with NRAO VLBA», 1999d. BAAS 194.5010
  343. Slysli V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E. 2000 AA. in preparation
  344. Snell R.L. Huang Y.L., Dickman R.L., Claussen M.J., 1988, ApJ 325, 853
  345. Snell R.L., Dickman R.L., Huang Y.L., 1990, ApJ 352, 1391. Smits D.P., 1994, MNRAS 269, IIP Sobolev A.M., 1993, Sov. Astron. Letters 19, 293
  346. Sobolev A.M., Cragg D.M., Godfrey P.D., 1997, MNRAS 288, L39
  347. Stecklum В., Feldt M. Ricliiclii A. et al., 1997, ApJ 479, 339
  348. Stern S.A., Col well, .J.E., 1997, AJ 114, 841
  349. Sticr M.T. Jaffe D.T., Rengarajan T.N., Fazio G.G. et al. 1984, ApJ 283, 573
  350. Sugitani K. Fulmi Y., Mizuno A. Oliaslii N., 1989, ApJ 342, L87
  351. Testi L., Felli M., Persi P., Roth M.1994, AA 288, 634
  352. Thronson H.A.Jr., Lada C.J. 1984, ApJ 284, 135
  353. Tofani, G. Felli. M. Taylor. G.B. Hunter, T.R.1995, ApJS 112. 299
  354. Torrelles J.M., Gomez J. M, Rogriguez L.F., Curicl. S. et al.1998, ApJ 505, 756
  355. B.E. 1979, AAS 37. 11. Turner B.E.1991, ApJS 76, 617
  356. Val’tts I.E., Dzura A.M., Kalenskii S.V., Slysli V.I. et al., 1995a, AA 294, 825
  357. Val’tts I.E., Dzura A.M., Kalenskii S.V., Slysli V.I. IAU Symposium N 170:
  358. CO: twenty-five years of millimeter-wave spectroscopy". 29 May 2 June 1995, Tucson, Arizona, USA. 1995b, Program and i^bstract book, p. 98
  359. Val’tts I.E., Larionov G.M. IAU Symposium N 178:
  360. Molecules in astrophysics: probes and processes". 1−5 July 199G, Leiden. Netherlands, 199G. Abstract book. p. 10G1. Val’tts I.E.
  361. Conference «Protostars and planets IV», July G-ll, 1998, Santa Barbara, California, USA, 1998, Program and Abstracts Notebook, p. 14
  362. Val’tts I.E., Slysli V.I., Hirabayaslii H. Fomalont E. et al. «Proc. of the IAU Coll. N 164 on
  363. Radio emission from galactic and extragalactie compact sources», held in Socorro. New Mexico, USA.21.26 April 1997. Zensus A.J., Taylor G.B., Wrobcl J.M. (eds.). 1998a. ASP С Series. 144, 3651. Val’tts I.E.1.U Colloquium N 197
  364. Astrocliemistry: from molecular clouds to planetary systems". 23−27 August 1999. Sogwipo, Korea.1999. Program and Abstracts Notebook, p. 201.
  365. Val’tts I.E. Ellingsen S. Slysli V.I. Otrupcek R. et al. 1999a. MNRAS, in press
  366. Val’tts I.E. Ellingsen S. Slysli V.I., Otrupcek R. et al. 1999b. MNRAS, in press1. Walker R.G. Price S.D.1975. in «AFCR.L Infrared Sky Survey» (Air Force Cambridge Res. Labs., Hanscom AFB. MA), AFCRL-TR-75−0373. V. l
  367. Walmsley C.M., Batrla W., Matthews H.E., Menten K.M., 1988, AA 197, 271
  368. A.J., Ну land A.R., Robinson G., Bourke T.L. et ah, 1995, PASA 12, 18G
  369. A.J., Hyland A.R., Robinson G., Burton M.G., 1997. MNRAS 291, 261
  370. Walt D.J. van der, Gaylard M.J., MacLeod G.C. 1995, AAS 110, 81
  371. Wilking B.A., Mundy L.G., Blackwell J.H., Howe .I.E., 1989. ApJ 345, 257
  372. Wilking B.A., Blackwell J.H., Mundy L.G.1990, AJ 100, 758
  373. Wilking B.A., Mundy L.G. McMullin J., Hezel Т. 1993. AJ 106, 250
  374. Wilson T.L., Walmsley C.M. Snyder L.E., Jewell P.R.1984. AA 134, L7
  375. Wilson T.L., Walmsley C.M. Menten K.M. Hermscn. W, 1985. AA 147, L19
  376. Wilson T.L., Johnston K.J. Mauersberger R.1991. AA 251, 220
  377. Wilson T.L. Huttemeister S. Dalimen G. Henkel C'., 1993. AA 268, 249
  378. Wood D.O.S., Clmrchwell E. 1989. ApJ 340, 265
  379. Wood D.O.S., Myers P.C., Daugherty D.A.1994, ApJS 95, 457
  380. Wouterloot J.G.A., Walmsley C.M.1986. AA 168, 237
  381. Wouterloot J.G.A., Brand .1. Henkel C. 1988a. AA 191, 323
  382. Wouterloot, J.G.A., Brand J., 1989, AAS 80, 149
  383. Wouterloot, .I.G.A., Brand J., Fiegle K., 1993, AAS 98, 589
  384. Wright E.L., Lada С.Л., Fazio G.G., Kleinmann D.E. et al., 1977, AJ 82, 132
  385. Wynn-Wylliams C.G., Werner M.W., 1974, ApJ 187, 41
  386. Т., Suzuki H. Kaifu N. Tamura M. 1989, ApJ 347. 894
  387. Ziurys L.M. McGonagie D. 1993. ApJS 89. 155
  388. Zuckerman В., Turner, B.E., Johnson D.R., Palmer P. et al., 1972, ApJ 177, 601
Заполнить форму текущей работой

Сессия? Спокойно!