Życie gwiazd to ich narodziny w wielkich obłokach molekularnych, okres
stabilności oraz mniej lub bardziej gwałtowna śmierć. Na początku tej
ewolucyjnej drogi, a w niektórych przypadkach także na jej końcu,
warunki w najbliższym sąsiedztwie gwiazd sprzyjają zaistnieniu
zjawiska emisji maserowej. W bardzo wczesnym etapie, gdy przyszła
gwiazda dopiero się kształtuje, w bezpośrednim otoczeniu takich
protogwiazd, szczególnie tych bardzo masywnych, można
zaobserwować emisję maserową metanolu.
Obszary powstawania gwiazd to nazwa charakteryzująca dwie grupy obiektów: protogwiazdy, a więc gwiazdy będące w fazie formowania się z materii międzygwiazdowej, zazwyczaj stowarzyszone ze zwartymi obszarami zjonizowanego
wodoru oraz gwiazdy w fazie „przed Ciągiem Głównym”, czyli obiekty
typu T Tauri (poniżej 2 mas słonecznych) i gwiazdy Herbig Ae/Be o masach 2–10 mas słonecznych.
W obszarach powstawania gwiazd można opisać kilka fenomenów znajdujących się w bezpośrednim sąsiedztwie obiektu centralnego, które są możliwe do pośrednich lub bezpośrednich obserwacji, a niekiedy bywają wręcz wyznacznikiem określającym gwiazdę.
Przede wszystkim cechą bardzo często kojarzoną z obszarami powstawania gwiazd są wypływy bipolarne, a więc ciągły odpływ gazu z najbliższych centrum okolic. Dodać wypada, że bipolarny wypływ to nie tylko cecha młodych obiektów, ale zjawisko obserwowane też w wyewoluowanych gwiazdach po fazie AGB (Asymptotyczna Gałąź Olbrzymów).
Rys. 1. Obiekt Herbiga-Haro
Z obszarami powstawania gwiazd wiążą się także obiekty Herbiga-Haro, które stanowią swego rodzaju mgławicowe obszary na końcach dżetów wypływających wzdłuż osi rotacji obiektów protogwiazdowych (rys. 1). Obiekty HH powstają, gdy wypływający z prędkością kilkuset km/s gaz zderza się z materią otaczającą obszar tworzenia się gwiazdy.
Kolejnym, niezwykle istotnym elementem, jaki charakteryzuje otoczenie bardzo młodych obiektów gwiazdowych, są dyski protoplanetarne. Ich ślady są bardzo często obserwowane w obszarach gwiazdotwórczych wokół protogwiazd (rys. 2). Najbardziej zewnętrzne obszary dysków mogą odrywać się i odpływać od centrum układu, tworzą obłoki z frontem fali uderzeniowej na styku obłoku i materii międzygwiazdowej.
Rys. 2. Dyski wokół protogwiazd
Protogwiazdy lub gwiazdy w fazie przed Ciągiem Głównym to zazwyczaj obiekty bardzo aktywne. Szczególnie gwiazdy T Tauri wyróżniają się zmiennością wywołaną niestabilnością reakcji wewnątrz, a co za tym idzie, silną zmiennością aktywności zewnętrznych obszarów. Wywołuje to bardzo silny wiatr gwiazdowy wpływający na bezpośrednie otoczenie takich gwiazd.
Mechanizm emisji maserowej, a więc opartej na zjawisku wzmacniania sygnału poprzez wymuszanie kolejnych przejść promienistych między poziomami energetycznymi (zazwyczaj rotacyjnymi lub rotacyjno-wibracyjnymi) molekuł oraz warunki niezbędne do zaistnienia takiej emisji zostały opisane dokładnie w PA (1/96). Emisję maserów kosmicznych obserwuje się w różnych środowiskach i pochodzi ona od różnych molekuł. Najsilniejsze, obok metanolu, linie widmowe, a co za tym idzie, najczęściej obserwowane to OH, H2O, SiO (patrz U-PA 6/02, 4/04 oraz 3/06). Tutaj skoncentruję się tylko na możliwych obszarach w otoczeniu młodej masywnej protogwiazdy, gdzie warunki fizyczne pozwalają przypuszczać, iż zaistnieje tam emisja maserowa. Przedstawię też wyniki obserwacyjne związane z maserami metanolowymi. Zacznę od kilku słów na temat samego metanolu.
Metanol lub inaczej alkohol metylowy, znany także pod nazwami zwyczajowymi spirytus drzewny i karbinol, to najprostszy związek organiczny z grupy alkoholi o wzorze CH3OH. Został odkryty w 1661 r. przez Roberta Boyle'a.
Rys. 3. Przestrzenny model molekuły metanolu
Molekuła metanolu (rys. 3) występuje w dwóch odmianach: A i E, które różni orientacja spinów atomów wodoru. Układ poziomów energetycznych metanolu jest związany przede wszystkim z rotacją oraz torsjami molekuły, a układ części z poziomów energetycznych przedstawia rys. 4.
Rys. 4. Układ poziomów energetycznych metanolu
Masery CH3OH zostały po raz pierwszy zaobserwowane przez Wolfganga Batrla i współpracowników w 1987 r. Obserwacje wykazały emisję molekuły E na częstotliwości 12,2 GHz (długość fali 2,5 cm). Cztery lata później Karl Menten odkrył emisję maserową molekuły A na częstotliwości 6,7 GHz (długość fali 4,5 cm). Dwa wymienione przejścia, które stanowią podstawę powstania linii widmowych, to najczęściej obserwowane częstotliwości maserów CH3OH. Wypada jednak dodać, że obserwacje — zazwyczaj dużo słabszych linii maserowych — są też prowadzone na innych (wyższych) częstotliwościach.
Mechanizmy powodujące zjawisko inwersji obsadzeń, a więc fakt, że większość molekuł znajduje się na pewnym metastabilnym poziomie energetycznym, dla metanolu są związane ze zderzeniami molekuł CH3OH głównie z atomami wodoru. Jak wykazały modele, które są w bardzo dużej zgodności z wynikami obserwacyjnymi, kluczowymi parametrami fizycznymi w obłoku są: obfitość metanolu oraz wodoru, a także temperatura kinetyczna ośrodka. W odpowiednich warunkach kolizje z wodorem dostarczają molekułom energii do przejścia w stan wzbudzony. Jeśli kolizji jest dostatecznie wiele, to znaczna część metanolu może znaleźć się w stanie wzbudzonym, co z kolei, jak wiadomo już Czytelnikowi, jest warunkiem koniecznym do zaistnienia emisji maserowej.
Rys. 5. Widmo masera klasy I oraz b) klasy II
Obserwacje pozwoliły wyodrębnić dwie główne klasy maserów: klasa I i klasa II, co jest związane głównie z warunkami fizycznymi w obrębie emisji. O ile masery klasy I to bardzo wąskie linie widmowe (rys. 5a) i związane
mogą być z wypływami materii tworzącymi fale uderzeniowe w ośrodku międzygwiazdowym, o tyle masery klasy II to rozległe struktury spektralne (rys. 5b), które związane są z ultrazwartymi obszarami HII (wodoru zjonizowanego) — zwanymi w skrócie UCHII. Obszary te to miejsca, gdzie zachodzą procesy gwiazdotwórcze, a tym samym obserwowane masery metanolowe (a także masery OH i H2O) dają nam wielką okazję do badania właściwości miejsc wokół masywnych protogwiazd.
Od momentu odkrycia masery metanolowe stały się jednym z najciekawszych źródeł w badaniach radioastronomicznych. Prowadzone były przeglądy zarówno selektywne w kierunku znanych wcześniej obszarów UCHII, jak i ślepe, które polegały na sukcesywnym przeczesywaniu nieba w poszukiwaniu emisji maserowej. Odkryte, ciekawe pod względem struktury masery są też monitorowane w poszukiwaniu zmienności, a także obserwowane metodami interferometrycznymi celem dokładnego zbadania nie tylko natężenia emisji w funkcji częstotliwości, ale także kształtu emitującego obszaru. Inną ciekawą sprawą jest próba detekcji metanolu na innych niż wspominane już i typowych częstotliwościach.
Od chwili odkrycia emisji maserowej, szczególnie w dwóch najważniejszych częstotliwościach — 6,7 i 12,2 GHz, rozpoczęły się obserwacje, których celem było odszukanie jak największej ilości źródeł. Bardzo szybko odkryto, że masery CH3OH zazwyczaj są stowarzyszone z obszarami UCHII, a co za tym idzie, powiązane z miejscami narodzin gwiazd. Z takimi obszarami stowarzyszona jest czasami emisja maserowa molekuł OH oraz niekiedy H2O (patrz UP-A 5/05). Przeglądy nieba były prowadzone w kierunku wyselekcjonowanych źródeł galaktycznych związanych z otoczeniem protogwiazd (głównie prowadzono selekcję związaną z podczerwonymi właściwościami tych obszarów). Podstawą selekcji celów w przeglądach była też emisja maserów hydroksylowych (OH), jako jeden ze znaków szczególnych obszarów powstawania gwiazd. Masery 12,2 GHz zazwyczaj były poszukiwane w kierunku znanych źródeł emisji maserowej metanolu 6,7 GHz oraz źródeł OH
i H2O związanych z obszarami gwiazdotwórczymi.
Rys. 6. Kilkadziesiąt widm stanowiących rezultat jednego z przeglądów maserów CH3OH: górne części w każdej z par widm stanowią widma 6,7 GHz, zaś dolne to widma 12,2 GHz
W ostatniej dekadzie dokonano wielu przeglądów nieba, z których najciekawsze są związane z Toruńskim Centrum Astronomii w Piwnicach. Przy pomocy 32-metrowego radioteleskopu wykonano tam przegląd dostępnej części galaktyki w kierunku wyselekcjonowanych źródeł katalogu IRAS, a także wielki „ślepy” przegląd sporej części dysku galaktycznego, czyli obserwowano wybrany obszar nieba punkt po punkcie.
W toruńskim ośrodku wykonano także przegląd wybranej grupy maserów 6,7 GHz celem rejestracji emisji 12,2 GHz.
Łącznie przeglądy pozwoliły na skatalogowanie ponad 500 źródeł emisji 6,7 GHz oraz nieco mniej zazwyczaj stowarzyszonych z tymi obszarami źródeł emisji 12,2 GHz.
Poszukiwania pokazały, że istnieje wielka różnorodność zarówno pod względem jasności, jak i morfologii zarejestrowanych widm. Rysunek 6 pokazuje kilkadziesiąt widm maserów metanolowych, które uwidaczniają wielką różnorodność, od słabych i jednoskładnikowych widm, do bardzo rozległych, silnych i wieloskładnikowych kompleksów. (Każdy ze składników widma to odrębny obłok z emisją w ramach pewnego obszaru będącego źródłem emisji).
Masery metanolowe były i są monitorowane w kilku obserwatoriach w celu uchwycenia zmian natężenia i kształtu widma. Zmiany te uzależnione są oczywiście głównie od warunków w obłoku (gęstość molekuł, ruch obłoków) oraz zmian źródeł wzbudzających metanol.
Rys. 7. Ilustracje pokazujące zmienność strumienia jednego ze składników widm na dwu częstotliwościach
Kształt linii widmowych potrafi powiedzieć wiele o warunkach, w jakich linia ta powstaje, a w przypadku emisji maserowej zmiana kształtu może wskazać, czy emisja pochodzi z obszarów nasyconych (większość molekuł na drodze wzmocnienia jest w stanie wzbudzonym) czy też nienasyconych. Badając zatem zmiany maserów, możemy znacznie powiększyć naszą wiedzę na temat samej emisji oraz pośrednio badać warunki, w jakich ta emisja następuje. Bardzo istotne w przypadku monitorowania są obserwacje tego samego obszaru w możliwie szerokim zakresie częstotliwości. Pozwala to na znaczne pogłębienie naszej wiedzy. Przykładem niech będzie prowadzone w Toruniu monitorowanie grupy wybranych maserów na częstotliwościach 6,7 GHz oraz 12,2 GHz (rys. 7).
Rys. 8. Obraz interferometryczny masera 6,7 GHz. Widać wyraźną strukturę pierścieniową, która jest wynikiem obecności dysku wokół młodej masywnej protogwiazdy. (za zgodą A. Bartkiewicz)
O ile obserwacje prowadzone pojedynczymi teleskopami pozwalają na rejestrację natężenia promieniowania w funkcji częstotliwości, o tyle obserwacje interferometryczne dają okazję rejestracji natężenia promieniowania w zależności od kierunku, zaś możliwości spektroskopii pozwalają obserwować ten sam obszar w bardzo wielu wąskich zakresach częstotliwości położonych obok siebie. Częstotliwość przejścia maserowego jest stała, a różnice w częstotliwości obserwowanej są uzależnione poprzez efekt Dopplera od kinematyki poszczególnych obłoków. Analizując zatem obrazy w kolejnych częstotliwościach (kanałach), można uzyskać informacje na temat przestrzennego rozkładu poszczególnych obłoków szczególnie, gdy założymy odpowiednie modele opisujące środowisko maserów (patrz ramka oraz rys. 9).
Obserwacje emisji maserowej są prowadzone pojedynczymi antenami, czego wynikiem końcowym są widma dwuwymiarowe — gęstość strumienia promieniowania jest tu funkcją częstotliwości, a każdy kanał zawiera informacje o strumieniu w konkretnej częstotliwości z całego „widzianego” przez antenę fragmentu sfery niebieskiej (patrz też U-PA 5/05).
W przypadku radiowych obserwacji linii widmowych, szczególnie obserwacji maserów kosmicznych, wiadomo z badań laboratoryjnych, jaka jest częstotliwość konkretnego przejścia promienistego, a tym samym jaka jest częstotliwość linii maserowej. Wszelkie odstępstwa od tej częstotliwości są widoczne w widmie jako składniki po lewej i prawej stronie częstotliwości centralnej, a wiążą się z efektem Dopplera.
Gdy źródło zbliża się do obserwatora (radioteleskopu), długość fali zmniejsza się (wzrasta częstotliwość sygnału). W przypadku oddalania się jest odwrotnie. Doskonałym przykładem jest zmiana tonu (częstotliwości) dźwięku syreny pojazdu w czasie, gdy zbliża się do nas i oddala.
W przypadku fal elektromagnetycznych, gdy mamy do czynienia z niewielkimi prędkościami w stosunku do układu obserwatora Vr (z takimi jak w otoczkach gwiazd późnych typów), stosujemy uproszczony wzór Dopplera:
Vr/c = 1 – λ0/λ,
gdzie λ0 jest długością fali w układzie nieruchomym, a λ jest obserwowaną długością fali.
Ze względu na naturę przesunięcia przyjęło się w przypadku rozpatrywania i prezentowania widm maserów operować prędkością radialną — patrz np. rys. 6.
W przypadku obserwacji interferometrycznych dodatkowo uzyskujemy informacje o rozkładzie natężenia emisji na sferze niebieskiej; ostatecznie każdy kanał to informacja o rozkładzie emisji w konkretnej częstotliwości na niebie. Wiedząc, że różnice w częstotliwości są związane z różnicami prędkości względnej obserwator — źródło, możemy postarać się wnioskować o przestrzennym rozkładzie obłoków (patrz schemat na rys. 9) oraz prowadząc obserwacje tego samego obiektu w pewnych odstępach czasu można wysnuwać wnioski na temat kinematyki takich źródeł.
Jedne z najciekawszych obserwacji maserów metanolowych w ostatnim czasie, w kierunku masywnej protogwiazdy G23.657-0.127 zostały wykonane przez Annę Bartkiewicz. Nawiasem mówiąc, maser ten został odkryty podczas przeglądu wykonanego toruńskim radioteleskopem. Obraz interferometryczny w częstotliwości 6,7 GHz uwidocznił formę złożoną z wielu pojedynczych obłoków układających się w bardzo regularną strukturę (rys. 8). Proste modele pokazały, że idealnie wpasowuje się ona w model dysku.
Inne obserwacje pokazują składniki związane z wypływem bipolarnym, uwidaczniając dużą rozpiętość morfologiczną i różnorodną dynamikę zjawisk.
Rys. 9. Schemat przedstawiający ideę przestrzennego mapowania obszarów z emisją maserową (na podstawie rys. z MNRAS 306, 954, 1999 autorstwa Richards i in.)
Z przytoczonych wyżej faktów obserwacyjnych wynika, że otoczenie masywnych protogwiazd jest środowiskiem bardzo bogatym, jeśli chodzi o występujące tam zjawiska oraz bardzo burzliwym, co wynika z obserwowanej zmienności maserów.
Gwiazda centralna, będąca w bardzo wczesnej fazie ewolucji, jest obiektem bardzo silnie emitującym masę. Jak się przypuszcza, wypływ materii w dużej mierze jest związany z polem magnetycznym, co powoduje bipolarny rozkład wypływającego gazu. Taki obraz potwierdzają obserwacje. Niekiedy wypływ jest napędzany do tego stopnia, że powstają dżety, a w konsekwencji struktury obserwowane jako obiekty Herbiga-Haro. Jednak emisja maserowa jest związana głównie z bipolarnym i mniej gwałtownym wypływem.
Obecnie jest też rzeczą oczywistą, że wokół wielu protogwiazd tworzą się dyski krążącej wokół gwiazdy materii, która nie została „wykorzystana” w procesie formowania się gwiazdy. Obserwacje interferometryczne oraz ich analiza pokazują niezbicie, że niekiedy emisja maserowa jest związana z dyskiem i zachodzącymi w nim procesami.
Rys. 10. Ogólny obraz obszaru wokół protogwiazdy. Widać obiekt centralny otoczony dyskiem oraz dwa obszary bipolarnego wypływu. Z boku znajduje się struga wypływającej materii tworząca niewielką falę uderzeniową. Strzałkami zaznaczono kierunki większych dżetów, które tworzą rozległe struktury zwane obiektami Herbiga-Haro. Na rysunku pokazano możliwe usytuowanie obszarów emisji maserowej
Ogólny schemat zjawisk i procesów zachodzących w obszarach powstawania gwiazd przedstawia rys. 10.
Dr Leszek P. Błaszkiewicz jest adiunktem w Uniwersytecie Warmińsko-Mazurskim oraz pracownikiem Olsztyńskiego Planetarium i Obserwatorium Astronomicznego. Jego zainteresowania naukowe są skoncentrowane na obserwacjach i badaniu emisji maserowej, w szczególności emisji metanolu