Znakomita większość spośród ponad 50 molekuł wykrytych meto dami radiowymi w ostatnich 20 latach w chmurach
międzygwiazdo-140 K. M. Borkowski
wych znajduje się w równowadze termodynamicznego Ich widma emisyj ne bądź absorpcyjne daje się względnie prosto interpretować. W kil ku przypadkach promieniowanie jest jednak tak szczególne, że moż na je tłumaczyć jedynie jako efekt wzmocnienia maserowego. Proces maserowy wymaga uczestnictwa przynajmniej trzech poziomów energe tycznych danej cząsteczki. Pod wpływem pewnego mechanizmu pompo wania następuje przejście cząsteczek z najniższego na najwyższy z tych trzech poziomów, skąd - dostatecznie szybko - na bardziej długożyciowy poziom pośredni. Może się zdarzyć, że poziom pośred ni uzyska w ten sposób wyższe obsadzenie niż poziom najniższy (in wersja obsadzeń). W takim przypadku kwanty o energii równej różni cy energetycznej tyoh poziomów (pochodzące np. z emisji spontani cznej w ośrodku lub z promieniowania tła) przechodząc prżez chmu rę cząsteczek, częściej wywołuję stymulowaną emisję, niż sę absor bowane. Kwanty wyemitowane w sposób wymuszony sę wiernymi kopiami kwantów stymulujących tak pod względem energii, jak i kierunku roz chodzenia się. Skutkiem jest proces lawinowy, równoważny wielo krotnemu wzmocnieniu promieniowania stymulującego na częstości li nii cząsteczki (stąd wyraz „maser" jako skrót od Microwave Ampli fication by Stimulated Emission of Radiation).
Bodajże najbardziej niezwykły wśród tych z natury osobliwych obiektów jest maser pary wodnej (HgO) stowarzyszony z obszarem HII nazywanym W49 i odkryty w 1968 r. ( C h e u n g i in. 1969). □ego energia wypromieniowana w paśmie o szerokości zaledwie ok. 30 MHz (na częstości spoczynkowej 22 235,080 MHz) jest rzędu cał kowitej energii elektromagnetycznej wypromieniowywanej przez Słoń ce. Poszczególne składniki bogatego profilu widma w tym okienku radiowym mają średnice zaledwie rzędu oyooi, co czyni, że stru mień promieniowania w takich prążkach widmowych odpowiada emisji ciała doskonale czarnego o temperaturze 10 K. Z odległości W49 (15 000 pc) wynika, że liniowe rozmiary poszczególnych maserów są rzędu 10 j.a., a jest ich tam kilkaset rozsianych na obszarze ok. 1” . Ponadto ogniska maserujące zapalają się i gasną po czasie rzę du 1 roku, a ponieważ każdemu takiemu ognisku odpowiada jeden wąs ki (typowo 50 kHz) prążek w widmie (umiejscowiony na częstości zgo dnej z prędkością radialną obłoku, w którym odbywa się akcja ma serowa), to i widmo całego obiektu ulega równie szybkim i drama tycznym zmianom.
Interferometria wielkobazowa 141
Linia HgO ma sześć nadsubtelnych składników o częstościach
odpowiadających odstępowi ok. 6 km/s w prędkości radialnej (S u 1- 1 i v a n 1973). Sugerowano wcześniej, że pewien ułamek rozrzutu obserwowanych prędkości może być skutkiem tej nadsubtelnej struk tury (M o r a n i in. 1973; G e n z e 1 i in. 1979). Ostat nie analizy statystyczne W a l k e r a (1983) wskazuję na real ność tego efektu właśnie w wynikach obserwacji źródła W49.
Dziś znanych jest ok. 150 różnych źródeł, skupisk maserów H
2
Ozwiązanych z obszarami powstawania gwiazd i kilkaset maserów oko- łogwiazdowych. Tylko niektóre z nich wykazuję'polaryzację liniową w stopniu do 50%. Pierwsze obserwacje VLBI maserów wodnych wykona
no w USA w 1969 r. ( B u r k e i in. 1970), a opublikowano do
tychczas już ponad 30 prac poświęconych tym maserom.
Chociaż te są najsilniejsze, nie wodne masery kosmiczne wykry to jednak najpierw. Jeszcze w latach pięćdziesiątych w okresie wy siłków skoncentrowanych na radiowych obserwacjach w linii neutral nego wodoru, przynajmniej raz próbowano dostrzec linię wodorotlen
ku, rodnika OH. Niepowodzenie spowodowane było niedostateczny
znajomością częstości przejścia tej molekuły. Później, opierając się na pomiarach laboratoryjnych, wykryto absorpcyjną linię OH w kierunku radioźródła Cas A ( W e i n r e b i in. 1963). Owa lata
potem zaobserwowano tę cząsteczkę także w linii emisyjnej (G u-
d e r m a n 1965; W e a v e r i in. 1965) na częstościach
1665,4018 i 1667,539 MHz. Deszcze późniejsze obserwacją wielko- bazowe (M o r a n i in. 1968) wykazały, że są to masery. Wnio sek taki wyciągnięto z faktu, że temperatura jasnościowa w tych liniach osiągała patologicznie wysokie wartości (miliard razy wyż sze niż te dla Słońca), zaś same linie były nadzwyczaj wąskie, rzę du 1 kHz, a czasem nawet 600 Hz, czyli najwęższe linie spotykane w astrofizyce. CJeśliby tę szerokość interpretować jako poszerze nie termiczne, to temperatura kinetyczna powinna wynosić zaled wie 10 do 100 K,co stoi w rażącej sprzeczności z temperaturą jas- nościową.
Znanych jest kilkanaście radiowych linii częsteczki OH, ale
najsilniejsze z nich to te dwie wymienione wyżej i nazywane głów nymi oraz dwie satelitarne o częstościach spoczynkowych 1612,231
i 1720,53 MHz. Wykryto już ponad 1000 takich źródeł, z których
najlepiej zbadane i jedno z najsilniejszych to źródło w obszarze W3. Masery OH w ogólności spotyka się w rejonach powstawania pwiazd.
142 K. M. Borkowski
w otoczkach olbrzymów i nadolbrzymów późnych typów i na obrzeżach pozostałości po supernowych. Sę one na ogół słabsze od maserów wodnych, o mniejszej dyspersji prędkości radialnych (rzędu 100 km/s, gdy w źródłach H^O bywa i 500 km/s) i o promieniowaniu silnie spo laryzowanym kołowo. Z obserwacji VLBI wynika, że źródła OH stano wię skupiska oddzielnych maserów o rozmiarach kilku jednostek as tronomicznych. Ich promieniowanie jest szybkozmienne, ze skalę czasowę od kilku tygodni do kilku lat.
Częsteczka OH jest bardzo czuła na pole magnetyczne, dlatego można ję wykorzystać do pomiaru natężenia tego pola w źródle. Zaobserwowano przypadki detali dopplerowskich z przeciwnę polary zację kołowę, a późniejsze obserwacje VLBI (M o r a n i in. 1978; R e i d i in. 1980) wykazały ich zbieżność przestrzennę. Inter pretacja tego faktu jako rozszczepienia Zeemana prowadzi do natę żeń 1 do 10 mGs, tzn. kilkarotnie więcej niż obserwuje się w prze strzeni międzygwiazdowej.
Masery HgO i OH sę najbardziej rozpowszechnione w Galaktyce, chociaż ani typ, ani miejsce nie sę wyjętkami. Poza nimi wykryto także masery tlenku krzemu (SiO na częstości 43 GHz i wyżej; S n y d e r i B u h l 1974, wiele prac w zbiorze A n d r e w a 1980), metanolu (CH^OH, 25 G H z ; B a r r e t i in. 1971), formal dehydu (H2C0, 4,8 GHz; D o w n e s i W i l s o n 1974; R o t s i in. 1981) i ostatnio siarczku krzemu (SiS, 18 GHz; H e n k e l i in. 1983). Masery H^O i OH sę tak intensywne, że niektóre z nich udało się wykryć w innych galaktykach ( M o r r i s i R i c k a r d 1982). Daje to nadzieje, że dalsze doskonale nie techniki VLBI pozwoli rozdzielić i takie źródła, co umożliwi wyznaczanie odległości galaktyk. R e i d i M o r a n (1981) oceniaję, że np. dla rozdzielenia masera wodnego wykrytego w M33 (odległej o 750 kpc) potrzebna będzie rozdzielczość kilku mikro sekund łuku.>
Wprawdzie już kilkanaście lat trwaję obserwacje maserów kos micznych z wysokimi zdolnościami rozdzielczymi, ale teoretycy cię gle dopominaję się o dokładniejsze informacje o ich strukturze (takie jak np. rozmiary obłoków z akcję maserowę). Rozkład punk tów emisji na mapach wyględa niekiedy na zupełnie losowy, a kiedy indziej masery gromadzę się w grupy czy gniazda. Cięgle też bra kuje zgodności teoretyków co do samej przyrody maserów i ich sku pisk (np. D e g u c h i 1982).
In te rfe ro m e tria wielkobazowa 143
Dużo więcej in form a cji o maserach astronomicznych z n a j d z i e z a interesowany C zyte ln ik w przeglądach takich autorów, j a k : H a a r i P e l l i n g ( 1 9 7 4 ) , S t r e l ' n i t s k i j ( 1 9 7 4 ) , L i t- v a k ( 1 9 7 4 ) , S t r o m , S t r o m i G r a s d a l e n (1975), M o r a n ( 1 9 7 6 ) , D i c k i n s o n ( 1 9 7 8 ) , K a p l a n i P i - k e 1' n e r ( 1 9 7 9 ) , O l o f s s o n ( 1 9 7 9 ) , H a b i n g i I s r a e l ( 1 9 7 9 ) , C a s s i n e l l i ( 1 9 7 9 ) , Z u c k e r- m a n ( 1 9 8 0 ) , D o w n e s i G e n z e l ( 1 9 8 0 ) , S n y d e r ( 1 9 8 0 ) , R e i d i M o r a n ( 1 9 8 1 ) , V a ^ r s h a l o v i c h ( 1 9 8 2 ) , E 1 i t z u r ( 1 9 8 2 ) , M a t v e e n k o ( 1 9 8 2 ) , G e n z e l i D o w n e s ( 1 9 8 2 ) , M o r r i s i R i c k a r d ( 1 9 8 2 ) , S c h e f f l e r ( 1 9 8 2 ) , R u d n i t s k i j ( 1 9 8 3 ) . W pracach E n g e l s a ( 1 9 7 9 ) , T u r n e r a ( 1 9 7 9 ) , D i n- g e r a i D i c k i n s o n a ( 1 9 8 0 ) znajdują się katalogi ma serów kosmicznych.
3 . OBSERWACJE
Przebieg obserw acji widmowych VLBI u sta la się biorąc pod uwa gę takie c z y n n i k i , jak rodzaje badanych źródeł ( t y p , rozciąg ło ść, moc, struktura) i zakresy dostępnych częstości radiowych oraz przy jęte z ało że n ia co do rodzaju in f o r m a c ji , którą oczekuje się wy ekstrahować z wyników. W przypadku o bserwacji źródeł OH (1 8 cm) i s t n i e j e wybór czterech zakresów c zę sto śc i tej c zą stec zki i do datkowo dwie możliwe polaryzacje kołowe, a ponadto trzeba u sta lić szerokość pasma odbieranych c z ę s t o ś c i , która będzie narzucona dys persję prędkości radialnych w ź r ó d le . System Mark I I dopuszcza re j e s t r a c j ę tylko jednego sygnału o wstędze do 2 MHz, dlatego ko nieczne bywa powtarzanie o bserw acji na kolejnych częstościach - aż do wyczerpania całego zakresu albo wszystkich p o l a r y z a c j i . A l t e r natywną s trateg ię je st prze łą czan ie czę sto śc i (n p . O o h n s t o n i i n . 1 9 7 1 ; G e n z e l i i n . 1 9 8 1 ; K. e n t i M u t e l 1 9 8 2 ; F o u q u e t i R e i d 1982) bądź p o la r y z a c ji (n p . B e n s o n i M u t e l 1 9 7 9 , 1 9 8 2 ; F i x i i n . 1982) w trakcie obserw acji w ustalonych odstępach c z a s u . Można przy tym prze łą czan ie takie realizować w czasach krótszych od czasu sp ój ności interferometru ( n p . co s e k u n d ę ), nie tracąc związku między parametrami źródła i instrumentu, wyznaczanymi później dla od dzieln y ch zakresów lub p o l a r y z a c j i . Prawie zawsze też co j a k i ś
144 K. M. Borkowski
czas trzeba obserwować źródła kalibracyjne o promieniowaniu ciąg łym oraz tło nieba poza źródłem. Robi się to w celu wyznaczenia aktualnych pozycji obserwowanych źródeł, współrzędnych baz inter ferometru oraz kalibracji parametrów systemów odbiorczych (tempe ratury systemowej, charakterystyki przenoszenia, zapóźnienia in strumentalnego itp.). Niekiedy pożyteczne wyniki można uzyskać już z jednobazowych obserwacji (np. M o r a n i in. 1977; R e i d i in. 1977; E l m e g r e e n i in. 1980; K e n t i M u t e l 1982), ale oczywiście systemy wieloantenowe daję znacznie bar dziej wyczerpujące informacje o źródle.
Kiedy sygnały zapisywane są węskow6tęgowo, to względne prze sunięcia dopplerowskie wynikające z rotacji Ziemi (czyli częstoś ci listków) mogę stać się znaczącymi ułamkami szerokości odbiera nego pasma, powodując istotne zawężenie efektywnej (wspólnej dla dwóch stacji) wstęgi. Może dojść nawet do całkowitej utraty kore lacji (obserwowane pasma nie pokrywają się), gdy przesunięcia są większe od szerokości pasma. Jedyną radą na ten efekt jest syste matyczne, z góry zaplanowane przestrajanie oscylatorów lokalnych w poszczególnych stacjach w trakcie obserwacji (teoretyczne uza sadnienie takiej procedury podaliśmy w cz. I, wzór (6) i punkt 3.3). Tak były wykonane np. obserwacje opisane przez R e i s z a i in. (1973) albo G u b b a y a i in. (1977).
Podamy teraz dwa przykłady organizacji obserwacji widmowych VLSI z użyciem systemu Mark II. Oba eksperymenty przeprowadzono w Stanach Zjednoczonych i dotyczyły najsilniejszych maserów.
W a l k e r i in. (1982) opisują obserwacje źródła W49 za pomocą interferometru trójelementowego. W każdej stacji stosowano wzmacniacze maserowe i wodorowe wzorce częstości do stabilizacji oscylatorów lokalnych. Oscylatory były przełączane między dwiema lub czterema częstościami z jednosekundowym czasem obserwacji na każdej. Wybrany zestaw częstości zawierał jedno pasmo wspólne dla wszystkich zestawów, w którym znajdował się detal (maser) użyty jako źródło odniesienia. W sumie w ciągu trzech dni zapisano 14 różnych 2-MHz okien na widmie tego źródła HgO z rozdzielczością wy rażoną w prędkości radialnej 0,2 km/s. Efektem końcowej obróbki by ło wyznaczenie wzajemnych położeń 386 oddzielnych detali źródła.
Inaczej zorganizowano obserwacje źródła W3 (OH), w których uczestniczyło osiem stacji Ameryki (R e i d i in. 1980). Sesja obserwacyjna składała się z powtarzających się sekwencji
śledze-Interferometria wielkobazowa 145 nia źródła ze wstęgę 62,5 kHz w cięgu 14 minut i sześciominu- tojwych obserwacji źródła kalibracyjnego 3C84 ze wstęgę 2 MHz w pa śmie 1665 MHz i na jednej polaryzacji liniowej. Ponadto przeprowa dzono obserwacje (ze wstęgę 2 MHz) zestawu źródeł pozagalaktycz- nych o promieniowaniu cięgłym, użytych później do wyznaczenia współrzędnych stacji uczestniczęcych w eksperymencie oraz błędów ustawienia epoki i dryfów zegarów atomowych. Kilka najsilniejszych z tych źródeł obserwowano także ze wstęgę 62,5 kHz w celu określe nia różnicy zapóźnień w tych dwóch wstęgach. Położenie bezwzględ ne źródła wyznaczono z analizy częstości listków izolowanego de talu wewnętrz VV3 oraz źródeł kalibracyjnych o znanych współrzęd nych. W tych wyznaczeniach wykorzystano pomiary gęstości elektro nów w atmosferze (do modelowania wpływu jonosfery) wykonane w cza sie obserwacji w dwóch innych miejscach USA. Szczegółowe mapy koń cowe pozwoliły zidentyfikować (położenie, natężenie i prędkości) 70 składników źródła, które w widmie mocy całkowitej (uzyskiwanym np. z obserwacji pojedynczymi radioteleskopami) zdaje się składać z zaledwie kilkunastu detali (blendowanie linii). Analogicznę stra tegię obserwacyjnę opisuję H a s c h i c k i in. (1981).
Wiele wspólnego z obserwacjami widmowymi VLBI maję podobne ob serwacje wykonywane na MERLIN-ie ( N o r r i s i B o o t h 1981; N o r r i s i in. 1982), z tym że korelacja danych odbywa się tam w czasie rzeczywistym (w trakcie obserwacji).
Po korelacji i skalibrowaniu funkcji widzialności dane VLBI poddaje się analizie jednę lub kilku metodami, o których piszemy w szczegółach niżej, w celu wyznaczenia wzajemnych położeń i in
tensywności poszczególnych składników widmowych będź ich prędkoś ci. Często przy tym zdarza się, że interesujęcy obiekt obejmuje ob szar na niebie zbyt duży na to, aby poddaćf go w całości analizie szczegółowej wybranę technikę. Podjęcie takiej próby oznaczałoby konieczność wykonania dziesiętków map o dużych rozmiarach, co wię żę się z olbrzymię czasochłonnościę, kosztami obliczeń i problema mi pojemności pamięci komputerów. Dlatego w praktyce wykonuje się najpierw przybliżone rozpoznanie charakteru rozkładu jashości mniej dokładnymi metodami (najczęściej jest to metoda j'ednopunkto- wa) w celu określenia rozmieszczenia „gniazd- detali wewnętrz więk szego obszaru. Dopiero teraz szczegółowej analizie poddaje się je dynie fragmenty pola widzenia obejmujęce znalezione s k u p i s k a . W ta kich sytuacjach problemem bywa również sama prezentacja map o
bar-146 K. M. Borkowski
dzo wysokich rozdzielczościach, kłócących się z dużymi rozmiarami analizowanych obszarów. Często praktykowanym wyjściem jest kil ka niezależnych map.