АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2026, том 81, № 2, страницы 219–226
ЭВОЛЮЦИЯ НИЗКОЧАСТОТНОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ИОНИЗОВАННОГО ГАЗА ВОКРУГ МАССИВНОЙ ПРОТОЗВЕЗДЫ S255IR NIRS3 ПОСЛЕ АККРЕЦИОННОЙ ВСПЫШКИ СВЕТИМОСТИ
© 2026
П. М. Землянуха1*
,
И. И. Зинченко1,
Е. М. Домбек1,
Д. K. Оджа2
,
И. И. Зинченко1,
Е. М. Домбек1,
Д. K. Оджа2
1Федеральный исследовательский центр Институт прикладной физики им. А. В. Гапонова-Грехова Российской академии наук, Нижний Новгород, 603950 Россия
2Институт фундаментальных исследований Тата, Мумбаи, 400005 Индия
*E-mail: petez@ipfran.ru
2Институт фундаментальных исследований Тата, Мумбаи, 400005 Индия
*E-mail: petez@ipfran.ru
УДК 524.52-77:52-54
Поступила в редакцию 10 сентября 2025 года; после доработки 21 января 2026 года; принята к публикации 26 февраля 2026 года
Представлены результаты анализа переменности источника S255IR NIRS3 в радиодиапазоне после эпизода аккреции. Источник наблюдался в двух эпохах: в январе–марте 2017 г. на частотах 0.3–10 ГГц и в марте 2019 г. на 1.32–1.42 ГГц — с помощью обсерваторий GMRT и VLA. По данным за 2017 г. спектр хорошо описывается зависимостью \(F_{\nu}\sim\nu^{0.50\pm0.02}\) во всем указанном диапазоне. Такой показатель степенной зависимости обычно объясняется совместным вкладом теплового тормозного излучения ионизованного газа с оптически толстой и тонкой частями. Нетеплового излучения или излучения только оптически толстой части источника в нижней области диапазона частот не обнаруживается. По данным наблюдений 2019 г. в диапазоне 1.32–1.42 ГГц спектральный индекс составляет 1.58 ± 0.03, что характерно для теплового излучения в основном оптически толстого ионизованного газа. Такое поведение может быть объяснено тем, что в 2017 г. доминирует излучение джета, а в 2019 г. — ультракомпактной зоны H II. Наблюдаемый поток равен 3.93 ± 0.10 мЯн в 2017 г. (на частоте 1.42 ГГц) и 3.58 ± 0.16 мЯн в 2019 г. (1.37 ГГц). Оценка меры эмиссии в 2017 г. составляет EM & 3 × 108 пк см−6.
Ключевые слова:
методы: анализ данных — радиоизлучение с непрерывным спектром: звезды — звезды: протозвезды — звезды: отдельные: S255IR NIRS3
ФинансированиеСписок литературы
Работа выполнена при поддержке гранта РНФ № 4-12-00153 «Исследование процессов звездообразования на различных масштабах».
Список литературы
1. B. Bean et al. (CASA Team), Publ. Astron. Soc. Pacific 134 (1041), id. 114501 (2022). DOI:10.1088/1538-3873/ac9642
2. C. A. Beichman, E. E. Becklin, and C. G. Wynn-Williams, Astrophys. J. 232, L47 (1979). DOI:10.1086/183034
3. R. A. Burns, T. Handa, T. Nagayama, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 460, 283 (2016). DOI:10.1093/mnras/stw958
4. A. Caratti O Garatti, B. Stecklum, R. Garcia Lopez, et al., Nature Physics 13, 276 (2017). DOI:10.1038/nphys3942
5. R. Cesaroni, L. Moscadelli, A. Caratti o Garatti, et al., Astron. and Astrophys. 680, id. A110 (2023). DOI:10.1051/0004-6361/202347468
6. R. Cesaroni, L. Moscadelli, A. Caratti o Garatti, et al., Astron. and Astrophys. 683, id. L15 (2024). DOI:10.1051/0004-6361/202449288
7. R. Cesaroni, L. Moscadelli, R. Neri, et al., Astron. and Astrophys. 612, id. A103 (2018). DOI:10.1051/0004-6361/201732238
8. J. N. Douglas, F. N. Bash, F. A. Bozyan, et al., VizieR On-line Data Catalog: VIII/42 (1996).
9. R. Fedriani, A. Caratti o Garatti, R. Cesaroni, et al., Astron. and Astrophys. 676, id. A107 (2023). DOI:10.1051/0004-6361/202346736
10. K. Fujisawa, Y. Yonekura, K. Sugiyama, et al., Astronomer’s Telegram 8286 (2015).
11. Y. Gupta, B. Ajithkumar, H. S. Kale, et al., Current Science 113 (4), 707 (2017). DOI:10.18520/cs/v113/i04/707-714
12. S.-Y. Liu, Y.-N. Su, I. Zinchenko, et al., Astrophys. J. 863 (1), article id. L12 (2018). DOI:10.3847/2041-8213/aad63a
13. D. M. A. Meyer, R. Kuiper, W. Kley, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 473 (3), 3615 (2018). DOI:10.1093/mnras/stx2551
14. L. Moscadelli, A. Sanna, C. Goddi, et al., Astron. and Astrophys. 600, id. L8 (2017). DOI:10.1051/0004-6361/201730659
15. W. O. Obonyo, S. L. Lumsden, M. G. Hoare, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 501 (4), 5197 (2021). DOI:10.1093/mnras/staa3999
16. S. P. Reynolds, Astrophys. J. 304, 713 (1986). DOI:10.1086/164209
17. R. L. Snell and J. Bally, Astrophys. J. 303, 683 (1986). DOI:10.1086/164117
18. B. Stecklum, A. Caratti o Garatti, M. C. Cardenas, et al., Astronomer’s Telegram 8732, 1 (2016).
19. M. Szymczak, M. Olech, P. Wolak, et al., Astron. and Astrophys. 617, id. A80 (2018). DOI:10.1051/0004-6361/201833443
20. Y. Wang, H. Beuther, A. Bik, et al., Astron. and Astrophys. 527, id. A32 (2011). DOI:10.1051/0004-6361/201015543
21. T. L. Wilson, K. Rohlfs, and S. Hüttemeister, Tools of Radio Astronomy (Springer, Berlin, 2013).
22. V. Wolf, B. Stecklum, A. Caratti o Garatti, et al., Astron. and Astrophys. 688, id. A8 (2024). DOI:10.1051/0004-6361/202449891
23. I. Zinchenko, S. Y. Liu, Y. N. Su, et al., Astrophys. J. 755 (2), article id. 177 (2012). DOI:10.1088/0004-637X/755/2/177
24. I. Zinchenko, S.-Y. Liu, Y.-N. Su, et al., Astrophys. J. 810, article id. 10 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/810/1/10
25. I. I. Zinchenko, S. Y. Liu, and Y. N. Su, Astron. and Astrophys. 692, id. A181 (2024). DOI:10.1051/0004-6361/202452458
2. C. A. Beichman, E. E. Becklin, and C. G. Wynn-Williams, Astrophys. J. 232, L47 (1979). DOI:10.1086/183034
3. R. A. Burns, T. Handa, T. Nagayama, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 460, 283 (2016). DOI:10.1093/mnras/stw958
4. A. Caratti O Garatti, B. Stecklum, R. Garcia Lopez, et al., Nature Physics 13, 276 (2017). DOI:10.1038/nphys3942
5. R. Cesaroni, L. Moscadelli, A. Caratti o Garatti, et al., Astron. and Astrophys. 680, id. A110 (2023). DOI:10.1051/0004-6361/202347468
6. R. Cesaroni, L. Moscadelli, A. Caratti o Garatti, et al., Astron. and Astrophys. 683, id. L15 (2024). DOI:10.1051/0004-6361/202449288
7. R. Cesaroni, L. Moscadelli, R. Neri, et al., Astron. and Astrophys. 612, id. A103 (2018). DOI:10.1051/0004-6361/201732238
8. J. N. Douglas, F. N. Bash, F. A. Bozyan, et al., VizieR On-line Data Catalog: VIII/42 (1996).
9. R. Fedriani, A. Caratti o Garatti, R. Cesaroni, et al., Astron. and Astrophys. 676, id. A107 (2023). DOI:10.1051/0004-6361/202346736
10. K. Fujisawa, Y. Yonekura, K. Sugiyama, et al., Astronomer’s Telegram 8286 (2015).
11. Y. Gupta, B. Ajithkumar, H. S. Kale, et al., Current Science 113 (4), 707 (2017). DOI:10.18520/cs/v113/i04/707-714
12. S.-Y. Liu, Y.-N. Su, I. Zinchenko, et al., Astrophys. J. 863 (1), article id. L12 (2018). DOI:10.3847/2041-8213/aad63a
13. D. M. A. Meyer, R. Kuiper, W. Kley, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 473 (3), 3615 (2018). DOI:10.1093/mnras/stx2551
14. L. Moscadelli, A. Sanna, C. Goddi, et al., Astron. and Astrophys. 600, id. L8 (2017). DOI:10.1051/0004-6361/201730659
15. W. O. Obonyo, S. L. Lumsden, M. G. Hoare, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 501 (4), 5197 (2021). DOI:10.1093/mnras/staa3999
16. S. P. Reynolds, Astrophys. J. 304, 713 (1986). DOI:10.1086/164209
17. R. L. Snell and J. Bally, Astrophys. J. 303, 683 (1986). DOI:10.1086/164117
18. B. Stecklum, A. Caratti o Garatti, M. C. Cardenas, et al., Astronomer’s Telegram 8732, 1 (2016).
19. M. Szymczak, M. Olech, P. Wolak, et al., Astron. and Astrophys. 617, id. A80 (2018). DOI:10.1051/0004-6361/201833443
20. Y. Wang, H. Beuther, A. Bik, et al., Astron. and Astrophys. 527, id. A32 (2011). DOI:10.1051/0004-6361/201015543
21. T. L. Wilson, K. Rohlfs, and S. Hüttemeister, Tools of Radio Astronomy (Springer, Berlin, 2013).
22. V. Wolf, B. Stecklum, A. Caratti o Garatti, et al., Astron. and Astrophys. 688, id. A8 (2024). DOI:10.1051/0004-6361/202449891
23. I. Zinchenko, S. Y. Liu, Y. N. Su, et al., Astrophys. J. 755 (2), article id. 177 (2012). DOI:10.1088/0004-637X/755/2/177
24. I. Zinchenko, S.-Y. Liu, Y.-N. Su, et al., Astrophys. J. 810, article id. 10 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/810/1/10
25. I. I. Zinchenko, S. Y. Liu, and Y. N. Su, Astron. and Astrophys. 692, id. A181 (2024). DOI:10.1051/0004-6361/202452458
Evolution of Low-Frequency Radio Emission of the Ionised Gas around S255IR NIRS3 after the Accretion Luminosity Burst
© 2026
P. M. Zemlyanukha1*,
I. I. Zinchenko1,
E. M. Dombek1, and
D. K. Ojha2
,
I. I. Zinchenko1,
E. M. Dombek1, and
D. K. Ojha2
1A. V. Gaponov-Grekhov Institute of Applied Physics, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Novgorod, 603950 Russia
2Tata Institute of Fundamental Research, Mumbai, 400005 India
*E-mail: petez@ipfran.ru
2Tata Institute of Fundamental Research, Mumbai, 400005 India
*E-mail: petez@ipfran.ru
We present the results of analyzing the radio variability of the source S255IR NIRS3 following an accretion event. The source was observed at two epochs: in January–March 2017 at frequencies of 0.3–10 GHz and in March 2019 at 1.32–1.42 GHz using the GMRT and VLA observatories. The 2017 data show that the spectrum is well described by a power-law dependence, \(F_{\nu}\sim\nu^{0.50\pm0.02}\), over the entire frequency range. Such a spectral index is typically attributed to a combination of thermal bremsstrahlung emission from the ionized gas with both optically thick and optically thin components. No evidence for nonthermal emission or emission solely from an optically thick component is found at the low-frequency end of the spectrum. In contrast, the 2019 observations in the range of 1.32–1.42 GHz yield a spectral index of 1.58 ± 0.03, which is characteristic of predominantly optically thick thermal emission from the ionized gas. This change in behavior may be explained by a transition from jet-dominated emission in 2017 to emission dominated by an ultracompact H II region in 2019. The observed flux density is 3.93 ± 0.10 mJy in 2017 (at 1.42 GHz) and 3.58 ± 0.16 mJy in 2019 (1.37 GHz). The emission measured in 2017 is EM & 3 × 108 pc cm−6.
Keywords:
methods: data analysis; radio continuum: stars; stars: protostars; stars: individual: S255IR NIRS3
К содержанию номера