J=1­0 (EVLA, ~5mas)v (GHz)         Species   41791.9      30SiO v=2 42082.5      30SiO v=1 42287.9      29SiO v=2 42373.3      30SiO v=0  42519.4      28SiO v=3 42583.7      29SiO v=1 42820.6      28SiO v=2 42879.8      29SiO v=0  43122.1      28SiO v=1 43423.9      28SiO v=0 

C. GODDI 1, L. GREENHILL 1, C. CHANDLER 2, E. HUMPHREYS 1, L. MATTHEWS 1, J. TAN 3 1Harvard­Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138;  2National Radio Astronomy Observatory, P.O. Box O, Socorro, NM 87801;  3Department of Astronomy, University of Florida, Gainesville, FL 32611

7 mm VLA imaging of SiO isotopic maser emission from Source I in Orion BN/KL7 mm VLA imaging of SiO isotopic maser emission from Source I in Orion BN/KL

7 mm spectral survey of Orion BN/KL with the GBT

7 mm VLA images of SiO (isotopic) masers in Orion BN/KL

Maser

Maser

Thermal wing Thermal wing

Abstract

 v (GHz)        Species      42373.3      30SiO v=0    D42519.4      28SiO v=3    U42820.6      28SiO v=2    D42879.8      29SiO v=0    D43122.1      28SiO v=1    D43423.9      28SiO v=0    D

Table 1: List of observed SiO J=1­0 lines 

D=detected, U=undetected

 Future prospects

Table  4:  Optimum  excitation  conditions  of  SiO  masers  from the LVG pumping model from Humphreys et al. (Poster P.17) 

 Maser            T (K)        nH2 

(cm­3)   Radii (AU)28SiO v=2   1000­>2000     109­11        10­10028SiO v=1   1000­2000       108­10        10­100   28SiO v=0      >  600          <10          100­1000  29SiO v=0   1000­2000       108­10        10­100  30SiO v=1   1000­2000       108­10        10­100  

J=3­2 (ALMA, ~40 mas) v (GHz)       Species   125372.9     30SiO v=2 126244.7     30SiO v=1 126860.8     29SiO v=2 127117.1     30SiO v=0127555.2     28SiO v=3 127748.3      29SiO v=1  128458.8      28SiO v=2 128636.7      29SiO v=0 129363.3      28SiO v=1 130268.6      28SiO v=0 

 Fig. 3: VLA­B (~0.2'') map of SiO masers in Orion Source I. 29SiO and 30SiO masers (triangles and square with error bars) arise at a distance (10­100 

AU) from Source I (star) comparable  to the v=1,2 emission (circles, crosses) Different maser species show similar global spatial/velocity distributions: red spots mostly 

in the NW area, blue spots in the SE area, and systemic spots mainly towards the center 29SiO/30SiO masers tend to be excited where the 28SiO v=1,2 emission is weaker 28SiO v=0 emission (contour map) arises at large distances (~200­1000 AU) from Source I

          Observed Pairs         (sub)array  ('')  (mJy)   30SiO v=0 + 28SiO v=2     EVLA­B*     0.2      5   29SiO v=0 + 28SiO v=1       VLA­B*     0.2      5   28SiO v=0 + 28SiO v=1       VLA­B*     0.2      5

Table 3: VLA Observational Setup at 7 mm 

*We used EVLA (13) and VLA (13) antennas as separate subarrays

Notes­ The grey font indicates lines undetected so far in BN/KL. The LVG pumping model predicts for  29SiO/30SiO  Iv=1,2   v  at  T~1500  K  and  n

H2 >108  cm­3  (Humphreys  et  al.,  Poster  P.17), 

making possible for the EVLA and ALMA the detection of isotopic emission from excited v­states.

Acknowledgments.  The  Very  Large  Array  (VLA)  of  the  National  Radio  Astronomy  Observatory (NRAO) is a facility operated by the Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. under cooperative agreement with the National Science Foundation.This work is supported by grant 0507478 from the National Science Foundation. 

The high resolution VLA images  provide for the first time a detailed description of  the  spatial  and  velocity  distributions  of  SiO  masers  from  different isotopologues (three) and v­states (two) around Orion Source I.

Key results regarding maser excitation are summarized below: The similar spatial and velocity distribution between 29SiO/30SiO v=0 and 28SiO 

v=1,2 masers suggests  that  they are excited  in  the same gas reservoir at  radii 10­100 AU from Source  I, whereas  the  28SiO v=0  emission  traces outflowing gas at larger distances (~200­1000 AU) from Source I (Figs. 3).

Accordingly,  the  LVG  pumping  model  by  Humphreys  et  al.  (Poster  P.17) derives  similar  high  temperatures  and densities  for  the optimum  excitation of both 29SiO/30SiO v=0 and 28SiO v=1,2 masers compared to 28SiO v=0 (Table 4).

The  isotopes  can  also  be  weakly  inverted  at  the  lower  temperature/densities required for the 28SiO v=0 excitation (see Poster P.17), consistent with the wing of emission  in  the v=0  profiles, detected by  the GBT but  resolved out by  the VLA (Fig.2). 

Excitation requirements for different species

The  excitation  conditions  reported  in  Table  4  assume  a  ''classical'' radiative­collisional  pumping.  To  model  the  SiO  maser  emission, however, one needs to take into account line overlaps among different transitions of SiO [2].High resolution imaging of SiO maser emission from different v­states and  isotopes  provides  the  key  spatial  information  to  constrain pumping  models.  Our  data  indicate  that  although  the  large­scale distribution  is  similar  for  28SiO  v=1,2  and  29SiO/30SiO  v=0  masers,their  not  complete  spatial  overlap  implies  non­local  radiative  effects should be incorporated in modeling the SiO maser emission [3,4].We  plan  to  use  a  non­local  spherical  geometry  radiative  transfer code to model the SiO (isotopic) maser emission in Orion BN/KL.

Implications for future radiative transfer models

The  capabilities  of  the  EVLA  and  ALMA  will  significantly  improve  the understanding of I)  SiO  isotopic maser emission and II)  the process of high­mass star formation in Orion BN/KL. 

I)  The  large  instantaneous  bandwidths  (4­8  GHz)  will  allow  the  simultaneous observations  of  ten  transitions  in  the  J=1­0  (with  the  EVLA),  J=2­1  and  J=3­2(with  ALMA)  lines  (Table  5),  providing  a  nearly  perfect  astrometric  registration among  different  masers.  The  number  of  transitions  simultaneously  observed  is crucial to provide observational constraints to pump models. The improved angular resolution and sensitivity in addition will allow to measure more accurate positions and possibly detect weak features at large distance from Source I. II)  A  detailed  study  of  SiO  maser  excitation  will  better  constrain  physical conditions in the circumstellar gas close to Source I.  ALMA will measure accurate fluxes of the continuum emission from the central source up to 900 GHz, providing unique insights into the nature of the enigmatic Source I. The extremely richness of molecular  line emission  in Orion BN/KL (Fig. 1.) will  allow ALMA to probe  the dynamics  and  physical  conditions  of  the  circumstellar  gas  with  unprecedented detail, separating the contributions from different YSOs in the SFR.

The promise of EVLA and ALMA

Orion BN/KL is the nearest known high­mass star forming regions (SFR) and is known to exhibit a wide  range of molecular  and maser  emission species.  It  is one of only  three SFRs known  to exhibit  emission  from  SiO  masers  [1]  and  the  only  one  that  contains  all  known  SiO  isotopic species. Imaging with the Very Large Array (VLA) and the Very Long Baseline Array (VLBA) shows  that  SiO  v=1,2  emission  arises  in  the  proximity  (radii  of  20­70  AU)  of  the  high­mass young  stellar  object  (YSO)  Radio  Source  I,  whereas  SiO  v=0  emission  is  distributed  at  larger distances (~200­1000 AU) in a bipolar outflow (see Poster P.17 from Humphreys et al.).

In a GBT survey of Orion BN/KL at 7 mm, we detected for the first time the v=0 J=1­0 line from 29SiO  and  30SiO.  We  then  used  the  VLA  to  image  five  transitions  from  three  SiO  isotopologues (Table 1), which allowed us  to  establish  the maser nature  and  the  location of  the  29SiO and  30SiO emission  within  100  AU  from  Source  I.  The  presence  of  maser  emission  from  two  vibrationally excited transitions and three isotopologues from SiO makes Orion Source I in BN/KL a good cosmic laboratory for studying the poorly characterized excitation mechanisms of (isotopic) SiO masers. 

Future joint studies with the EVLA and ALMA will significantly extend this work by covering the J=1­0, J=2­1, and J=3­2 transitions, greatly broadening the foundation for pump models.

Fig.  2:  Spectra  of  28SiO  v=0,1,2  J=1­0  and  29SiO  and  30SiO  v=0  J=1­0  from Orion BN/KL observed with the GBT and the VLA.  Multiple transitions show similar double­peaked profiles and velocity extent.  Less  than  30%  of  the  GBT  emission  has  been  recovered  in  the  VLA  maps  for 

29SiO and 30SiO. Wing emission is also present in all the GBT v=0 profiles. Both elements indicate the presence of a thermal component filtered out by the VLA.

Brightness  temperatures  of  ~3103  K  are  inferred  for  the  strongest  29SiO  and30SiO components, attesting to maser emission.

References[1] Zapata, L.A., Leurini, S., Menten, K. M., Schilke, P., Rolffs, R., & Hieret, C. 2008, AJ, 136, 1455 [2] Gonzalez­Alfonso, E., & Cernicharo, J. 1997, A&A, 322, 938[3] Baudry, A., Herpin, F., & Lucas, R. 1998, A&A, 335, 654 [4] Herpin, F. & Baudry, A. 2000,A&A, 359, 1117 

J=2­1 (ALMA, ~25 mas) v (GHz)       Species   83583.0      30SiO v=2 84164.3      30SiO v=184575.0      29SiO v=2  84745.9     30SiO v=0 85038.0     28SiO v=3 85166.7      29SiO v=1  85640.4      28SiO v=2 85759.0      29SiO v=0 86243.4      28SiO v=1 86847.0      28SiO v=0 

Table 5: List of SiO transitions simultaneously observable with the EVLA and ALMA

Table 2: Detected Molecular Species In Orion BN/KL with the GBT at 7 mm

 Fig. 1. Line survey of Orion BN/KL at 7 mm (Nov 2007). We report the first detection of 29SiO and 30SiO v=0 J=1­0. We found also indication of the presence of rare long c­chain molecules, HC5N and HC7N. Future sensitive observations at higher frequencies with ALMA would be crucial for unambiguous identifications of these long c­chain species.