Исследована тонкая структура активной области H 2 O -супермазерного излучения в туманности Ориона. В первом периоде активности 1979-1987 H 2 O -супермазерное излучение определялось тонкой ≃ 0.3 а.е., вытянутой ≃ 27 а.е. структурой, с компактными, до ≃ 0.05 а.е. компонентами. Яркостные температуры компактных компонент достигают T b ≃ 10 16 K. Их скорости меняются вдоль структуры с градиентом ∼ 0.16 км/с/а.е. в центральной области. Структура соответствует аккреционному диску на стадии разделения на протопланетные кольца, наблюдаемому с ребра. Компактные компоненты соответсвуют тангенциальным направлениям колец. Звездный ветер и радиация сублимируют гранулы льда в кольцах, формируя мазерные кольца – гало. Скорость их вращения V ≃ ΩR на расстояниях до ≤ 7 а.е., период обращения T ≃ 180 лет. Излучение колец сконцентрировано в азимутальной плоскости и имеет высокую направленность(≤ 10 - 3 ). Структура окружена оболочкой, усиливающей мазерное излучение более чем на два порядка на скорости 7.6 км/с, в окне 0.5 км/с. Во эпоху молчания 1995 г. и второй период активности 1998-1999 гг обнаружен яркий(T b ≃ 10 16 K), компактный (≃ 0.05 AU) источникэжектор, и высоко коллимированный биполярный поток на скорости V = 7.6 км/с. Излучение колец не обнаружено, что вероятно связано с прецессией диска. Таким образом тонкая структура – аккреционный диск, высококоллимированный биполярный поток и оболочка соответствует раннему этапу формирования звезды.

The fine structure of an active region of H 2 O supermaser emission is investigated in Orion KL. In first period of the high activity 1979-1987 the H 2 O maser emission is determined by the fine ≃ 0.3 AU elongated ≃ 27 AU structure with compact ≃ 0.05 AU components. Brightness temperatures of the compact components reaches T b ≃ 10 16 K. Its velocities are changed and gradient is equal to 0.16 km/s/AU. The structure corresponds to an accretion disk, separating into protoplanetary rings, observed edge-on. The compact components correspond to tangential directions of the rings. The stellar wind and radiation sublimate ice granules of the rings, accelerate H 2 O molecules, and form maser halos. Rotation velocity V ≃ ΩR on the distances ≤ 7 AU, and rotation period T ≃ 180 yrs. The structure is surrounded by an envelope, which amplifies maser emission by more than two orders of magnitude at velocity 7.65 km/s. The bright (T b ≃ 10 16 K), compact (≃ 0.05 AU) source – an ejector, and high collimated bipolar outflow are observed at V=7.65 km/s in the second period of activity 1998−1999. An emission of the maser rings has high directivity (≤ 10 - 3 ) and concentrated in the azimuth plane. A precession is changed orientation of the disk and rings emission do not visible in the second period of activty. Our results show that a fine accretion disk, high-collimated bipolar outflow, and envelope – accompanied the earliest stage of the star formation.