Диагностика структуры и кинематики протозвездных объектов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК АСТРОКОСМИЧЕСКИЙ ЦЕНТР ФИАН

На правах рукописи УДК 524.3-52+524.5

ПАВЛЮЧЕНКОВ Ярослав Николаевич

ДИАГНОСТИКА СТРУКТУРЫ И КИНЕМАТИКИ ПРОТОЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТОВ

Специальность 01.03.02 -- астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва 2005

Работа выполнена в Институте астрономии РАН.

Научный руководитель: доктор физ.-мат. наук Б.М. Шустов Официальные оппоненты: доктор физ.-мат. наук И.И. Зинченко

Защита состоится " № " оре^^Л 2005 г. в часов на

заседании диссертационного совета Д002.023.01 ФИАН по адресу 119991, Москва, Ленинский проспект, д. 53

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке АКЦ ФИАН.

Автореферат разослан

доктор физ.-мат. наук Н.Г. Бочкарев

Ведущая организация: Уральский государственный

университет им. A.M. Горького

Ученый секретарь тационного совета д

Ю.А. Ковалев

Актуальность и краткое содержание работы

По результатам многочисленных наблюдательных обзоров молекулярных облаков в микроволновом излучении пыли и в линиях молекул выявлено, что одной из компонент межзвездной среды являются компактные (R < 0.1 пк), холодные (7* < 20 К) и плотные сгустки или ядра молекулярных облаков. Эти ядра могут являться населением родительского более разреженного молекулярного облака (например, комплекс звездообразования Тельца) или быть относительно изолированными образованиями (глобулы Бока). Ядра молекулярных облаков, согласно современным представлениям — непосредственные предшественники молодых звезд. Считается, что сжатие такого ядра может привести к образованию протозвезды с последующей аккрецией вещества облака на нее, что в конечном итоге ведет к образованию молодой звезды. Прямым наблюдательным свидетельством этого сценария является то, что часть ядер ассоциируется с точечными инфракрасными источниками, т.е. предположительно очень молодыми звездами (Beichman et al. [1]). Другие ядра не имеют признаков существования в них относительно горячих центральных источников. Такие ядра в последнее время принято называть беззвездными (starless cores). Наблюдения линий молекул показывают, что многие ядра имеют признаки того, что они находятся в режиме сжатия. Такие облака рассматриваются как объекты, находящиеся на самой ранней стадии процесса звездообразования и в литературе обозначаются как дозвездные ядра (preprotostellar cores или prestellar cores, Ward-Thompson et al. [2]).

Прямое наблюдение сжатия дозвездных ядер — сложная задача, поскольку ранние (наиболее протяженные во времени) стадии сжатия протекают с малыми (дозвуковыми или около-звуковыми скоростями. Специфика условий в ядрах молекулярных облаков требует для наблюдения таких скоростей чувствительных радиотелескопов с высоким угловым и частотным разрешением. В последнее десятилетие в мире построено достаточно много радиотелескопов с необходимыми параметрами и накоплен значительный наблюдательный материал. Проведена серия систематиче-

ских радио-обзоров неба с целью идентификации дозвездных ядер и выделения из них кандидатов в протозвездные ядра (Park et al [3] Caselh et al [4], Launhardt et al [5], Gregersen et al [6j, Myers & Benson [7] и др) Некоторые облака (В335, L1544 В68 и т д ) исследованы бочее подробно и являются нолем для проверки теоретических моделей (Zhou et al [8], Choi et al [9], Aikawa et al [10], Li et al [11] Lai et al [12]) Одним из наиболее изученных объектов такою класса является дозвездное ядро L1544 Оно является своеобразным пробным камнем в построении теории самых ранних фаз образования звезд Поэтому в диссертации этому ядру уделяется особое внима ние

Информацию о физических параметрах межзвездных облаков получают из наблюдений теплового излучения пыли, с помощью анализа поглощения звездного излучения, проходящего через облако, а гакже из наблюдений линий молекул Особенно информатив ным является анализ профилей линий излучения молекул Наблюдения межзвездных облаков в эмиссионных линиях молекул предоставляют уникальную возможность получать информацию не юль-ко об их пространственной тепловой и химической структуре но и позволяют исследовать их кинематические характеристики Пара метры линий (интенсивность, ширина, сдвиг, форма и т д ) отража ют в том числе турбулентные и регулярные скорости в исследуемых объектax

Однако необходимо учитывать, что интерпретация профилей ли нии излучения молекул осложнена тем что химическая cтpyктуpa дозвездных облаков может быть сильно неоднородна Так, вымораживание молекул на пылинках приводит к тому, что в центральных наиболее плотных и холодных частях облака содержание молекул может быть очень низким При этом эмиссионные линии молекул формируются оболочкой, и наблюдения этих линий не могут дать информацию о состоянии и динамике внутренних областей ядра Та ким образом, необходимо решать задачу восстановления простран ственного распределения молекул Ряд авторов (Tafalla et al [13], Lee et al [14]) подходят к решению этой задачи методом «подгонки» Для лот проводится расчет теоретических профилей линий моле кул при варьировании распределений молекулярного содержания (и

других распределений) Сравнение характеристик теоретических и наблюдаемых профилей линий позволяет отобрать такие распределения химического состава, которые бы приводили к наилучшему согласованию спектров При таком подходе удается описать характерные особенности химической структуры молекулярных облаков, но остается вопрос о единственности получаемого решения Этот метод не может также дать информацию об эволюционном статусе исследуемых объектов, в том числе, ответить на вопрос чем обусловлено то или иное распределение молекул

Более фундаментальным подходом к изучению и объяснению химической структуры молекулярных облаков является прямое моделирование их химической эволюции В одной из первых работ Bergin & Langer [15] на основе решения системы уравнений химической кинетики исследована эволюция распределений концентрации молекул для ряда феноменологических моделей В этих моделях плотность облака считалась неизменной или менялась в соответствии с постулируемым законом. Важным результатом этих исследований является вывод о существенной химической дифференциации модельных облаков и о ее зависимости от времени и от характера эволюции плотности Таким образом, было найдено, что химическая структура молекулярных облаков может отражать характер динамической эволюции, т е свидетельствовать об эволюционном статусе этих объектов Это послужило толчком к разработке более согласованных подходов к моделированию молекулярных облаков Так, в работе El-Nawawy et al [16] проводилось моделирование химической эволюции свободно коллапсирующего облака Сжатие облака в модели начиналось из однородного состояния и просле-

живалось до плотности п(Нг) = 107 см-3 Авторы работы применили модель к молекулярному облаку ТМС-1 и получили приемлемое согласие между теоретическими и наблюдаемыми концентрациями молекул В работе Aikawa et al [10] химическая эволюция прото-звездного коллапсирующего облака рассчитывалась для распределений плотности получаемых с помощью автомодельного решения Ларсона-Пенстона Модель была применена для интерпретации наблюдений дозвездного ядра L1544 и позволила объяснить некоторые особенности химической дифференциации этого ядра Однако,

очень высокая скорость коллапса (в максимуме в ~ 3 3 раза больше тепловой) в решении Ларсона-Пенстона не согласуется с результатами наблюдений L1544

В статьях Вибе и др [17], Shematovich et al [18], Шематович и др [19] представлен самосогласованный подход к изучению химико-динамической эволюции межзвездной среды, в котором динамическая и химическая эволюция межзвездных облаков рассчитывается совместно Этот подход получил свое развитие в работах Li et al [11] и Shematovich et al [20], где предложена одна из первых самосогласованных химико-магнитогидродинамических моделей протозвездных ядер В этих работах рассмотрена эволюция замагниченного облака с учетом амбиполярной диффузии в одномерном приближении Основным результатом этого исследования был вывод о том, время эволюции дозвездного облака в магнитной модели в несколько раз больше времени эволюции в модели со свободным коллапсом, что в конечном итоге приводит к различной химической структуре облака Эта модель с успехом была привлечена для объяснения особенностей химической структуры дозвездного ядра L1544

Сравнение модели Li et al [11] с наблюдениями проводилось авторами в терминах распределений лучевых концентраций молекул Гораздо более информативное сравнение как структурных, так и кинематических характеристик облака и его модели обеспечивается при анализе профилей линий излучения молекул Очевидным преимуществом самосогласованного описания эволюции дозвездных ядер является то, что такое моделирование позволяет естественным образом получить распределения обилий молекул и кинематические параметры (в одномерном случае распределение радиальной скорости, в многомерном также и распределение скорости вращения) Используя эту информацию, можно рассчитать теоретические профили линий излучения молекул и провести их непосредственное сравнение с наблюдаемыми спектрами

Расчет профилей линий является как правило, непростой задачей В связи с тем, что применение аналитических методов решения уравнения переноса крайне ограничено, важной задачей является разработка эффективных численных методов решения и их реализация в виде соответствующих программных комплексов С другой

стороны для корректной интерпретации полученных результатов необходимо уметь выделять факторы, влияющие па те или иные характеристики профилей линий излучения

Моделирование переноса излучения в линиях молекул вошло в астрофизическую практику сравнительно недавно — с пионерской работы Bernes [21], в которой был предложен метод моделирования, использующий концепцию Монге-Карло К настоящему времени на базе различных подходов разработаны эффективные одномерные алгоритмы и соответствующие численные коды для моделирования переноса излучения в линиях атомов и молекул Детальное теоретическое описание этих методов можно найти в монографии Peraiah [22] В работе Zadelhoff et al [23] проведен сравнительный анализ широко используемых методов моделирования переноса излучения в линиях молекул Одномерные методы реализованы в виде программных комплексов, некоторые из которых являются свободно распространяемыми Таким образом, их можно непосредственно использовать при расчете профилей линий излучения молекул, в том числе и для самосогласованных моделей химико-динамической эволюции протозвездных ядер

В Главе 1 сформулирован новый подход для описания структуры и эволюции дозвездных ядер в основе которого лежит согласованное моделирование химико-динамической эволюции молекулярного облака и расчет теоретических профилей линий излучения молекул Проведена модификация численного кода RATRAN-1D для расчета переноса излучения в линиях молекул и его включение в общую схему моделирования химико-динамической эволюции дозвездных ядер в рамках одномерного приближения С помощью созданного программного комплекса проведено сравнение наблюдаемых профилей эмиссионных линий молекул ClsO, НСО+ и CS для объект L1544 с профилями построенными но данным самосогласованной химико-динамической модели замагниченного дозвездного ядра Сравнение показало, что теоретические и наблюдательные профили существенно отличаются друг от друга, хотя в той же одномерной модели получено приемлемое согласие между теоретическими и наблюдаемыми лучевыми концентрациями ключевых молекул Для выявления причин несоответствия теоретических и наблюдаемых спектров

L1544 проведен систематический анализ факторов, влияющих на характеристики профилей линий излучения молекул. Показано что наиболее важными с точки зрения различий модели и наблюдений L1544 являются кинематические (скорость коллапса) и структурные (строение оболочки облака) факторы Компенсировать различия во всех профилях в совокупности при помощи варьирования распределений микротурбулентной скорости и кинетической температуры но удается хотя такое варьирование может существенно изменить форму отдельных линий Сделан вывод о том, что для моделирования L1544 требуются двумерная химико-динамическая модель и двумерная модель расчета переноса излучения

Многомерные самосогласованные модели химико-динамической эволюции дозвездных ядер пока еще не созданы Первая сложность на пути их построения заключается в том, что многомерные расчеты очень ресурсоемки Необходимость решения уравнений химической эволюции в совокупности с двумерными/трехмерными уравнениями движения резко увеличивает время расчетов Если учесть, что на данный момент характерное время расчета одной модели химико-динамической эволюции молекулярного облака в одномерном приближении составляет несколько дней, то аналогичный расчет в рамках двумерных задач может потребовать нескольких месяцев В решении этой проблемы уже достигнут определенный прогресс В работе Wiebe et al [24] исследована возможность математически обоснованной редукции числа реакций и компонентов, включаемых в химическую модель Показано например, что для вычисления содержания в темных молекулярных облаках динамически важных компонентов оксида углерода и электронов — в случае чисто газофазной химии число компонентов можно сократить с 400 до нескольких десятков и число реакций с 4000 до нескольких сотен, достигнув выигрыша в процессорном времени в десятки раз В совокупности с появлением новых численных алгоритмов решения задач МГД основанных, например на адаптивных иерархических сетках (Bancrjee й al [25]) и с быстрым развитием ЭВМ можно ожидать, что эта проблема будет преодолена

Вторая сложность на пути построения самосогласованных многомерных моделей это необходимость расчета переноса излучения

в линиях молекул в двумерном/трехмерном (2D/3D) приближении В го время как получившие широкое распространение 1D методы расчета переноса излучения создаются уже около 25 лет, многомер ные методы начинают интенсивно разрабатываться и использовать (я только в самые последние годы Болльшая часть этих алгоритмов принадлежит к груите методов, в которых схема решения четко разделяется на два этапа 1) расчет усредненной интенсивности из лучения J,a и 2) решение системы уравнения баланса Перечислим основные подходы, реализованные в существующих многомерных программных комплексах

Для решения уравнения переноса и расчета Jui (первый этап) наиболее распространенными являются методы длинных и коротких характеристик В первом случае для каждой ячейки расчетной области интегрирование уравнения переноса проводится вдоль вы бранных лучей до границы облака Этот метод является наиболее точным, однако он требует больших вычислительных затрат Лучи интегрирования выбираются либо с помощью метода Монте-Карло (Hogerheijde et al [26]), либо на базе алгоритмов, обеспечивающих равномерное покрытие сферы (Steinacker et al [27]) В методе коротких характеристик интегрирование уравнения переноса осуще ствляется в пределах текущей ячейки, причем для расчета переноса излучения из ячейки в ячейку используется интерполирование (Dullemond & Turolla [28]) В этом методе число операций удается сократить с N3 до АГ2, где N число ячеек Недостатком метода коротких характеристик является техническая сложность в реализа ции для криволинейной системы координат и возможная численная диффузия

Разделение схемы решения на два этапа предполагает применение итерационного процесса Стандартный метод Л-итераций медлен по сходится в случае оптически толстых сред, поэтому он в чистом виде как правило, не используется Для ускорения его сходимости используют различные подходы Наиболее общим является применение алгоритма Ng (Ng [29]), который позволяет ускорить любой итерационный процесс, не изменяя свойств итерационного оператора Более фундаментальным и эффективным способом ускорения является модификация самогб итерационного оператора Эта идея

реализована в методе ALI (Accelerated Lambda Iteration, Rybicki & Hummer [30]), в котором скорость сходимости пропорциональна количеству ячеек а не квадрату оптической толщины облака как в классическом методе Л итераций

В целом развитие многомерных методов моделирования переноса излучения идет итенсивным путем Однако в огличие oi одномерных пpoграммных комплектов двумерных численных кодов в свободном доступе пока нет Ситуация эта вызвана не в последнюю очередь и тем что для эффективною использования достаточно сложного кода по расчету переноса излучения необходимо быть, по существу, ею автором

В Главе 2 представлен и описан разработанный автором диссер тации алгоритм для многомерного расчета переноса излучения в пи ниях молекул ориентированный на двз'мерные задачи с аксиальной симметрией Приведено описание метода и результаты одномерного и двумерного тестирования Метод реализован нами в виде программного комплекса LRAN(IA) Будучи ориентирован на расчет теоретических спектров излучения протозвездных облаков и аккре ционных дисков вокруг молодых звезд, он может быть использо ван для широкого кру[а задач Дальнейшие результаты, полученные в диссертации во мноюм основаны на применении разработанною комплекс а

При переходе oт одномерного описания эволюции протозвездных ядер к многомерному описанию возникает задача об изучении влияния факторов связанных с неодномерной структурой ядер, на про фили линий излучения молекул При анализе результатов моделирования или интерпретации наблюдений в частности, необходимо понимать какое влияние оказывает та или иная кинематика облака (сжатие вращение, мелкомасштабная и крупномасштабная iyröy лентность) на форму профилей линий излучения молекул Решение этой задачи удобно осуществлять в рамках простых феномсноло тических моделей в которых пространственная и кинематическая crpy^rypa облака описывается набором нескольких параметров С помощью таких моделей удобно разрабатывать методы интерпрета ции наблюдений Последние чрезвычайно важны для предваритель ного наблюдательного анализа свойств изучаемых объектов

В работе Leung [31] для изотермических сферически-симметричных однородных распределений впервые проведен систематический анализ факторов, ответственных за характеристики профилей линий излучения молекул Показано, в частности, что в присутствии турбулентных и регулярных движений в облаке критическим параметром, определяющим форму спектра, является отношение характерных скоростей а = Vr/Vt, где VT — регулярная скорость, Vt микротурбулентная скорость При а < 3 существенными являются эффекты оптической толщины При а > 10 форма спектров зависит, главным образом, от геометрических характеристик объекта В работе Adelson & Leung [32] подробно исследовано влияние дифференциального вращения на форму спектров и проанализированы различные методы его диагностики Главным результатом является вывод о том, что профили оптически-толстых линий в присутствии вращения становятся асимметричными и испытывают смещение Однако, при всей теоретической ценности этих и последующих работ (см например. Zhou & Evans [33], Choi [34]), исследования проводились на базе слишком простых моделей (как правило однородных облаков) с использованием тех или иных приближений для расчета переноса излучения Характеристики же наблюдаемых молекулярных облаков далеки от этих предположений

В Главе 3 предложена простая феноменологическая модель для описания пространственной и кинематической структуры дозвезд-ных ядер Модель характеризуется набором наблюдательных параметров, определяющих геометрическую форму, закон распределения плотности и т д , и рядом наиболее естественных физических предположений, основными из которых являются принцип непрерывного перехода из начальной в наблюдаемую конфигурацию и закон сохранения углового момента. В рамках этой модели с помощью разработанного 2D комплекса для моделирования переноса излучения проведено исследование влияния факторов, связанных с двумерной структурой молекулярных облаков, на профили линий излучения молекул Показано, что асимметрия профилей оптически-толстых линий может быть связана как с коллапсом облака, так и с его дифференциальным вращением Поэтому при интерпретации наблюдений недостаточно использовать только центральные спектры,

а необходимо проводить анализ карт спектров, полученных с максимальным прсхчранственным разрешением Феноменологическая модель была применена для интерпретации наблюдений и восстановления кинематических параметров дозвездных ядер L1544 и СВ17 Показано, что их спектральные особенности воспроизводятся в модели в предположении слабого сжатия и дифференциального вращения этих облаков Для СВ17 с помощью моделирования химической эволюции проведено детальное исследование его химической структуры Получены характерные значения времени существования этого ядра в наблюдаемой фазе, а также проанализированы неоднозначности, связанные с расчетом химии По результатам этой работы найдено, что основными критическими параметрами, влияющими на определение возраста, являются коэффициенты осаждения молекул на пылинки и интенсивность внешнего ультрафиолетового поля излучения

Развитие многомерных методов расчета переноса излучения и химической эволюции позволяет вплотную приблизиться к решению актуальной астрофизической задачи детальному изучению и моделированию газопылевых дисков вокруг молодых звезд Результаты наблюдений показывают, что большинство звезд типа Т Тельца (маломассивных молодых звезд) окружено газопылевыми дисками (Beckwith & Sargent [35]) Считается, что диски образуются в процессе формирования таких звезд Если угловой момент протозвезд-ною ядра достаточно велик то коллапс ядра ведет к формированию звезды и аккреционно-декреционного диска, аккумулирующего избыток углового момента (см например Тутуков и Павлюченков

[36]) Практически не вызывает сомнения ю, что такие диски впоследствии формируют планетные системы подобные Солнечной, поэтому их называют иротопланетными дисками

Один из методов исследования пространственной и тепловой структуры протопланстных дисков это их наблюдения в непрерывном (тепловом) спектре излучения пыли По результатам этих наблюдений были найдены характерные размеры (100 400 ас) и массы протопланстных дисков Сравнительно недавно (с

обнаружения эмиссии в линиях СО oт диска GG Tau Skrutske ct al

[37]) ДИСКИ начали наблюдать в эмиссионных линиях молекул Это

дало возможность получать более детальную информацию о строении протопланетного диска Поскольку условия образования и возбуждения молекул сильно зависят от фи зических параметров газопылевой среды (температура, плотность, УФ-поле) то наблюдения в линиях различных молекул позволяют находи п. Эти параметры (Dutrey et al [38], van Zadelhoff et al [39]) Профили линий излучения несут также информацию о кинематической структуре диска Это, с одной стороны, позволяет исследовать распределение скорости вращения (отклонение от кеплеровского закона), с другой стороны — находить параметры пространственной ориентации диска Одновременные наблюдения в линиях молекул и тепловом излучении пыли предоставляют также возможность исследовать проблему диссипации газа на поздних этапах эволюции дисков (Thi et al [40]), что важно для создания теории образования планет

Появление новых одиночных и интерферометрических радиотелескопов, таких как OVRO, BIMA, IRAM и (в будущем) ALMA, имеющих высокое угловое и частотное разрешение, переводит исследование протопланетных дисков на качественно новый уровень С помощью этих инструментов можно получать информацию не только о средних или интегральных параметрах диска, таких как радиус и масса но и детально изучать радиальную и вертикальную структуру дисков Наиболее полное понимание результатов наблюдений протопланетных дисков может быть основано только при построении согласованных химико-динамических 2D/3D моделей

В Главе 4 на базе досчунных наблюдательных данных о протопла-негном диске в системе АВ Возничего и на основе наблюдений в линиях молекул, выполненных с коллегами из Германии предложена модель, описывающая пространственную и химическую структуру этого диска Для сопоставления модели с наблюдениями проведено моделирование теоретических спектров излучения в линии НСО+(1-0) Расчет химической структуры диска и сравнение теоретических и наблюдаемых карт спектров позволили определить динамические характеристики протопланетного диска (массу и радиус), а также его пространственную ориентацию На примере системы АВ Возничего показано, что наблюдения в линиях молекул даже с не очень высоким угловым разрешением являются хорошим инструментом

для определения параметров дисков Рассмотрен вопрос об особенностях расчета переноса излучения во вращательных линиях молекул в условиях, характерных для протопланегных дисков Проанализированы также неопределенности, связанные с моделированием химической эволюции и отвечающие за интервалы оценок найденных параметров

Общая характеристика работы Цели диссертации

Основными задачами диссертации являются

• Разработка нового подхода к исследованию ранних этапов звездообразования на базе самосогласованного моделирования химико-динамической эволюции и расчета теоретических профилей линий и злучения молекул

• Разработка многомерного (2D) метода моделирования переноса излучения в линиях молекул

• Разработка методов диагностики структуры и кинематики про-то звездных объектов те исследование факторов, определяющих характеристики профилей линий излучения молекул в условиях, характерных для молекулярных облаков и протопланет-ных дисков

• Изучение и моделирование индивидуальных протозвездных объектов — до звездных ядер молекулярных облаков и протопла-нетных дисков у молодых звезд

Научная новизна

• Впервые проведено моделирование профилей линий излучения молекул для самосогласованной модели динамической и химической эволюции протозвездных облаков На базе этой модели исследованы факторы, влияющие на профили линий излучения С помощью прямого сопоставления полученных теоретических и наблюдательных спектров излучения на примере до-

звездного ядра L1544 показано, что одномерное моделирование этих объектов является слишком грубым приближением при попытке воспроизведения особенностей их спектральных линий.

• Для диагностики структуры и кинематики дозвездных ядер разработан открытый для широкого использования комплекс программ для 2D расчета переноса, который впервые позволил исследовать сложную структуру этих ядер.

• Для описания и восстановления динамической структуры иро-тозвездных ядер предложена простая двумерная феноменологическая модель. С помощью данной модели исследовано влияние двумерного поля регулярной скорости на профили линий излучения молекул. На базе этой модели проведено моделиров-ние спектральных карт протозвездных ядер L1544 и СВ17 и их сравнение с наблюдаемыми. Впервые показано, что особенности профилей линий от L1544 и СВ17 хорошо воспроизводятся в модели в предположении медленного сжатия и дифференциального вращения этих ядер.

• Впервые проведено согласованное динамическое, химическое моделирование и расчет теоретических спектров излучения молекул для протопланетного диска. Согласованное моделирование и сравнение теоретических профилей линий излучения с наблюдательными спектрами для системы АВ Возничего позволило восстановить характерные динамические параметры диска, а также параметры его пространственной ориентации.

Научная и практическая ценность

Результаты работы имеют широкое применение для анализа наблюдений различных объектов, находящихся на ранних стадиях звездной эволюции. Разработанный и представленный в главе 2 программный комплекс для расчета переноса излучения в линиях молекул уже используется исследователями в России (ИНАСАН, УрГУ, ИПФ РАН) и в Германии (Институт астрономии им. Макса Планка) и может быть использован во всех центрах, где проводятся исследование ранних стадий звездообразования.

Объем диссертации

Диссертация состоит из введения, 4-х глав и заключения Объем работы составляет 157 страниц включая 38 рисунков и 7 таблиц Список цитируемой литературы состоит из 95 наименований

Апробация работы

Основные результаты были представлены

• на астрофизических семинарах

— Института Астрономии РАН

— Института Астрономии им Макса Планка (Гейдельберг, Германия)

— Астрокосмического Центра ФИАН

• на конференциях Института Астрономии РАН

— Конкурс молодых ученых (2002, 2004)

• на российских конференциях

— XXXI и XXXIII Зимних студенческих конференциях «Физика космоса», проходивших на Астрономической обсерватории УрГУ (февраль 2002. февраль 2004)

— «ВАК-2004», проходившей в Москве (июнь 2004),

• на международных конференциях

— «Chemistry as a Diagnostic of Star Formation» (Ватерлоо, Канада, 2002)

— симпозиуме MAC «Star Formation at High Angular Resolution» (Сидней, Австралия 2003)

Публикации

Основные результаты диссертации опубликованы в работах

• VI Shematovich DS Wiebe BM Shustov, Yd N Pavlyuc henkov, and Zhi Yun Li «Chemical Differentiation in Strongly Magneti/ed Starlebs Cores», Pro( eedings of a (onference «Chemistry as a Diagnostic of Star Formation», Univeisity of Waterloo Canada August 21

23, 2002 (edited by С L Curry and M Fish) pp 101 107

• Павлючснков Я Н Шустов Б М , Шематович В И Вибе Д 3 и Ли Жи-Юн «Химико динамическая модель дснвс yinoro ядра L1544 Сравнение модельных и наблюдаемых (пекгров излучения С180, НСО+ и CS» Астрономический Журнал, 2003, гом 80, К' '3, c ip 202211

• Павлюченков Я Н Шустов Б М «Метод расчета переноса излучения в линиях молекул в приложении к двумерной моде ли дозвеунюю ядра L1544», Астрономический Журнал 2004, том 81, № 4, слр 348-359

• D Semenov, Ya Pavlyuchenkov, Th Henning E Heibst, and E, van Dishoeck, «On the Feasibility of Disk Chemical Modeling», Baltic Astronomy, 2004, vol 13, pp 454 458

• Павлюченков Я Н , Семенов Д А Шраер К «Моделирование протопланетного диска у звезды АВ Возничего », Труды 33-й международной студенческой научной конференции «Физи ка Космоса», 2004 Екатеринбур! изд во Урал Ун та cip 270, D Semenov, Ya Pavlyuchenkov, К Schieyer Th Henning К Dullernond, and A Bacmann «Millimeter observatiorib and modeling ofthe AB Aungae system», Acceptedfoipublication in Astrophysical Journal 2004 astro-ph/0411653

Результаты, выносимые на защиту

• Новый подход к исследованию ранних этапов звездообразова ния, основанный на совместном рассмотрении химико-динамической эволюции и расчете теоретических профилей линий излучения

• Создание комплекса программ для расчета переноса излучения в линиях молекул в двумерном аксиально симметричном при-

ближении на основе модифицированного автором ускоренного метода Монте-Карло

• Метод диагностики структуры и кинематики дозвсздных ядер молекулярных облаков на основе двумерной феноменологической модели

• Вывод о дифференциальном вращении и медленном сжатии до-звездных ядер Ь1544 и СВ17

• Метод определения динамических характеристик и параметров ориентации протопланетного диска на основе расчета химической эволюции и вычисления теоретических профилей линий излучения молекул

Список литературы

[1] Beiehman С А , Myers Р С , Emerson J P et al // Astrophys J 1986 V307 P 337

[2] Ward-Thompson D , Scott P F , Hills R E , and Andre P Monthly Noticeb Roy Astron Soc 1994 V 268 PP 268-276

[3] Park, Y -S , Lee С W , and Myers P С / Astrophys J Suppl Ser 2004 V152 PP 81-96

[4] Caselli P , Benson P J , Myers P С , and Tafalla M // Astrophys J 2002 V572 PP 238-263

[5] Launhardt R , Evans N J , Wang Y et al // Astrophys J Suppl Ser 1998 V 119 PP 59-74

[6] Gregersen E M , Evans N J , Zhou S , and Choi M , / Astrophys J 1997 V484 PP 256-276

[7] Myers P С and Benson P J // Astrophys J 1983 V 266 PP 309-320

[8| Zhou S, Evans II N J , Kompe C, and Walmsley CM // Astrophys J 1993 V 404 PP 232-246

[9] Choi M , Evans II N J , Gregersen E M and Wang Y Astrophys J 1995 V 448 742-747

[10] Aikawa Y , Ohashi N , Inutsuka S et al // Astrophys J 2001 V 552 PP 639-653

[11] Li Z -Y , Shematovich V I , Wiebe D S , and Shustov В М / Astrophys J 2002 V 569 PP 792-802

[12] Lai S-P, Velu&amy T , Laager W D , and Kuiper T В H / / Abtron J 2003 V 126 P 311

[13] Tafalla M , Myers P С , Caselh P et al // Astrophys J 2002 V 569 PP 815-835

[14] Lee J -E , Evarib N J Shirley Y L , and Tatematsu К / Astrophys J 2003 V 583 PP 789-808

[15] Bergin E A and Langer W D // Astrophys J 1997 V 486 PP 316-328

[16] El Nawawy M S Howe D A , and Millar T J // Monthly Notices Roy Abtron Soc 1997 V 292, PP 481-489

[17] Вибе Д 3 , Шемаювич В И Шустов Б М // Астроп жури 1996 Т 73 С 702 716

[18] Shematovich VI, Shustov BM, and Wiebe DS /' Monthly Notices Roy Astron Soc 1997 V 292 P 601

[19] Шемаювич В И , Вибе Д 3 , Шустов Б М // Аслрон жури 1999 Т 76 С 738-716

[20] Shematovich V I , Wiebe D S , Shustov В M , and Li Z Y / Astrophys J 2003 V 588 PP 894-909

[21] Berries С Abtron and Abtrophyb 1979 V 73 PP 67-73

[22] Annamanem Peraiah / An introduction to Radiative Transfer Methods and applications in astrophybics // Cambridge Univeibity Press, 2003

[23] van Zadelhoff G -J , Dullemond С P , van der Так F F S et al Astron and Astrophys , 2002 V 395 P 373

[24] Wiebe D Semenov D , and Henning Th // Astron and Astrophys 2003 V 399 PP 197 210

[25] Banerjee R , Pudntz R E and Holmes L // astro-ph/0408277

[26] Hogerhoijde M R and F F S van der Так // Abtron and Astrophys 2000 V 362 PP 697 710

[27] Steinacker J Thamm E and Maier U // J of Quant Spectrosc and Rad Transf 1996 V 56 N1, PP 97-107

[28] Dullemond С Р and Turolla R // Astron and Astrophys 2000 V 360 PP 1187-1202

[29] Ng К -Ch J Chem Phys 1974 V 61 PP 2680 2689

[30] Rybicki G.B. and Hummer D.G. // Astron. and Astrophys. 1991. V. 245. PP. 171-181

[31] Leung CM. II Astrophys. J. 1978. V. 225. PP. 427-441

[32] Adelson L.M. and Leung CM. // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1988. V. 235. PP. 349-364

[33] Zhou S. and Evans II N.J. // ASP Conference Series, 1994. V. 65 PP. 183-191

[34] Choi M. // Astrophys. J. 2002. V. 575. PP. 900-910

[35] Beckwith S.V.W. & Sargent A.I. // Nature 1996. V. 383. PP. 139144

[36] Тутуков А.В. Павлюченков Я.Н. // Астрон. жури. 2004. Т. 81. N8.

[37] Skrutskie M.F., Snell R.L., Strom K.M et al. /,/ Astrophys. J. 1993.V. 409. P. 422

[38] Dutrey A., Guilloteau S. & Guelin M // Astron. and Astrophys. 1997. V. 317. P. 55

[39] van Zadelhoff G.J., van Dishoeck E.F., ТЫ W.F.. & Blake G.A. // Astron. and Astrophys. 2001. V. 377. P. 566

[40] Thi W.F., van Dishoeck E.F., Blake G.A. ct al. // Astrophys. J. 2001. V. 561. P. 1074

Для заметок

Заказ № 588 Подписано в печать 22.12.04 Тираж 100 экз. Усл. п.л. 1

ООО "Цифровичок", тел. 741-18-71, 505-28-72 www.cfr.ru

01. Oír- Û1,C?J>

12 d>F8 2ff05

Введение

1 Эволюция дозвездных ядер молекулярных облаков: протозвездное ядро L

1.1 Протозиездное ядро L1544: наблюдательные данные.

1.2 Моделирование химико-динамической эволюции ядер молекулярных облаков: протозиездное ядро L

1.2.1 Описание химико-динамической модели замагничен-ного облака в 1D приближении.

1.2.2 Результаты химико-динамического моделирования для L

1.3 Расчет переноса излучения в линиях молекул С180, CS и

НСО+ для модели L

1.3.1 Уравнения переноса излучения в линиях молекул

1.3.2 Метод расчета переноса излучения в приближении 1D

1.3.3 Сравнительный анализ модельных и наблюдательных профилей линий излучения L

1.3.4 Зависимости свойств теоретического спектра от параметров модели

По результатам многочисленных наблюдательных обзоров молекулярных облаков в микроволновом излучении ныли и в линиях молекул выявлено, что одной из компонент межзвездной среды являются компактные (R < 0.1 ик), холодные (Тк < 20 К) и плотные (n(H2) ~ 101- 107 см-3) сгустки или ядра молекулярных облаков. Эти ядра могут являться населением родительского более разреженного молекулярного облака (например, комплекс звездообразования Тельца) или быть относительно изолированными образованиями (глобулы Бока). Ядра молекулярных облаков, согласно современным представлениям — непосредственные предшественники молодых звезд. Считается, что сжатие такого ядра может принести к образованию протозвезды с последующей аккрецией вещества облака на нее, что в конечном итоге ведет к образованию молодой звезды. Прямым наблюдательным свидетельством этого сценария является то, что часть ядер ассоциируется с точечными инфракрасными источниками, т.е. предположительно очень молодыми звездами (Beichman et al. [1]). Другие ядра не имеют признаков существования в них относительно горячих центральных источников. Такие ядра в последнее время принято называть беззвездными (starless cores). Наблюдения линий молекул показывают, что многие ядра имеют признаки того, что они находятся в режиме сжатия. Такие облака рассматриваются как объекты, находящиеся на самой ранней стадии процесса звездообразования и в литературе обозначаются как дозвездные ядра (preprotostellar corcs или prestellar corcs, Ward-Thompson et al. [2]).

Прямое наблюдение коллапса — сложная задача, поскольку ранние (наиболее протяженные но времени) стадии сжатия протекают с малыми (дозвуковыми или около-звуковыми < 200 м/с) скоростями. Специфика условии в ядрах молекулярных облаков требует для наблюдения таких скоростей чувствительных радиотелескопов с высоким угловым и частотным разрешением. В последнее десятилетие в мире построено достаточно много радиотелескопов с необходимыми параметрами и накоплен значительный наблюдательный материал. Проведена серия систематических радиообзоров неба с целью идентификации дозвездных ядер и выделения из них кандидатов в протозвездные ядра (Park et al. [3], Caselli et al. [4], Launhardt et al. [5], Gregersen et al. [G], Myers &; Benson [7] и др). Некоторые облака (В335, L1544, BG8 и т.д.) исследованы более подробно и являются нолем для проверки теоретических моделей (Zhou et al. [8], Choi et al. [9], Aikawa et al. [10], Li et al. [11], Lai et al. [12]). Одним из наиболее изученных объектов такого класса является дозвездное ядро L1544. Оно является своеобразным пробным камнем в построении теории самых ранних фаз образования звезд. Поэтому в диссертации этому ядру уделяется особое внимание.

Информацию о физических параметрах межзвездных облаков получают из наблюдений теплового излучения ныли, с иомощыо анализа поглощения звездного излучения, проходящего через облако, а также из наблюдений линий молекул. Особенно информативным является анализ профилей линий излучения молекул. Наблюдения межзвездных облаков в эмиссионных линиях молекул предоставляют уникальную возможность получать информацию не только об их пространственной, тепловой и химической структуре, но и позволяют исследовать их кинематические характеристики. Параметры линии (интенсивность, ширина, сдвиг, форма и т.д.) отражают в том числе турбулентные и регулярные скорости в исследуемых объектах.

Однако, необходимо учитывать, что интерпретация профилей линий излучения молекул осложнена тем, что химическая структура дозвездных облаков может быть сильно неоднородна. Так, вымораживание молекул на пылинках приводит к тому, что и центральных наиболее плотных и холодных частях облака содержание молекул может быть очень низким. При этом эмиссионные линии молекул формируются оболочкой, и наблюдения этих линий не могут дать информацию о состоянии и динамике внутренних областей ядра. Таким образом, необходимо решать задачу восстановления пространственного распределения молекул. Ряд авторов (Tafalla et al. [13], Lee et al. [14]) подходят к решению этой задачи методом «подгонки». Для этого проводится расчет теоретических профилей линий молекул при варьировании распределений молекулярного содержания (и других распределений). Сравнение характеристик теоретических и наблюдаемых профилей линий позволяет отобрать такие распределения химического состава, которые бы приводили к наилучшему согласованию спектров. При таком подходе удается описать характерные особенности химической структуры молекулярных облаков, но остается вопрос о единственности получаемого решения. Этот метод не может также дать информацию об эволюционном статусе исследуемых объектов, в том числе, ответить на вопрос чем обусловлено то или иное распределение молекул.

Более фундаментальным подходом к изучению и объяснению химической структуры молекулярных облаков является прямое моделирование их химической эволюции. В одной из первых работ Bergin & Langer [15] на основе решения системы уравнений химической кинетики исследована эволюция распределений концентрации молекул для ряда феноменологических моделей. В этих моделях плотность облака считалась неизменной или менялась в соответствии с постулируемым законом. Важным результатом этих исследований является вывод о существенной химической дифференциации модельных облаков и о ее зависимости от времени и от характера эволюции плотности. Таким образом, было найдено, что химическая структура молекулярных облаков может отражать характер динамической эволюции, т.е. свидетельствовать об эволюционном статусе этих объектов. Это послужило толчком к разработке более согласованных подходов к моделированию молекулярных облаков. Так, в работе Е1-Nawawy et al. [1G] проводилось моделирование химической эволюции свободно коллапсирующего облака. Сжатие облака в модели начиналось из однородного состояния «(Нг) = Ю3 см-3 и прослеживалось до плотности п^Нг) = 107 см-3. Авторы работы применили модель к молекулярному облаку ТМС-1 и получили приемлемое согласие между теоретическими и наблюдаемыми концентрациями молекул. В работе Aikawa et al. [10] химическая эволюция протозвездного коллапсирующего облака рассчитывалась для распределений плотности, получаемых с помощью автомодельного решения Ларсона-Пенстона. Модель была применена для интерпретации наблюдений дозвездного ядра L1544 и позволила объяснить некоторые особенности химической дифференциации этого ядра. Однако, очень высокая скорость коллапса (в максимуме в ~ 3.3 раза больше тепловой) в решении

Ларсона-Пенстона не согласуется с результатами наблюдений L1544.

В статьях Вибе и др. [17j, Shematovich et al. [18], Шематович и др. [19] представлен самосогласованны!! подход к изучению химико-динамической эволюции межзвездной среды, в котором динамическая и химическая эволюция межзвездных облаков рассчитывается совместно. Этот подход получил свое развитие в работах Li et al. [11] и Shematovich et al. [20], где предложена одна из первых самосогласованных химико-магнитогидродинамических моделей протозвездных ядер. В этих работах рассмотрена эволюция замагниченного облака с учетом амбииолярной дис})-фузии в одномерном приближении. Основным результатом этого исследования был вывод о том, время эволюции дозвездного облака в магнитной модели в несколько раз больше времени эволюции в модели со свободным коллапсом, что в конечном итоге приводит к различной химической структуре облака. Эта модель с успехом была привлечена для объяснения особенностей химической структуры дозвездного ядра L1544.

Сравнение модели Li et al. [11] с наблюдениями проводилось авторами в терминах распределений лучевых концентраций молекул. Гораздо более информативное сравнение как структурных, так и кинематических характеристик облака и его модели обеспечивается при анализе профилей линий излучения молекул. Очевидным преимуществом самосогласованного описания эволюции дозвездных ядер является то, что такое моделирование позволяет естественным образом получит!» распределения обилий молекул и кинематические параметры (в одномерном случае — распределение радиальной скорости, в многомерном — также и распределение скорости вращения). Используя эту информацию, можно рассчитать теоретические профили линии излучения молекул и пронести их непосредственное сравнение с наблюдаемыми спектрами.

Расчет профилей линий является, как правило, непростой задачей. В связи с тем, что применение аналитических методов решения уравнения переноса крайне ограничено, важной задачей является разработка эффективных численных методов решения и их реализация в виде соответствующих программных комплексов. С другой стороны, для корректной интерпретации полученных результатов необходимо уметь выделять факторы, влияющие на те или иные характеристики профилей линий излучения.

Моделирование переноса излучения в линиях молекул вошло в астрофизическую практику сравнительно недавно — с пионерской работы Denies [21], в которой был предложен метод моделирования, использующий концепцию Монте-Карло. К настоящему времени на базе различных подходов разработаны эффективные одномерные алгоритмы и соответствующие численные коды для моделирования переноса излучения в линиях атомов и молекул. Детальное теоретическое описание этих методов можно найти в монографии Peraiah [22]. В работе Zadelhoff et al. [23] проведен сравнительный анализ широко используемых методов моделирования переноса излучения и линиях молекул.

Несмотря на разнообразие методов, полезно разделить их на 2 группы (следуя Zadelhoff et al. [23]). К первой группе относятся схемы «прямого» решения системы уравнений, описывающей перенос излучения (см. уравнения из первой главы (l.G)-(1.7)). Эти методы используют процедуру разностной аппроксимации и линеаризации исходной системы. Ко второй группе принадлежат методы последовательных приближений (часто называемых также Л-итерациями). При этом система уравнении не обращается явно, а используется прямое вычисление и итеративная подстановка физических величин до сходимости по схеме: решение уравнения переноса (1.G) —> расчет усредненной интенсивности (1.10) —> решение системы уравнений баланса населенностей уровней (1.7). Отметим, что методы Монте-Карло можно также отнести к этой группе. Выделяют также гибридные методы, которые существенно увеличивают эффективность первого и второго подходов. Методы, предназначенные для одномерного моделирования переноса излучения в линиях молекул, хорошо согласуются между собой на тестовых одномерных задачах.

Одномерные методы реализованы в виде программных комплексов, некоторые из которых являются свободно распространяемыми. Таким образом, их можно непосредственно использовать при расчете профилей линий излучения молекул, в том числе и для самосогласованных моделей химико-динамической эволюции иротозвездных ядер.

В Главе 1 представлены наблюдательные данные о дозвездном ядре L1544, результаты одномерного моделирования химико-динамической эволюции L1544, а также результаты расчета переноса излучения в линиях молекул С180, НСО+ и CS в одномерном сферически-симметричном приближении. Проведено сравнение наблюдаемых и теоретических профилей линий молекул для L1544. Получено приемлемое согласие между интегральными характеристиками химической структуры L1544 (например, объяснен центральный дефицит в распределении молекул CCS).

Однако, для реальных объектов одномерное моделирование не является достаточным. В рамках одномерной модели L1544 не удалось восироизвести кинематические параметры этого облака. Основой расхождений, по нашему мнению, явилось применение одномерного подхода к моделированию L1544. В то же время последние наблюдения дозвездных ядер, в том числе интерферометрические, явно показывают, что структура облаков, как правило, очень сложна и далека от сферически-симметричной.

Многомерные самосогласованные модели химико-динамической эволюции дозвездных ядер пока еще не созданы. Первая сложность на пути их построения заключается в том, что многомерные расчеты очень ресурсоемки. Необходимость решения уравнений химической эволюции в совокупности с двумерными/трехмерными уравнениями движения резко увеличивает время расчетов. Если учесть, что на данный момент характерное время расчета одной модели химико-динамической эволюции молекулярного облака в одномерном приближении составляет несколько дней, то аналогичный расчет в рамках двумерных задач может потребовать нескольких месяцев. В решении этой проблемы уже достигнут определенный прогресс. В работе Wiebe et al. [24] исследована возможность математически обоснованной редукции числа реакций и компонентов, включаемых в химическую модель. Показано, например, что для вычисления содержания в темных молекулярных облаках динамически важных компонентов — оксида углерода и электронов — в случае чисто газофазной химии число компонентов можно сократить с 400 до нескольких десятков и число реакций с 4000 до нескольких сотен, достигнув выигрыша в процессорном времени в десятки раз. В совокупности с появлением новых численных алгоритмов решения задач МГД, основанных, например, на адаптивных иерархических сетках (Banerjee et al. [25]) и с быстрым развитием ЭВМ можно ожидать, что эта проблема будет преодолена.

Вторая сложность на пути построения самосогласованных многомерных моделей — это необходимость расчета переноса излучения в линиях молекул в двумерном/трехмерном (2D/3D) приближении. В то время как получившие широкое распространение 1D методы расчета переноса излучения создаются уже около 25 лет, многомерные методы начинают интенсивно разрабатываться и использоваться только в самые последние годы. Большая часть этих алгоритмов принадлежит к группе методов, в которых схема решения четко разделяется на два этапа: 1) расчет усредненной интенсивности излучения Jui и 2) решение системы уравнения баланса. Перечислим основные подходы, реализованные в существующих многомерных программных комплексах.

Для решения уравнения переноса и расчета Ju\ (первый этап) наиболее распространенными являются методы длинных и коротких характеристик. В первом случае для каждой ячейки расчетной области интегрирование (1.G) проводится вдоль выбранных лучей до границы облака. Этот метод является наиболее точным, однако он требует больших вычислительных затрат. Лучи интегрирования выбираются либо с помощью метода Монте-Карло (Hogerheijde et al. [26]), либо на базе алгоритмов, обеспечивающих равномерное покрытие сферы (Steinacker et al. [27]). В методе коротких характеристик интегрирование (1.G) осуществляется и пределах текущей ячейки, причем для расчета переноса излучения из ячейки в ячейку используется интерполирование (Diillemond Turolla [28]). В этом методе число операции удается сократить с Аг3 до N2, где Аг — число ячеек. Недостатком метода коротких характеристик является техническая сложность н реализации для криволинейной системы координат и возможная численная диффузия.

Разделение схемы решения на два этана предполагает применение итерационного процесса. Стандартный метод Л-итераций медленно сходится и случае оптически-толстых сред, поэтому он в чистом виде, как правило, не используется. Для ускорения его сходимости используют различные подходы. Наиболее общим является применение алгоритма Ng (Ng [29]), который позволяет ускорить любой итерационный процесс, не изменяя свойств итерационного оператора. Более фундаментальным и эффективным способом ускорения является модификация самого итерационного оператора. Эта идея реализована в методе ALI (Accelerated Lambda Iteration, Rybicki & Hummer [30]), в котором скорость сходимости пропорциональна количеству ячеек, а не квадрату оптической толщины облака, как в классическом методе Л-итераций.

В целом, развитие многомерных методов моделирования переноса излучения идет интенсивным путем. Однако, в отличие от одномерных программных комплексов двумерных численных кодов в свободном доступе пока нет. Ситуация эта вызвана не в последнюю очередь и тем, что для эффективного использования достаточно сложного кода но расчету переноса излучения необходимо быть, по существу, его автором.

В Главе 2 представлен и описан разработанный автором диссертации алгоритм для многомерного расчета переноса излучения в линиях молекул, ориентированный на двумерные задачи с аксиальной симметрией. Приведено описание метода и результаты одномерного и двумерного тестирования. Метод реализован нами в виде программного комплекса URAN(IA).

Дальнейшие результаты, полученные в диссертации, во многом основаны на применении разработанного комплекса.

При переходе от одномерного описания эволюции протозвездных ядер к многомерному описанию возникает задача об изучении влияния факторов, связанных с неодномерной структурой ядер, на профили линий излучения молекул. При анализе результатов моделирования или интерпретации наблюдений, в частности, необходимо понимать какое влияние оказывает та или иная кинематика облака (сжатие, вращение, мелкомасштабная и круинОхмасштабная турбулентность) на фор.му профилей линий излучения молекул. Решение этой задачи удобно осуществлять в рамках простых феноменологических моделей, в которых пространственная и кине.мати-ческая структура облака описывается набором нескольких пара.метров. С помощью таких моделей удобно разрабатывать методы интерпретации наблюдений. Последние чрезвычайно важны для предварительного наблюдательного анализа свойств изучаехМых объектов.

В работе Leung [31] для изотерхмических сферически-симметричных однородных распределении впервые проведен систематический анализ факторов, ответственных за характеристики профилей линий излучения молекул. Показано, в частности, что в присутствии турбулентных и регулярных движений в облаке критическим пара.метром, определяющим форму спектра, является отношение характерных скоростей: а = Vr/Vt, где Vr — регулярная скорость, Vt — микротурбулентная скорость. При а < 3 су-щественныхми являются эффекты оптической толщины. При а > 10 форма спектров зависит, главным образо.м, от геОхметрических характеристик объекта. В работе Adelson к. Leung [32] подробно исследовано влияние дифференциального вращения на форму спектров и проанализированы различные методы его диагностики. Главным результатом является вывод о том, что профили оптически-толстых линий в присутствии вращения становятся асимметричными и испытывают смещение. Однако, при всей теоретической ценности этих и последующих работ (см. например, Zhou к, Evans (33], Choi [3-1]), исследования проводились на базе слишком простых моделей (как правило, однородных облаков) с использованием тех или иных приближений для расчета переноса излучения. Характеристики же наблюдаемых молекулярных облаков далеки от этих предположений.

В Главе 3 предложена простая двумерная феноменологическая модель дозвездных ядер. Модель описывается простым набором наблюдательных параметров (определяющих геометрическую форму, закон распределения плотности и т.д.) и рядом наиболее естественных физических предположений. Данная модель совместно с разработанным 2D комплексом для моделирования переноса излучения использована для исследования влияния факторов, связанных с двумерной структурой дозвездных облаков, на профили линий излучения молекул. В качестве приложения модель применена для описания кинематической структуры дозвездных ядер L1544 и СВ17.

Развитие многомерных методов расчета переноса излучения и химической эволюции позволяет вплотную приблизиться к решению актуальной астрофизической задачи — детальному изучению и моделированию газопылевых дисков вокруг молодых звезд. Результаты наблюдений показывают, что большинство звезд типа Т Тельца (маломассивных молодых звезд) окружено газопылевыми дисками (Beckwith &; Sargent [35]). Считается, что диски образуются в процессе формирования таких звезд. Если угловой момент нротозвездного ядра достаточно велик, то коллапс ядра ведет к формированию звезды и аккреционно-декреционного диска, аккумулирующего избыток углового момента (см. например Туту ков и Павлюченков [3G]). Практически не вызывает сомнения то, что такие диски впоследствии формируют планетные системы, подобные Солнечной, поэтому их называют иротоиланетными дисками.

Один из методов исследования пространственной и тепловой структуры протопланетных дисков — это их наблюдения в непрерывном (тепловом) спектре излучения пыли. По результатам этих наблюдений были найдены характерные размеры (100 — 400 а.е.) и массы протопланетных дисков (Ю-3 — Ю-1 Л/©). Сравнительно недавно (с обнаружения эмиссии в линиях СО от диска GG Tan: Skrutske et al. [37]) диски начали наблюдать в эмиссионных линиях молекул. Это дало возможность получать более детальную информацию о строении иротопланетного диска. Поскольку условия образования и возбуждения молекул сильно зависят от физических параметров газонылевой среды (температура, плотность, УФ-поле), то наблюдения в линиях различных молекул позволяют находить эти параметры (Dutrey et al. [38], van Zadelhoff et al. [39]). Профили линий излучения несут также информацию о кинематической структуре диска. Это, с одной стороны, позволяет исследовать распределение скорости вращения (отклонение от кеплеровского закона), с другой стороны — находить параметры пространственной ориентации диска. Одновременные наблюдения в линиях молекул и тепловом излучении ныли предоставляют также возможность исследовать проблему диссипации газа на поздних этапах эволюции дисков

Thi et al. [40]), что важно для создания теории образования планет.

Появление новых одиночных и интерферометрических радиотелескопов, таких как OVRO, ВША, IRAM и (в будущем) ALMA, имеющих высокое угловое и частотное разрешение, переводит исследование протопланет-ных дисков на качественно новый уровень. С иомощыо этих инструментов можно получать информацию не только о средних или интегральных параметрах диска, таких как радиус и масса, но и детально изучать радиальную и вертикальную структуру дисков. Наиболее полное понимание результатов наблюдений протопланетных дисков может быть основано только при построении согласованных химико-динамических 2D/3D моделей.

В Главе 4 предложена модель для описания физической, химической и кинематической структуры газопылевого диска вокруг звезды Ае-Ве Хер-бига и сравнение модели с наблюдениями. Для исследования выбрана система АВ Возничего, одна из наиболее близких и изученных объектов этого типа. Особое внимание в уделено возможности применения метода моделирования теоретических профилей линий излучения молекул для восстановления параметров газопылевого диска.

Цели диссертации

Основными задачами диссертации являются:

• Разработка нового подхода к исследованию ранних этапов звездообразования на базе самосогласованного моделирования химико-динамической эволюции и расчета теоретических профилей линий излучения молекул.

• Разработка многомерного (2D) метода моделирования переноса излучения в линиях молекул.

• Разработка методов диагностики структуры и кинематики нрото-звездных объектов, т.е. исследование факторов, определяющих характеристики профилей линий излучения молекул в условиях, характерных для молекулярных облаков и иротоиланетных дисков.

• Изучение и моделирование индивидуальных нротозвездных объектов — дозвездных ядер молекулярных облаков и иротоиланетных дисков у молодых звезд.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, 4-х глав и заключения. Объем работы составляет 157 страниц, включая 38 рисунков и 7 таблиц. Список цитируемой литературы состоит из 95 наименований.

Результаты работы имеют широкое применение для анализа наблюдений различных объектов, находящихся на ранних стадиях звездной эволюции. Разработанный и представленный в главе 2 программный комплекс для расчета переноса излучения в линиях молекул уже используется исследователями в России (ИНАСАН, УрГУ, ИПФ РАН) и в Германии (Институт астрономии им. Макса Планка) и может быть использован во всех центрах, где проводятся исследование ранних стадий звездообразования.

Благодарности

Автор выражает признательность научному руководителю Шустову Борису Михайловичу, а также своим соавторам за совместную работу и поддержку.

Заключение <

Публикации по теме диссертации

1. Bcichman С.А., Myers P.С., Emerson J.P., Harris S., Mathieu R., Benson P.J., Jennings R.E. Candidate solar-type protostars in nearby molecular cloud cores // Astrophys. J. 198G. V.307. P. 337

2. Ward-Thompson D., Scott P.F., Hills R.E., and Andre P. A subinillimetre continuum survey of pre protostellar cores // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1991. V.268. PP. 2G8-276

3. Park, Y.-S., Lee C.W., and Myers P.C. A CO Survey toward starless corcs // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2001. V.152. PP. 81-9G

4. Caselli P., Benson P.J., Myers P.C., and Tafalla M. Dense cores in dark clouds. XIV. N2II4" (1-0) maps of dense cloud cores // Astrophys. J. 2002. V.572. PP. 238-263

5. Launhardt R., Evans N.J., Wang Y., Clemens D.P., Henning Т., and Yun J.L. CS Emission from BOK globules: survey results // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1998. V.119. PP. 59-74

6. G. Gregersen E.M., Evans N.J., Zhou S., and Choi M. New protostellar collapse candidates: an HCO+ survey of the class 0 sourses // Astrophys. J. 1997. V.484. PP. 256-276

7. Myers P.C. and Benson P.J. Dense cores in dark clouds. II. nh3observations and star formation. // Astrophys. J. 1983. V.2GG. PP. 309320

8. Zhou S., Evans II N.J., Kompe C., and Walmsley C.M. Evidence for protostellar collapse in B335 // Astrophys. J. 1993. V. 404. PP.232-24G

9. Choi M., Evans II N.J., Gregersen E.M., and Wang Y. Modeling line profiles of protostellar collapse in B335 with the Monte Carlo method // Astrophys. J. 1995. V. 448. 742-747

10. Aikawa Y., Ohashi N., Inutsuka S., Herbst E., and Takakuwa S. Molecular evolution in collapsing prestellar cores // Astrophys. J. 2001. V. 552. PP. G39-G53

11. Li Z.-Y., Shematovich V.I., Wiebe D.S., and Shustov B.M. A coupled dynamical and chemical model of starless cores of magnetized molecular clouds. I. Formulation and initial results // Astrophys. J. 2002. V. 5G9. PP. 792-802

12. Lai S-P, Velusamy Т., Langer W.D., and Kuiper T.B.H. The physical and chemical status of pre-protostellar core BG8 // Astron. J. 2003. V 12G. P. 311

13. Tafalla M., Myers P.C., Caselli P., Walmsley C.M., and Comito C. Systematic molecular differentiation in starless cores // Astrophys. J. 2002. V. 5G9. PP. 815-835

14. Lee J.-E., Evans N.J., Shirley Y.L., and Tatematsu K. Chemistry and dynamics in pre-protostellar cores // Astrophys. J. 2003. V. 583. PP. 789808

15. Вибе Д.З., Шематович В.И., Шустов Б.М. Химическая и динамическая эволюция иротозвездных облаков. I. Начальные стадии коллапса // Астрон. журн. 199G. Т. 73. C.702-71G

16. Sheinatovich V.I., Shustov В.М., and Wiebe D.S. Self-consistent model of chemical and dynamical evolution of protostellar clouds // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997. V. 292. P. G01

17. Шематович В.И., Вибе Д.З., Шустов В.М. Химическая и динамическая эволюция иротозвездных облаков: химия ранних стадий коллапса // Астрон. журн. 1999. Т. 7G. С.738-716

18. Shematovich V.I., Wiebe D.S., Shustov В.М., and Li Z.-Y., A coupled dynamical and chemical model of starless cores of magnetized molecular clouds. II. Chemical differentiation // Astrophys. J. 2003. V. 588. PP. 891-909

19. Bernes C. A Monte Carlo approach to non-LTE radiative transfer problem // Astron. and Astrophys. 1979. V. 73 PP. G7-73

20. Wiebe D., Semenov D., and Henning Th. Reduction of chemical networks // Astron. and Astrophys. 2003. V. 399. PP. 197-210

21. Banerjee R., Pudritz R.E., and Holmes L. The formation and Evolution of Protostellar Disks; 3D AMR hydro-simulations of collapsing, rotating Bonnor-Ebert-Spheres // astro-ph/0408277

22. Hogerheijdc M.R. and F.F.S. van der Так An accelerated Monte Carlo method to solve two-dimensional transfer and molecular excitation. With application to axisymmetric models of star formation // Astron. and Astrophys. 2000. V. 362. PP. 697-710

23. Steinacker J., Thamm E., and Maier U. Efficient integration of intensity functions on the unit sphere //J. of Quant. Spectrosc. and Rad. Transf. 1996. V. 56. N1, PP.97-107

24. Dulleinond C.P. and Turolla R. An efficient algorithm for two-dimensional radiative transfer in axisymmetric circumstellr envelopes and disks // Astron. and Astrophys. 2000. V. 360. PP. 1187-1202

25. Ng K.-Ch., Hypernetted chain solutions for the classical one-component plasma up to Г=7000 // J. Chem. Phys. 1974. V. 61. PP. 2680-2689

26. Rybicki G.B. and Hummer D.G. An accelerated lambda iteration method for multilevel radiative transfer // Astron. and Astrophys. 1991. V. 2*15. PP. 171-181

27. Leung C.M. Radiative-transfer effects and the interpretation of interstellar molecular cloud observation. I. Basics of line formation // Astrophys. J. 1978. V. 225. PP. 427-441

28. Adelson L.M. and Leung C.M. On the effects of rotation on interstellar molecular line profiles // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1988. V. 235. PP. 319-364

29. Zhou S. and Evans II N.J. Kinamatic signatures of protostellar collapse // ASP Conference Series, 1994. V. 65 PP. 183-191

30. Choi M. Modeling line profiles of protostellar collapse observed with high angular resolution // Astrophys. J. 2002. V. 575. PP. 900-910

31. Beckwith S.V.W. &; Sargent A.I. Circuinstellar disks and the search for neighbouring planetary systems. // Nature 1996. V. 383. PP. 139-144

32. Тутуков А.В. Павлюченков Я.Н. Модели астрофизических диффузионных декреционно-аккреционных дисков. // Астрой, журн. 2004. Т. 81. N8

33. Skrutskie M.F., Snell R.L., Strom К.М, Strom S.E., Edwards S., Fukui Y., Mizuno A., Hayashi M., Ohaslii N. Detection of circuinstellar gas associated with GG Tauri // Astrophys. J. 1993. V. 409. P. 422

34. Dutrey A., Guilloteau S. &; Guelin M Chemistry of protosolar-like nebulae:

35. Elias J.II. A study of the Taurus dark cloud complex // Astrophys. J. 1978. V.224. P. 857

36. Bacmann C.A., Andre P., Puget J.-L., Abergel A., Bonteinps S., and Ward-Thomson D. An ISOCAM absorption survey of the structure of pre-stellar cloud cores // Astron. and Astrophys. 2000. V. 3G1. P. 555

37. Crutcher R.M. & Troland Т.Н. OH Zeeinan measurement of the magnetic field in the L1544 core // Astrophys. J. 2000. V. 537. PP. L139-L142

38. Williams J.P., Myers P.C., Wilncr D.J., and di Francesco J.D. A high-resolution study of the slowly contracting, starless core L1544 // Astrophys. J. 1999. V. 513 PP. LG1-LG4

39. Tafalla M., Mardones D., Myers P.C., Caselli P., Bachiller R., and Benson P.J. L1544: A starless dense core with extended inward motions // Astrophys. J. 1998. V. 504. PP. 900-914

40. Caselli P., Walmsley C.M., Zucconi A., Tafalla M., Dore L., and Myers P.C. Molecular ions in L1544. I. Kinematics // Astrophys. J. 2002. V. 565. PP.331-343

41. Ohaslii N., Lee S.W., Wilner D.J., and Hayashi M. CCS Imaging of the starless core L1544: an envelope with infall and rotation // Astrophys. J. 1999. V. 518. PP. L41-L44

42. Li Z.-Y. Formation and collapse of magnetized spherical molecular cloud cores // Astrophys. J. 1998. V. 493. PP. 230-246

43. Chandra S., Maheshwari V.U., and Sharina A.K. Einstein A-coefficients for vib-rotational transitions in CO // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 1996. V. 117. P.557

44. Monteiro T.S. Rotational excitation of HCO+ by collisions with II2 // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1985. V. 214. PP. 419-427

45. Chandra S., Kegel W.H., Le Roy R.J., and Hertenstein T. Einstein A-coefficients for vib-rotational transitions in CS // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 1995. V. 114. PP.175-177

46. Flower D.R. and Launay J.M. Rate coefficients for the rotational excitation of CO by ortlio- and рага-Нг // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1985. V. 214. P. 271-277

47. Green S. and Chapman S. Collisional excitation of interstellar molecules: linear molecules CO, CS, OCS, and IIC3N // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1978. V.37. PP.169-194

48. Stamatellos D. and Whitworth A.P. Monte Carlo radiative transfer in embedded prestellar cores // Astron. and Astrophys. 2003. V. 407 PP. 911-955

49. Lee C.W., Myers P.C., and Tafalla M. A survey for infall motions toward starless cores. II. CS (2-1) and N2H4" (1-0) mapping observations // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2001. V. 136. P.703

50. Lapinov A.V., Schilke, Juvela M., and Zinchenko I.I. Studies of dense cores in regions of massive star formation // Astron. and Astrophys. 1998. V.336. PP. 1007-1023

51. Caselli P. and Myers P.C. The line width-size relation in massive cloud cores // Astrophys. J. 1995. V.446. PP. 665-686

52. Ciolek G.E. and Basil S. A consistency of ambipolar diffusion models with infall in the L1544 protostellar core // Astrophys. J. 2000. V. 529. PP. 925-931

53. Воронков M.A. Модификация метода Монте-Карло для моделирования переноса излучения в молекулярных облаках // Письма и Астрон. журн. 1999. Т. 25. N3 с. 186-193

54. Pascucci I, WolfS., Steinacker J., Duleemond С.P., Henning Th., Niccolini G., Woitke P., Lopez B. The 2D continuum transfer problem. Benchmark results for disk configurations // Astron. and Astrophys. 2004. V. 417. PP. 793-805

55. Pirogov L., Zinchenko I., Caselli P., Johansson L.E.B., and Myers P.C.1\Т2Н+(1-0) survey of massive molecular cloud cores // Astron. and Astrophys. 2003. V 405. PP. G39-G54

56. Дудоров A.E., Жилкин А.Г. Неавтомодельные режимы изотермического коллапса протозвездных облаков // ЖЭТФ 2003. Т.123. N2 С. 195-2002

57. Лапинов А. // Частное сообщение

58. Clemens D.P. к Barvainis R. A catalog of small, optically selected molecular clouds Optical, infrared, and millimeter properties. // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1988. V.68. P. 257

59. Bok D.J. Dark Nebulae, Globules, and Protostars. // Ptibl. of the Astron. Soc. of the Pacific 1977. V. 89. P. 597.

60. Leung C.M. Physical condition in isolated dark globules. // Black D.C., Matthews M.S. (eds), Protostar and Planets II. 1985, University of Arizona Press, p. 104

61. Clemens D.P., Yun J.L., Heyer M. BOK globules and small molecular clouds Deep IRAS photometry and (C-12)0 spectroscopy // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1991. V. 75. P. 877

62. Launhardt R. к Henning Th. Millimetre dust emission from northern Bok globules. // Astron. and Astrophys. 1997. V. 326. PP. 329-346

63. Semenov D., Wiebe D., and Henning Th. Reduction of chemical networks. II. Analysis of the fractional ionisation in protoplanetary disks // Astron. and Astrophys. , 2004. V. 417. PP.93-106

64. Millar T.J., Farquhar P.R.A., к Willacy К. The UMIST Database for Astrochemistry 1995 // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 1997. V.121. P.139

65. Draine В. T. Photoelectric heating of interstellar gas // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1978. V.3G. P. 595

66. Grady C.A., Woodgate В., Bruhweiler F.C., Boggers A., Plait Ph., Lindler D.J., Clampin M., к Kalas P. Hubble Space Telescope Imaging

67. Spectrograph Coronagraphic Imaging of the Herbig AE Star AB Aurigae. // Astrophys. J. 1990. V. 523. P. L151ч- 78. Roberge A., Lecavelier des Etangs A., Grady C. A., et al. FUSE and

68. U Hubble Space Telescope/STIS Observations of Hot and Cold Gas in the

69. AB Aurigae System// Astrophys. J. 2001. V. 551. P. L97

70. Fukagawa M., Hayashi M., Tamura M. Itoh Y., Hayashi S. S. et al. Spiral Structure in the Circuinstellar Disk around AB Aurigae // Astrophys. J. 2001, V. 605, P. 53

71. Marsh K.A., Van Cleve J.E., Mahoney M.J., Hay ward T.L., к Поиск J.R. Spatially Resolved Mid-Infrared Observations of Circuinstellar Dust around AB Aurigae // Astrophys. J. 1995. V.451. P.777

72. Millan-Gabet R., Schloerb F.P., Traub W.A., Malbct F., Berger J.P., к Bregman J.D. Sub-Astronomical Unit Structure of the Near-Infrared Emission from AB Aurigae // Astrophys. J. 1999. V. 513. P. L131

73. Millan-Gabet R., Schloerb F.P., к Traub W.A. Spatially Resolved Circuinstellar Structure of Herbig AE/BE Stars in the Near-Infrared // Astrophys. J. 2001. V. 54G. P.358

74. Eisner J.A., Lane B.F., Akeson R.L., Hillenbrand L.A., к Sargent A.I. Near-Infrared Interferometric Measurements of Herbig Ae/Be Stars // Astrophys. J. 2003. V.588. P. 300

75. Grinin, V., к Rostopchina, A. Orientation of circuinstellar disks and the statistics of II alpha profiles of Ae/Be Herbig stars// Astronomy Reports, 1996. V. 40. P. 171

76. Bouwman J., Meeus G., de Koter A., Hony S., Dominik С., к Waters L.B.F.M. Processing of silicate dust grains in Herbig Ae/Be systems // Astron. and Astrophys. 2001. V.375. P.950

77. Meeus G., Waters L.B.F.M., Bouwman Л., van den Ancker M.E., Waelkens С., к Malfait K. ISO spectroscopy of circumstellar dust in 14 Herbig Ae/Be systems: Towards an understanding of dust processing // Astron. and Astrophys. 2001. V.365. P.476

78. Semenov D., Pavlyuchenkov Ya., Schreyer K., Henning Th., Dulleirioiid K., and Bacmann A., Millimeter observations and modeling of the AB Aurigae system // Accepted for publication in Astrophysical Journal, 2004, astro-ph/0411653

79. Dullemond С., к Dominik C. Flaring vs. self-shadowed disks: The SEDs of Herbig Ae/Be stars // Astron. and Astrophys. 2004. V. 417. P. 159

80. Kurucz R. 1993, ATLAS9 Stellar Atmosphere Programs and 2 km/s grid. // Kurucz CD-ROM No. 13. Cambridge, Mass.: Smithsonian Astrophysical Observatory.

81. Umebayashi Т., h Nakano T. Fluxes of Energetic Particles and the Ionization Rate in Very Dense Interstellar Clouds j j Publ. Astron. Soc. Japan 1981. V. 33, P. 617

82. Liszt H., Sz Leung C.M. Radiation transport and non-LTE analysis of interstellar molecular lines. II Carbon monosulfide // Astrophys. J. , 1977. V.218. P.396

83. Vasyunin A.I., Sobolev A.M., Wiebe D.Z., &: Semenov D.A. Influence of Uncertainties in the Rate Constants of Chemical Reactions on Astrochemical Modeling Results // Astron. Lett. 2004, V. 30, P.566