Химическая и динамическая эволюция дозвездных и протозвездных объектов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

ВИБЕ Дмитрий Зигфридович

УДК 524.4,524.5,524.6

ХИМИЧЕСКАЯ И ДИНАМИЧЕСКАЯ ЭВОЛЮЦИЯ ДОЗВЕЗДНЫХ И ПРОТОЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТОВ

Специальность 01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Санкт- Петербург 2004

Работа выполнена в Институте астрономии РАН.

Официальные член-корреспондент РАН

оппоненты: Вячеслав Иванович Слыш (АКЦ ФИАН)

доктор физико-математических наук Михаил Александрович Погодин (ГАО РАН)

доктор физико-математических наук, профессор Александр Васильевич Тутуков (ИНАСАН)

Ведущая Ростовский государственный

организация: университет

Защита состоится 23 декабря 2004 г. в 11 часов на заседании диссертационного совета Д 002.120 01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, д. 65/1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан «й »КО^Ы. 2004 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д 002.120 01

кандидат физико-математических наук

ЕбОН

9Ш1

Общая характеристика работы

Актуальность темы

В эволюции Вселенной одним из основных процессов является переход газа в звезды. В целом, картина образования звезд из межзвездного газа сложилась, и ее можно считать важным достижением астрофизики 2-й половины XX века. Однако, несмотря на значительные усилия теоретиков и наблюдателей, детали этого процесса все еще остаются загадкой. Из наблюдений следует, что звезды образуются в темных плотных ядрах молекулярных облаков (МО). Однако до сих пор отсутствует общепринятое представление о том, как именно происходит переход от разреженного межзвездного газа со средней концентрацией п порядка 1 частицы на см3 к молекулярным облакам {га ~ 102 — 10* см-3) и дозвездным объектам (п > 10® см-3) и как в деталях начинается образование звезды из дозвездной газовой конфигурации [1]. Известно, что звезда формируется в гравитационно неустойчивом газовом сгустке, но до сих пор неясно, образуются эти сгустки изначально неустойчивыми или же теряют устойчивость постепенно, некоторое время пребывая в квазистационарном состоянии [2].

В пользу первого варианта свидетельствует, например, тот факт, что в окрестностях Солнца во всех комплексах молекулярных облаков есть молодые звезды. В то же время, в областях звездообразования практически отсутствуют звезды, возрасты которых превышали бы 1 — 3 млн. лет. Иными словами, мы не видим ни областей звездообразования, в которых формирование звезд еще не началось, ни «старых» областей звездообразования, в которых процесс рождения звезд длился бы более 3 млн. лет. Это указывает на то, что формирование звезд в молекулярном облаке начинается сразу после его образования и так же быстро закачивается [3].

С другой стороны, для типичного гигантского МО с массой и радиусом порядка 30 пс динамическая шкала времени равна нескольким миллионам лет. Так как полная масса молекулярных облаков в Галактике составляет средняя скорость перехода газа в звезды должна из-

меряться в сотнях масс Солнца в год. Реальное же значение скорости звездообразования на два порядка уступает этому значению [4]. Из этого можно сделать вывод, что образование протозвездных объектов в МО происходит не в динамической шкале, а в более медленной, например, связанной с тем, что облака удерживаются от коллапса не только тепловым, но и турбулентным

. - Ц и БАЛЬНАЯ

С-Пете 09 Ю

или магнитным давлением. В этом случае скорость образования звезд будет задаваться темпом диссипации турбулентности или скоростью амбиполярной диффузии [5].

К сожалению, наблюдения не позволяют пока отдать безусловное предпочтение «быстрому» (в динамической шкале) или «замедленному» звездообразованию. По-видимому, в природе реализуются оба варианта. Турбулентность, магнитное поле, тепловое давление не одинаково «работают» на разных масштабах. Например, устойчивость гигантских МО определяется турбулентными движениями; на средних (порядка 5 пс) и малых (менее 1 пс) масштабах возрастает относительная роль магнитного поля и теплового давления. Параметры образования звезд являются результатом сложного взаимовлияния многих факторов с разными временными и пространственными шкалами. Необходимо более глубокое изучение этих взаимовлияний, в частности, исследование пространственной структуры магнитного поля.

Начальный этап процесса сжатия (коллапса) молекулярного облака уже более четырех десятилетий является одним из самых трудных объектов для исследования. До сих пор не обнаружен ни один объект, о котором можно было бы абсолютно уверенно сказать, что он представляет собой коллапсирую-гцую протозвезду. Известные плотные ядра молекулярных облаков разделяются на стабильные ядра без крупномасштабных движений (В68. К1498) и на ядра, в которых уже есть центральные компактные источники ИК-излучения (предполагаемые молодые звездные объекты). Имеется лишь несколько «переходных» объектов (В335, L1544, СВ17), в спектрах которых предположительно наблюдаются признаки коллапса, точнее, радиального движения вещества по направлению к центру объекта. С другой стороны, численные гидродинамические и магнитогидродинамические модели образования и сжатия протозвезд так же не позволили выделить какой-либо характерный признак, отличающий их, например, от турбулентных флуктуаций плотности. Интерпретация наблюдений и их сопоставление с теорией затруднены тем, что самая распространенная молекула в МО — молекулярный водород — практически не излучает в силу отсутствия дипольного момента и потому остается невидимой для земного наблюдателя.

Один из активно разрабатываемых в настоящее время сценариев образования одиночных маломассивных звезд выглядит следующим образом. Ядра темных облаков поперечником менее 1 пс удерживаются от коллапса магнитным полем, действие которого со временем ослабевает из-за амбиполярной

диффузии. Через несколько миллионов лет в облаке появляется центральная конденсация с температурой Т ~ 10 К и плотностью п ~ 105 — 106 см~3 (такие объекты называют дозвездными ядрами). По мере возрастания плотности степень ионизации в центре ядра падает, магнитное давление ослабевает, и начинается процесс сжатия в динамической шкале (коллапс). Еще через 104 —105 лет формируется центральное гидростатическое ядро (зародыш будущей звезды), и начинается формирование аккреционного диска и перпендикулярных ему сверхзвуковых потоков вещества (джетов). Эти джеты расчищают остатки облака, открывая находящуюся в его центре звезду типа Т Тельца и протопланетный аккреционный диск. Как видно из этой картины, образование звезды включает в себя самые разнообразные движения, начиная с простого одномерного сжатия (или расширения) и заканчивая сложными трехмерными динамическими явлениями — ударными волнами, дисками и биполярными истечениями. Все эти динамические процессы представляют собой по сути движение молекулярного водорода, но мы вынуждены судить о состоянии МО по наблюдениям примесных молекул, содержание самой обильной из которых (СО) не превышает 10""4 по отношению к Н2 (Варшалович [6])-

Относительное содержание этих примесных молекул необязательно одинаково по всему облаку. Коллапс, вероятно, начинается в химически однородном облаке, но по мере его развития однородность нарушается. В частности, как показывают наблюдения, в плотных центральных областях почти всех до-звездных объектов обилие серосодержащих молекул CS и C2S по отношению к азотосодержащим молекулам NH3 и ИгН* более низко, чем на периферии [7]. Очевидно, что для количественной интерпретации результатов наблюдений, те. формы профилей и интенсивностей линий этих молекул необходимо моделировать вместе динамическую и химическую эволюцию молекулярных облаков.

Развитие наблюдательной базы лишь усиливает это требование. До сих пор наши знания о химическом составе МО были основаны, главным образом, на данных, полученных с помощью однозеркальных телескопов с низким угловым разрешением, которые позволяли строить только сглаженные распределения плотности, температуры и химического состава в наблюдаемом регионе и не давали подробной информации о движении газа. Появление новых ин-терферометрических и субмиллиметровых инструментов — OVRO, BIMA и особенно (в перспективе) ALMA — обуславливает накопление огромного объ-

ема наблюдательных данных. Их глубокого понимания можно достичь только при наличии эффективного инструмента для выполнения одновременного и самосогласованного моделирования всех важнейших химических, динамических и энергетических процессов.

Такая самосогласованность означает одновременное решение уравнений гидродинамики, химической кинетики и баланса энергии. В уравнения гидродинамики входит температура (внутренняя энергия). Плотность и температура (а также экстинкция, если в вычислениях учитывается внешнее излучение) определяют скорости протекания химических реакций. Скорости реакций и содержание определенных молекул влияют на скорости нагрева и охлаждения, таким образом, изменяя локальную температуру. Ситуация усложняется при необходимости учета магнитного поля, например, для включения в расчет амбиполярной диффузии. В этом случае помимо молекулярных источников нагрева и охлаждения необходимо вычислять степень ионизации как функцию координат. Очень важную роль и в динамике, и в химической кинетике играет излучение — особенно коротковолновая составляющая межзвездного поля излучения. Поэтому необходимо согласованно рассчитывать и перенос излучения в облаке.

С вычислительной точки зрения эта задача весьма нелегка, поскольку включение в программу набора химических реакций равносильно добавлению еще одного измерения в гидродинамическую задачу. По этой причине динамические и химические процессы в межзвездной среде обычно моделируются раздельно. Попытки объединить их немногочисленны и, как правило, связаны с какими-либо упрощениями, например, с использованием предвы-численной динамической эволюции и теплового баланса или очень ограниченного набора химических реакций. И все-таки именно путь построения самосогласованных моделей наиболее перспективен для изучения ранних стадий образования звезд.

Все это подчеркивает актуальность представленной работы, в которой преследовались следующие основные цели.

Цели диссертации

1. Разработка модели химической эволюции межзвездной среды, включающей наиболее современные данные о химических реакциях в газовой фазе и на поверхностях пылинок, а также о физических процессах, обеспечивающих обмен веществом между газовой и пылевой фазами. Тести-

рование модели путем сравнения теоретических содержаний различных молекул с наблюдаемым химическим составом молекулярных облаков.

2. Анализ базы данных о скоростях химических реакций UMIST95: разработка методов выбора из нее подгрупп реакций и процессов, отвечающих за эволюцию содержания отдельных компонентов, важных с динамической точки зрения. Исследование влияния ошибок в константах скоростей химических реакций на результаты моделирования.

3. Построение самосогласованной химико-динамической модели коллапса дозвездного ядра, контролируемого амбиполярной диффузией. Исследование различных факторов, определяющих наблюдаемые общие и индивидуальные черты химической и кинематической структуры дозвездных ядер.

4. Построение самосогласованной химико-динамической модели эволюции дозвездного ядра в поле внешнего излучения. Изучение роли УФ-поля в формировании спектра масс протозвездных объектов и в формировании химической структуры переходной области между коллапсирующим ядром и его нагретой расширяющейся оболочкой.

3. Разработка и применение методов определения параметров турбулентного магнитного поля в областях звездообразования по поляриметрическим наблюдениям теплового и мазерного излучения молекул, а также теплового излучения пыли.

Научная новизна

В работе впервые сделано следующее.

1. Построена модель химической эволюции газовой и пылевой фаз МЗС, пригодная для использования в широком диапазоне внешних условий, включающих интенсивность фонового УФ-излучения и потока космических лучей.

2. Предложены методы анализа химических баз данных. С их помощью из полного набора химических реакций и процессов выделены процессы, отвечающие за эволюцию содержания молекулы СО и степени ионизации в различных астрофизических объектах. Проанализировано влияние

ошибок констант химических реакций на результаты моделирования химической эволюции МЗС.

3. Детально исследована теоретическая ионизационная структура ттрото-планетного диска. Показано, что в различных областях диска эволюция степени ионизации описывается ограниченными наборами реакций и процессов, однако эти наборы существенно различаются между собой. В срединной области диска и в поверхностном слое («фотосфере») время достижения ионизационного равновесия не превышает 1000 лет, соответственно, при МГД-моделировании этих областей возможно использование равновесного значения В промежуточном слое ионизационное равновесие иногда не достигается на протяжении миллиона лет. Для адекватного моделирования ионизационной структуры этого региона необходима эволюционная модель, включающая около ста компонентов и сравнимое количество реакций.

4. Исследованы различные аспекты динамической и химической эволюции дозвездного ядра в присутствии магнитного поля. Показано, что модели, в которых учитывается замедление коллапса магнитным полем в шкале амбиполярной диффузии, в целом, лучше воспроизводят наблюдаемый химический состав дозвездных ядер, чем модели коллапса в динамической шкале.

5. Исследована динамическая и химическая эволюция дозвездного сгустка в поле внешнего УФ-излучения. Показано, что даже среднее межзвездное УФ-поле является более важным динамическим фактором, чем самогравитация сгустка и может играть существенную роль в саморегуляции звездообразования в Галактике и в формировании спектра масс протозвездных объектов.

6. Показано, что наблюдательные данные о поляризации света звезд ориентированными несферическими пылинками в МО и данные о поляризации собственного излучения пыли согласуются с моделью, в которой регулярный и турбулентный компоненты магнитного поля в областях звездообразования примерно равны между собой. Модель МГД-турбулентности с сопоставимыми по величине регулярным и хаотическим магнитными полями объясняет также наблюдаемые поляриметрические свойства ОН-мазеров.

7. Предложен способ определения относительной величины турбулентного магнитного поля по наблюдениям круговой поляризации тепловых молекулярных линий.

Научная и практическая ценность

Результаты, полученные в диссертации, важны для определения параметров как молекулярных облаков в целом, так и отдельных дозвездных сгустков. Моделирование влияния УФ-излучения на эволюцию дозвездных сгустков важно также для исследования особенностей звездообразования в Галактике.

Основные результаты опубликованы в авторитетных научных журналах и используются как в нашей стране, так и за рубежом. Многие работы получили широкую известность, независимое подтверждение и международное признание.

Апробация работы

Результаты диссертации докладывались и обсуждались на семинарах Института астрономии РАН, АКЦ ФИАН, Уральского государственного университета, Главной астрономической обсерватории РАН, Йенского университета (Германия), Института астрономии Общества им. Макса Планка (Германия), астрономического отделения Иллинойского университета (США), а также на сессии Отделения общей физики и астрономии РАН и на следующих конференциях и симпозиумах:

• на симпозиуме MAC No 178 «Molecules m Astrophysics: Probes & Processes» (Лейден, Нидерланды, 1996);

• на международной конференции «Joint European & National Astronomy Meeting» (Салоники, Греция, 1997);

• на Зимних студенческих конференциях «Физика космоса» (Коуровка, 1999, 2000, 2001, 2003, 2004 гг.);

• на Всероссийских астрономических конференциях «Астрофизика на рубеже веков» (1999) и ВАК-2004;

• на симпозиуме MAC No 197 «Astrochemistry: From Molecular Clouds to Planetary Systems» (Согвипо, Южная Корея, 1999);

• на международной конференции «The interaction of stars with their environment И.» (Будапешт, Венгрия, 2002);

• на международной конференции «Chemistry as a diagnostics of star formation» (Ватерлоо, Канада, 2002);

• на международной конференции «Joint European & National Astronomy Meeting» (Будапешт, Венгрия, 2003);

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

• на международной конференции «4th Cologne-Bonn Zermatt Symposium» (Церматт, Швейцария, 2003);

• на конференциях Американского астрономического общества (Нэшвилл, 2003. Атланта, 2004);

• на 59-й международной конференции по молекулярной спектроскопии (Колабмус, США, 2004);

• на международной конференции «Chemistry of Protoplanetary Discs: Algorithms and Results» (Гейдельберг, Германия, 2004).

Публикации

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. ВибеДЗ., Шематович В.И., Шустов Б.М. Химическая и динамическая эволюция протозвездных облаков. I. Начальные стадии коллапса // Аст-рон. журн. 1996. Т.73. С.702-716.

2. Shematovich V.I., Shustov B.M., Wiebe D S. Self-consistent numerical model of dynamical and chemical evolution of dense molecular clouds // Труды Симпозиума MAC No. 178 «Molecules in Astrophysics: Probes & Processes». Ред. D.J.Jansen, M.R.Hogerheijde, E.F. van Dishoeck. Leiden: Sterrewacht, 1996. P.229-230.

3. Shematovich V.I., Shustov B.M., Wiebe D.S. Self-consistent model of chemical and dynamical evolution of protostellar clouds // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997. V.292. P.601-610.

4. Шематович В.И., Вибе Д 3., Шустов Б.М. Химическая и динамическая эволюция протозвездных облаков. Химия на ранней стадии коллапса // Астрон. журн. 1999. Т.76. С.738-750.

5. Соболев A.M., Вибе Д.З. Мазеры и турбулентность // Труды 28-й международной студенческой научной конференции «Физика Космоса». Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 1999. С.15-16.

6. Вибе Д.З., Ватсон У.Д. Поляризация света звезд в плотных межзвездных облаках // Труды 29-й студенческой научной конференции «Физика Космоса». Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 2000. С.Ш.

7. Шематович В.И., Вибе Д.З., Шустов Б.М. Химическая и динамическая эволюция протозвезд // Труды Всероссийской конференции «Астрофизика на рубеже веков». Москва: «ЯНУС-К», 2001. С.307-311.

8. Watson W.D., Wiebe D.S., Crutcher R.M. Irregular magnetic fields in interstellar clouds and variations in the observed circular polarization of spectral lines // Astrophys. J. 2001. V.549. P.377-385.

9. Wiebe D.S., Watson W.D. Irregular magnetic fields in interstellar clouds and the linear polarization of starlight // Astrophys. J. Letters. 2001. V.549. P.L115-L118.

10. Li Z.-Y., Shematovich V.I., Wiebe D.S., 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.569. P.792-802.

11. Wiebe D., Semenov D., Henning Th. Chemistry in star-forming regions: making complex modeling feasible // Communications of the Konkoly Observatory. 2003. Труды конференции «The interaction of stars with their environment П.». Ред. Cs. Kiss, M. Kun, V. Konyves. P.67-74.

12. Semenov D., Wiebe D., Henning Th. Reducing and analyzing chemical networks // Communications of the Konkoly Observatory. 2003. Труды конференции «The interaction of stars with their environment II.». Ред. Cs. Kiss, M. Kun, V. Konyves. P.59-66.

13. Павлюченков Я.Н., Шустов Б.М., Шематович В.И., Вибе Д.З., Ли Жи-Юн. Химико-динамическая модель дозвездного ядра L1544: сравнение

модельных и наблюдаемых спектров излучения С180, НСО+ и CS // Астрон, журн. 2003. Т.80. С.202-211.

14. Wiebe D., Semenov D., Herming Th. Reduction of chemical networks. I. The case of molecular clouds // Astron. and Astrophys. 2003. V.399. P.197-210.

15. Shematovich V.I., Wiebe D.S., Shustov B.M., Li Z.-Y. A coupled dynamical and chemical model of starless cores of magnetized molecular clouds. II. Chemical differentiation // Astrophys. J. 2003. V.588. P.894-909.

16. Вибе Д.З. Химия звездообразования // Труды 32-й Международной студенческой научной конференции «Физика Космоса». Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 2003. С.41-59.

17. Shematovich V.I., Wiebe D.S., Shustov B.M., Pavlyuchenkov Ya N., Li Z.Y. Chemical differentiation in strongly magnetized starless cores // Труды конференции «Chemistry as a diagnostics of star formation». Ред. Ch.L. Curry, M. Fich. Ottawa: NRC Research Press, 2003 P.97-102.

18 Вибе Д.З. Поляриметрия пыли // Труды 33-й Международной студенческой научной конференции «Физика Космоса». Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 2004. С.30-42.

19. Semenov D., Wiebe D., Herming Th. Reduction of chemical networks. II. Analysis of the fractional ionisation in protoplanetary discs // Astron. and Astrophys. 2004. V.417. P.93-106.

20. Watson W.D., Wiebe D.S, McKinney J.C., Gammie Ch.F. Anisotropy of magnetohydrodynamic turbulence and the polarized spectra of OH raasers // Astrophys. J. 2004. V.604. P.707-716.

21. Васюнин А.И., Соболев AM., Вибе Д.З., Семенов Д.А. О влиянии неточностей скоростей химических реакций на результаты астрохимического моделирования // Письма в АЖ. 2004. Т.ЗО. С.623-634.

22. Кирсанова М.С., Вибе Д.З. Влияние скорости ионизации на химический состав плотных ядер темных молекулярных облаков // Астрон. журн. 2004. Т.81. С.777-788.

23. Wiebe D.S., Watson W.D. Irregular magnetic fields and the linear polarization of dust thermal emission // Bull. Amer. Astron. Soc. 2003. V.35. No.3. 29.02.

24. Shustov В., Pavlyuchenkov Y., Shematovich V., Wiebe D., Henning Th, Semenov D., Launhardt R. Towards consistent models of starless cores // Книга абстрактов Симпозиума MAC No 211 «Star Formation at High Angular Resolution». 2003. P.289.

23. Henning Th., Semenov D., Wiebe D. The ionization state ofprotoplanetary disks: the chemical view // Proceedings of the 4th Cologne-Bonn Zermatt Symposium. 2004.

26. Vasyuiiin A.I., Sobolev A.M., Wiebe D.S., Semenov DA. On the influence of uncertainties in chemical reaction rates on results of the astrochemical modelling // Proceedings of the 4th Cologne-Bonn Zermatt Symposium. 2004.

27. Watson W.D., Wiebe D.S., McKinney J.C., Gammie C.F. Anisotropy of magnetohydrodynamic turbulence and the polarized spectra of OH masers Bull. Araer. Astron. Soc. 2004. V.35. No.5. 110.13.

28. Вибе Д. З., Уотсон У. Поляриметрия пыли и нерегулярное магнитное поле в областях звездообразования // Труды Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга. 2004. Т.75. С. 125-126.

29. Вибе Д 3., Шустов Б.М., Павлюченков Я.Н. Моделирование дозвездных ядер молекулярных облаков // Труды Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга. 2004. Т.75. С.143-144.

30. Wiebe D.S., Watson W.D. Irregular magnetic fields and the far-infrared polarimetry of dust emission from interstellar clouds // Astrophys. J. 2004. V.615. P.300-314.

31. Wiebe D., Semenov D., Henning Th. Ionization structure ofprotoplanetary disks from the chemical perspective // Bait. Astron. 2004. V.13. P.459-463.

В совместных работах роль автора является либо ведущей, либо равной. В список положений, выносимых на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых вклад автора диссертации в проведенные исследования был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов. Научным консультантом диссертации был д.ф.-м.н. Б.М. Шустов.

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Общий объем диссертации 294 страницы, включая 80 рисунков, 35 таблиц и список литературы из 248 наименований.

Краткое содержание диссертации

Во Введении обосновывается актуальность и формулируются основные цели исследований, приведенных в диссертации.

Глава I посвящена описанию модели химической эволюции межзвездной среды (МЗС). построенной диссертантом, и детальному анализу использованной в диссертации химической базы данных UMIST 95. Описаны включенные в модель классы химических реакций, а также способ моделирования физических процессов, приводящий к обмену веществом между газовой и пылевой фазами МЗС. Приводятся также результаты тестирования модели.

Анализ UMIST 95 проводится с двух позиций. Во-первых, в диссертации представлена методика автоматизированного выбора из химических баз данных только тех реакций и компонентов, которые необходимы для моделирования эволюции обилия заданного соединения. С помощью этой методики показано, что для вычисления содержания в молекулярных облаках динамически важных компонентов — оксида углерода и электронов — в случае чисто газофазной химии можно уменьшить число компонентов с 400, содержащихся в UMIST 95, до нескольких десятков и число реакций с 4000 до нескольких сотен, сократив время вычислений на два порядка. Для модели, учитывающей взаимодействие газа с пылью через процессы адсорбции и десорбции, редукция также достаточно эффективна. При включении в модель реакций на поверхностях пылинок эффективность редукции существенно уменьшается. Для вычисления содержания СО и электронов необходимо удерживать в базе данных до половины всех компонентов и реакций. Выигрыш в процессорном времени как правило не превышает 10 раз.

При помощи этой же методики проанализирована ионизационная структура протопланетного диска. Учитывается ионизация рентгеновским и ультрафиолетовым излучением звезды, межзвездным УФ-излучением, космическими лучами и продуктами распада радиоактивных изотопов. Выделены небольшие подгруппы химических процессов, определяющих величину степени ионизации как функцию времени в репрезентативных точках диска с

точностью 50%—100% Показано, что по величине степени ионизации диск разделяется на три слоя. В срединном слое, центрированном на плоскость симметрии диска, степень ионизации поддерживается исключительно космическими лучами и радионуклидами. Величина ее очень мала, менее 10~12. Если рассматривать перенос углового момента, обусловленный магниторота-ционной неустойчивостью, эта область соответствует так называемой «мертвой зоне». Значение степени ионизации в срединном слое определяется эволюцией обилий примерно десяти компонентов со сравнимым количеством реакций. В промежуточном слое основным движущим фактором химических реакций является ионизация рентгеновским излучением звезды. Впервые показано, что в таких специфических условиях на величину степени ионизации могут оказывать существенное (до порядка величины) влияние реакции на поверхностях пылинок. В промежуточном слое величина определяется комплексом из более сотни химических реакций и компонентов. Наконец, в разреженном поверхностном слое степень ионизации определяется балансом процессов фотоионизации и рекомбинации.

Второй аспект анализа UMIST 95 в диссертации заключается в изучении влияния ошибок определения значений скоростей газофазных химических реакций на результаты моделирования содержаний молекул в МЗС. Методом случайного варьирования констант скоростей в пределах указанных в UMIST95 ошибок оценены разбросы теоретических обилий для темных и диффузных молекулярных облаков. Все соединения разбиты на 6 групп по величине разброса их модельных равновесных обилий при варьировании констант скоростей химических реакций. Разбросы обилий простых соединений лежат в пределах 0.5-1 порядка, но существенно возрастают с увеличением числа атомов в молекуле. Исследование корреляций между содержанием соединения и значениями констант скоростей реакций позволяет предложить еще один способ выделения реакций, которые наиболее существенно влияют на обилие избранного соединения.

В Главе II проведено детальное исследование химической эволюции до-звездных ядер в присутствии магнитного поля в сферически-симметричном приближении. Связь динамической эволюции и химической эволюции обусловлена амбиполярной диффузией, эффективность которой зависит от суммарного содержания ионов, главным образом, молекулярных. Объединенная химико-динамическая модель применена к моделированию дозвездного облака L1544, характерными особенностями которого являются признаки коллап-

са в профилях спектральных линий и «луковичная» химическая структура1 содержание таких молекул как СО, CS, C2S достигает максимума на некотором расстоянии от центра облака (порядка 10000 ае.), а к центру заметно спадает.

Для исследования связи эволюции магнитного поля и химической эволюции рассмотрены две базовые модели. В обоих случаях облако имеет массу порядка и радиус около 0.2 пс и изначально находится в магнито-

статической конфигурации В первой модели учитывается вклад в динамику магнитного давления и амбиполярной диффузии, в результате начальная стадия коллапса более продолжительна: увеличение центральной плотности на порядок происходит более чем за 5 млн. лет. Во втором случае магнитное поле не влияет на динамику облака, и оно коллапсирует практически в шкале времени свободного падения: увеличение центральной плотности на порядок происходит за 1.3 млн. лет. Различие во временных шкалах коллапса приводит к существенным отличиям в химических параметрах облака. В первой модели содержание молекулы CCS существенно понижено к центру облака: в ее лучевой концентрации наблюдается «дыра» с радиусом около 7000 а.е. и глубиной 1.3 раза, что прекрасно согласуется с наблюдаемыми значениями. Депрессия с большим радиусом получена и в радиальном профиле лучевой концентрации молекулы CS. С другой стороны, молекулы NH3, НСО+ и ИгН* сконцентрированы к центру облака, опять же в согласии с наблюдениями. В модели без учета магнитного поля химическая дифференциация облака не воспроизводится. Лучевые концентрации СО, CS и CCS существенно сконцентрированы к центру облака.

Характерная скорость коллапса ядра, полученная в модели, - 200 м с"1. Эта величина в 2 раза превышает наблюдаемое в L1544 значение. Однако вариация химических параметров модели к уменьшению скорости коллапса не приводит. Наиболее очевидный способ замедления сжатия — увеличение степени ионизации за счет использования элементного состава с повышенным содержанием металлов или за счет увеличения скорости ионизации космическими лучами. Вариация этих параметров действительно позволяет «затянуть» начальную фазу коллапса, однако к моменту достижения плотности 106 см-3, характерной для объекта L1544, максимальная скорость коллапса во всех рассмотренных моделях практически неизменна и составляет все те же 200 м с-1. При этом согласие лучевых концентраций рассмотренных соединений с наблюдениями по сравнению со стандартной моделью ухудша-

ется.

Интересной особенностью модели с повышенной скоростью ионизации космическими лучами оказалось заметное падение к центру содержаний иона К2Н+, аммиака и некоторых других азотсодержащих молекул. Поскольку оно реально наблюдается в ряде дозвездных ядер (В68, Ь1512), в диссертации его причины исследованы подробно. Показано, что изменения обилий молекул, происходящие при повышении (понижении) скорости ионизации, обусловлены единой причиной — ускорением (замедлением) процессов, на которые прямо или косвенно влияют химические реакции с участием заряженных компонентов. Кроме влияния на газофазную химию, увеличение потока космических лучей не только приводит к более эффективному разрушению мантий пылевых частиц, но и ускоряет вымораживание некоторых компонентов. В частности, в модели с повышенным значением £ уменьшение содержания молекулы вследствие реакций с ионом гелия приводит к быстрому накоплению атомов азота в пылевой фракции в виде аммиака, энергия десорбции которого велика по сравнению с энергией десорбции молекулярного азота. В результате происходит существенное снижение обилий молекул ЫНд и ^Н"1" в газовой фазе. В диссертации показано, что по наблюдениям ядер облаков в линиях ИСК и NN0 можно отделить влияние повышенного потока космических лучей от другой возможной причины понижения обилий азото-содержащих соединений — вымораживания вследствие большей энергии десорбции этой молекулы.

Проведено непосредственное сравнение наблюдаемых спектров молекулярного излучения с теоретическими, полученными по самосогласованным модельным распределениям скорости, обилий и пр. Результаты такого сравнения, выполненного для «стандартной» химической модели ядра с массой 20 Мо и возрастом 6 млн. лет, привели к выводу о слишком больших скоростях коллапса, получаемых в одномерной модели, по сравнению с данными наблюдений объекта Ь1544.

Для выявления причин несоответствия между наблюдаемыми и теоретическими спектральными профилями проанализирована роль основных факторов, ответственных за формирование линий выходящего излучения, но не имеющих непосредственного отношения к химико-динамической модели и являющихся «свободными» параметрами модели переноса излучения. Показано, что вариация входных параметров модели переноса излучения — кинетической температуры и микротурбулентной скорости — в пределах, допускав-

мых наблюдениями, не приводит к существенному изменению спектральных профилей. Наиболее важными факторами, определяющими форму линий, оказались структура оболочки и кинематические характеристики облака. Общий вывод таков: L1544 имеет уплощенную структуру и наблюдается под некоторым углом. Для более адекватного воспроизведения этой структуры требуется построение двумерной модели.

В Главе III рассмотрена химическая и динамическая эволюция дозвезд-ного ядра, освещенного внешним полем УФ-излучения. Для ее исследования химическая модель была объединена с комплексом гидродинамических вычислений ZEUS2D, разработанным в Лаборатории вычислительной астрофизики Иллинойского университета. Кроме того, в модель были включены основные процессы нагрева и охлаждения газа в дозвездном ядре. Показано, что от интенсивности УФ-излучения существенно зависит характер коллапса ядра. Дозвездный сгусток, освещенный только диффузным межзвездным УФ-излучением, разделяется на две области с различной динамикой: собственно коллапсирующее ядро и расширяющуюся оболочку. Относительные массы этих областей зависят от интенсивности УФ-излучения и от начальной массы облака. У маломассивных (масса ниже джинсовской) время фотоиспарения короче времени свободного падения, и такие облака полностью разрушаются. Массивные облака более устойчивы, и нагрев, вызванный поглощением диффузного УФ-излучения, не оказывает на них столь разрушительного влияния. Более важную роль он играет в динамике облака: повышенное давление во внешних областях облака, вызванное этим нагревом, существенно ускоряет коллапс. Более интенсивное УФ-излучение (в 1000 раз превышающее диффузный фон) оказывается разрушительным даже для массивных облаков, хотя они не испаряются полностью. Между коллапсирующим облаком и расширяющейся оболочкой формируется переходная область (волна сжатия), в которой активно протекают сложные химические превращения, вызванные процессами обмена между газом и пылью, ответственные за образование локальных химических аномалий.

Анализ радиального профиля оптической экстинкции Av в исследуемом молекулярном облаке показывает, что в различных областях облака реализуются режимы химии, характерные для диффузного (Ау < 1), полупрозрачного и холодного плотного состояний межзвездного газа в молекулярных облаках. С внешней стороны волны сжатия газ прогревается, что приводит к росту скоростей эндотермичных реакций и к большей

химической активности. В самой волне оптическая экстинкция среды существенно возрастает, что приводит к ускорению процессов адсорбции, химических реакций на поверхности пылевой фракции и десорбции в газовую среду. Иными словами, в этой области существенную роль начинает играть химический обмен между пылевой и газовой фракциями, приводящий к активному химическому синтезу простых молекул. И наконец, в коллапсирующем ядре реализуется химический режим, характерный для холодного плотного молекулярного газа, когда доминируют процессы адсорбции и каталитической химии на поверхности пылинок, приводящие к формированию ледяных мантий.

Продвижение волны сжатия внутрь облака приводит к тому, что в область относительно горячего газа попадают пылинки, окруженные ледяными мантиями. Активное испарение этих мантий в волне сжатия приводит к локальному увеличению концентраций химически нейтральных молекул (воды, аммиака и др.), интересных с наблюдательной точки зрения. Механизм активного химического обмена между газовой и пылевой фракциями в области пика плотности позволяет объяснить наблюдаемое повышенное обилие воды и аммиака во многих протозвездных облаках.

Глава IV посвящена способам диагностики параметров магнитного поля в дозвездных ядрах и в областях звездообразования в целом по поляриметрическим наблюдениям излучения фоновых звезд и собственного теплового излучения пыли. Численно исследован вклад пылинок в молекулярном облаке в поляризацию проходящего света звезд. Показано, что облако не меняет заметным образом свойства поляризованного излучения (относительную величину поляризации и разброс позиционных углов), при условии что свет звезды изначально поляризован и турбулентное магнитное поле в облаке превосходит регулярное поле.

Данные о поляризации проходящего излучения звезд и собственного излучения пыли не противоречат друг другу при условии, что размер источника теплового излучения не превышает нескольких длин корреляции нерегулярного магнитного поля. Наличие неразрешенной структуры магнитного поля часто приводится в качестве предполагаемой причины возникновения «поляризационных дыр» (уменьшения процентной поляризации при увеличении интенсивности излучения пыли), наблюдаемого во многих плотных облаках. Рассмотрены дополнительные факторы, которые могут обусловить наблюдаемую антикорреляцию поляризации и интенсивности, в частности, зави-

симостъ поляризующих свойств пыли от плотности газа. Показано, что для согласия с данными наблюдений достаточно допустить, что вклад в поляризацию не вносит лишь пыль в наиболее плотных сгустках, занимающих не более нескольких процентов молекулярного облака. Исследована зависимость наблюдаемых характеристик поляризации теплового излучения пыли от параметров нерегулярного магнитного поля, неоднородностей в распределении пыли и разрешения телескопа.

В Главе V рассмотрены статистические соотношения между среднеквадра-тическим значением хаотического магнитного поля и различными оценками этой величины, полученными из пространственных вариаций круговой поляризации тепловых спектральных линий. Хотя влияние вариаций уменьшается при увеличении длины луча зрения ./Усогг, выраженной в единицах турбулентной длины корреляции, при небольших значениях по-видимому, типичных для МО, параметры наблюдаемой круговой поляризации существенным образом зависят от свойств турбулентного магнитного поля. Предложенные статистические соотношения использованы для анализа карты области Орион А в линии водорода 21 см. Показано, что в этой области величины среднего и хаотического магнитных полей сравнимы между собой.

Рассмотрено астрофизическое мазерное излучение, генерируемое в присутствии умеренно сверхзвуковой магнитогидродинамической (МГД) турбулентности. Основное внимание уделено мазерам ОН, у которых величина зеема-новского расщепления превышает ширину линии, с целью решения загадки, состоящей в отсутствии зеемановских и высокой круговой по-

ляризации наблюдаемых спектров этих мазеров. Показано, что вытянутость вихрей вдоль магнитного поля в среде с МГД-турбулентностью увеличивает оптическую толщину в направлении, параллельном магнитному полю, по сравнению с направлением, перпендикулярным к магнитному полю. Численная модель мазерного излучения и МГД-турбулентности использована для количественной демонстрации двух явлений: подавления штоскополяризован-ных 7Г-компонентов и усиления поляризованных по кругу. В

вычислениях проявляется также наблюдаемое усиление одного зеемановской пары по сравнению с другим.

В Заключении приводятся основные результаты диссертации, а также список статей, в которых они опубликованы.

Результаты, выносимые на защиту

1. Модель химической эволюции МЗС с учетом процессов на поверхности пылинок и взаимодействия между газом и пылью, действующая в широком диапазоне физических условий.

2. Методика анализа химических баз данных с целью выявления реакций и компонентов, важных для решения конкретной задачи.

3. Самосогласованная модель химической и динамической эволюции до-звездного сгустка в присутствии магнитного поля.

4. Выявление причин наблюдаемых различий в химическом составе ряда дозвездных ядер, в частности, причин различного распределения азотосодер-жащих молекул.

5. Самосогласованная модель химической и динамической эволюции до-звездного сгустка во внешнем поле УФ-излучения.

б Методика определения параметров турбулентного магнитного поля по поляриметрическим наблюдениям тепловых атомарных и молекулярных линий.

7. Модель поляриметрических свойств ансамбля несферических пылевых частиц, ориентированных турбулентным магнитным полем.

8. Модель поляризации мазеров ОН в среде с МГД-турбулентностью.

Список литературы

[1] Ward-Thompson D. Isolated star formation: from cloud formation to core collapse // Science. 2002. V.295. P.76-81.

[2] Ballesteros-Paredes J., Klessen R.S., Vazquez-Semadeni E. Dynamic Cores in Hydrostatic Disguise // Astrophys. J. 2003. V.592. P. 188-202.

[3] Hartrnann L., Ballesteros-Paredes J., Bergin E.A Rapid formation of molecular clouds and stars in the solar neighborhood // Astrophys. J. 2001. V.562. P.852-868.

[4] Rana N.C. Chemical evolution of the galaxy // Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 1991. V.29. P.129-162.

[5] Pringle J.E., Allen R.J., Lubow S.H. The formation of molecular clouds // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2001. V.327. P.663-668.

[6] Варшалович Д.А. Межзвездные молекулы // В сборнике «Астрофизика и космическая физика». Ред. Сюняев РА Москва: Физматлит, 1982. С.135-185.

[7] Tafalla M., Myers P.O., Caselli P., Walmsley СМ., Comito С. Systematic molecular differentiation in starless cores // Astrophys. J. 2002. V.569. P.815-835.

122103

РНБ Русский фонд

2005-4 21290

Заказ N8 440 Подписано в печать 2710 04 Тираж 100 экз Уел пл 1

ООО "Цифровичок", тел (095) 741-18-71, (095) 505-28-72 иммейти

Введение

Общая характеристика

Краткое содержание диссертации

Глава 1. Химическая эволюция областей звездообразования: разработка и анализ модели 1. Основные компоненты химической модели

1.1. Основные пути формирования химического состава МО.

1.2. Уравнения химической кинетики.

1.3. Газофазная химия.

1.4. Химия на поверхности пылинок и взаимодействие газа и пыли

1.4.1. Диссоциативная рекомбинация на поверхности пылинок

1.4.2. Заряд пылинок.

2. Редукция химических баз данных

2.1. Редукция числа компонентов.

2.2. Редукция числа реакций.

3. Обилие СО в молекулярных облаках 41 ^ . 3.1. Диффузное облако.

3.2. Плотное облако.47'

3.2.1. Газофазная химия.

3.2.2. Учет взаимодействия газа и пыли.

4. Степень ионизации в молекулярных облаках

4.1. Диффузное облако.)

4.2. Плотное облако.

4.2.1. Газофазная химия.

4.2.2. Учет взаимодействия газа и пыли.

Степень ионизации в протопланетном диске

5.1. Начальные условия для протопланетного диска

5.2. Физические параметры протопланетного диска

5.3. Общая химическая структура диска: сравнение с наблюдениями и другими расчетами.

5.4. Срединная область.

5.4.1. Темная «горячая» химия

5.4.2. Темная «холодная» химия.

5.5. Промежуточный слой.

5.5.1. «Теплая» химия в присутствии рентгеновских лучей

5.5.2. «Холодная» химия в присутствии рентгеновских лучей

5.6. Поверхностный слой.

5.6.1. Химические процессы, определяемые рентгеновским излучением.

5.6.2. Химические процессы, определяемые УФ-излучением

6. Редукция в динамических моделях

7. Роль ошибок в параметрах химических реакций

7.1. Группы чувствительности.

7.2. Корреляция обилий молекул с константами скоростей отдельных реакций.

Общая характеристика Актуальность темы

В эволюции Вселенной одним из основных процессов является переход газа в звезды. В целом, картина образования звезд из межзвездного газа сложилась, и ее можно считать важным достижением астрофизики 2-й половины XX века. Однако, несмотря на значительные усилия теоретиков и наблюдателей, детали этого процесса все еще остаются загадкой. Из наблюдений следует, что звезды образуются в темных плотных ядрах молекулярных облаков (МО). Однако до сих пор отсутствует общепринятое представление о том, как именно происходит переход от разреженного межзвездного газа со средней концентрацией п порядка 1 частицы на см3 к молекулярным облакам (п ~ 102 — 104 см-3) и дозвездным объектам {п > 106 см-3) и как в деталях начинается образование звезды из дозвездной газовой конфигурации [1]. Известно, что звезда формируется в гравитационно неустойчивом газовом сгустке, но до сих пор неясно, образуются эти сгустки изначально неустойчивыми или же теряют устойчивость постепенно, некоторое время пребывая в квазистационарном состоянии [2].

В пользу первого варианта свидетельствует, например, тот факт, что в окрестностях Солнца во всех комплексах молекулярных облаков есть молодые звезды. В то же время, в областях звездообразования практически отсутствуют звезды, возрасты которых превышали бы 1 — 3 млн. лет. Иными словами, мы не видим ни областей звездообразования, в которых формирование звезд еще не началось, ни «старых» областей звездообразования, в которых процесс рождения звезд длился бы более 3 млн. лет. Это указывает на то, что формирование звезд в молекулярном облаке начинается сразу после его образования и так же быстро закачивается [3].

С другой стороны, для типичного гигантского МО с массой 5 • 105 М© и радиусом порядка 30 пс динамическая шкала времени равна нескольким миллионам лет. Так как полная масса молекулярных облаков в Галактике составляет 2 • 109 М©, средняя скорость перехода газа в звезды должна измеряться в сотнях масс Солнца в год. Реальное же значение скорости звездообразования на два порядка уступает этому значению [4]. Из этого можно сделать вывод, что образование протозвездных объектов в МО происходит не в динамической шкале, а в более медленной, например, связанной с тем, что облака удерживаются от коллапса не только тепловым, но и турбулентным или магнитным давлением. В этом случае скорость образования звезд будет задаваться темпом диссипации турбулентности или скоростью амбиполярной диффузии [5].

К сожалению, наблюдения не позволяют пока отдать безусловное предпочтение «быстрому» (в динамической шкале) или «замедленному» звездообразованию. По-видимому, в природе реализуются оба варианта. Турбулентность, магнитное поле, тепловое давление не одинаково «работают» на разных масштабах. Например, устойчивость гигантских МО определяется турбулентными движениями; на средних (порядка 5 пс) и малых (менее 1 пс) масштабах возрастает относительная роль магнитного поля и теплового давления. Параметры образования звезд являются результатом сложного взаимовлияния многих факторов с разными временными и пространственными шкалами. Необходимо более глубокое изучение этих взаимовлияний, в частности, исследование пространственной структуры магнитного поля.

Начальный этап процесса сжатия (коллапса) молекулярного облака уже более четырех десятилетий является одним из самых трудных объектов для исследования. До сих пор не обнаружен ни один объект, о котором можно было бы абсолютно уверенно сказать, что он представляет собой коллапсирую-щую протозвезду. Известные плотные ядра молекулярных облаков разделяются на стабильные ядра без крупномасштабных движений (В68, L1498) и на ядра, в которых уже есть центральные компактные источники ИК-излучения (предполагаемые молодые звездные объекты). Имеется лишь несколько «переходных» объектов (В335, L1544, СВ17), в спектрах которых предположительно наблюдаются признаки коллапса, точнее, радиального движения вещества по направлению к центру объекта. С другой стороны, численные гидродинамические и магнитогидродинамические модели образования и сжатия протозвезд так же не позволили выделить какой-либо характерный признак, отличающий их, например, от турбулентных флуктуаций плотности. Интерпретация наблюдений и их сопоставление с теорией затруднены тем, что самая распространенная молекула в МО — молекулярный водород — практически не излучает в силу отсутствия диполыюго момента и потому остается невидимой для земного наблюдателя.

Один из активно разрабатываемых в настоящее время сценариев образования одиночных маломассивных звезд выглядит следующим образом. Ядра темных облаков поперечником менее 1 пс удерживаются от коллапса магнитным полем, действие которого со временем ослабевает из-за амбиполярной диффузии. Через несколько миллионов лет в облаке появляется центральная конденсация с температурой Т ~ 10 К и плотностью п ~ 105 — 106 см-3 (такие объекты называют дозвездными ядрами). По мере возрастания плотности степень ионизации в центре ядра падает, магнитное давление ослабевает, и начинается процесс сжатия в динамической шкале (коллапс). Еще через 104 — 105 лет формируется центральное гидростатическое ядро (зародыш будущей звезды), и начинается формирование аккреционного диска и перпендикулярных ему сверхзвуковых потоков вещества (джетов). Эти дже-ты расчищают остатки облака, открывая находящуюся в его центре звезду типа Т Тельца и протопланетный аккреционный диск. Как видно из этой картины, образование звезды включает в себя самые разнообразные движения, начиная с простого одномерного сжатия (или расширения) и заканчивая сложными трехмерными динамическими явлениями — ударными волнами, дисками и биполярными истечениями. Все эти динамические процессы представляют собой по сути движение молекулярного водорода, но мы вынуждены судить о состоянии МО по наблюдениям примесных молекул, содержание самой обильной из которых (СО) не превышает Ю-4 по отношению к Н2 [6].

Относительное содержание этих примесных молекул необязательно одинаково по всему облаку. Коллапс, вероятно, начинается в химически однородном облаке, но по мере его развития однородность нарушается. В частности, как показывают наблюдения, в плотных центральных областях почти всех до-звездных объектов обилие серосодержащих молекул CS и C2S по отношению к азотосодержащим молекулам NH3 и N2H+ более низко, чем на периферии [7]. Очевидно, что для количественной интерпретации результатов наблюдений, т.е. формы профилей и интенсивностей линий этих молекул необходимо моделировать вместе динамическую и химическую эволюцию молекулярных облаков.

Развитие наблюдательной базы лишь усиливает это требование. До сих пор наши знания о химическом составе МО были основаны, главным образом, на данных, полученных с помощью однозеркальных телескопов с низким угловым разрешением, которые позволяли строить только сглаженные распределения плотности, температуры и химического состава в наблюдаемом регионе и не давали подробной информации о движении газа. Появление новых ин-терферометрических и субмиллиметровых инструментов — OVRO, BIMA и особенно (в перспективе) ALMA — обуславливает накопление огромного объема наблюдательных данных. Их глубокого понимания можно достичь только при наличии эффективного инструмента для выполнения одновременного и самосогласованного моделирования всех важнейших химических, динамических и энергетических процессов.

Такая самосогласованность означает одновременное решение уравнений гидродинамики, химической кинетики и баланса энергии. В уравнения гидродинамики входит температура (внутренняя энергия). Плотность и температура (а также экстинкция, если в вычислениях учитывается внешнее излучение) определяют скорости протекания химических реакций. Скорости реакций и содержание определенных молекул влияют на скорости нагрева и охлаждения, таким образом, изменяя локальную температуру. Ситуация усложняется при необходимости учета магнитного поля, например, для включения в расчет амбиполярной диффузии. В этом случае помимо молекулярных источников нагрева и охлаждения необходимо вычислять степень ионизации как функцию координат. Очень важную роль и в динамике, и в химической кинетике играет излучение — особенно коротковолновая составляющая межзвездного поля излучения. Поэтому необходимо согласованно рассчитывать и перенос излучения в облаке.

С вычислительной точки зрения эта задача весьма нелегка, поскольку включение в программу набора химических реакций равносильно добавлению еще одного измерения в гидродинамическую задачу. По этой причине динамические и химические процессы в межзвездной среде обычно моделируются раздельно. Попытки объединить их немногочисленны и, как правило, связаны с какими-либо упрощениями, например, с использованием предвы-численной динамической эволюции и теплового баланса или очень ограниченного набора химических реакций.

В ранних моделях химической эволюции МЗС уравнения химической кинетики решались при фиксированных значениях плотности, температуры и визуальной экстинкции (напр. [8, 9]). Лишь в некоторых моделях принимались в расчет процессы нагрева и охлаждения [10, 11, 12]. Эти модели позволили выявить основные закономерности протекающих в МЗС химических процессов и успешно воспроизвести средние обилия большинства наблюдаемых молекул в молекулярных облаках [13]. И по сей день они применяются в случаях, когда речь идет об исследовании какого-либо базового свойства химической эволюции областей звездообразования и протозвездных объектов, как это сделано, например, в работе ,1опк]1е1с1 et а1. [14], в которой семейство «одноточечных» моделей использовано для оценки температур газа и пыли в протопланетных дисках.

Однако для моделирования динамически эволюционирующих объектов такие модели непригодны, поскольку не позволяют проследить связь между кинематической и химической структурой объекта. До работ, представленных в диссертации, попытки одновременного моделирования химических реакций и движения вещества предпринимались пока только с учетом различных упрощающих предположений. СЫёге et а1. [15] при рассмотрении динамической эволюции использовали эмпирическое предположение о существовании потоков перемешивания, переносящих вещество из ядра облака к поверхности.

Однако характеристики этих потоков получались не из интегрирования уравнений гидродинамики, а задавались в виде внешних параметров. Prasad et al. [16] построили модель динамической и химической эволюции молекулярных облаков, при реализации которой использовалась параметризация температуры, то есть отсутствовало самосогласованное рассмотрение энергетического баланса.

В работах Shalabiea & Greenberg [163], Bergin & Langer [17] для исследований химической эволюции изотермического коллапсирующего облака использовано аналитическое выражение для описания изменения плотности в нем, основанное на предположении о сжатии без давления. В серии работ Aikawa et al. [18,19, 20] рассмотрена эволюция молекулярной структуры коллапсирующего облака, динамика которого описывается приближенным или точным решением уравнений Эйлера, однако возможная взаимосвязь между химией и динамикой также не рассматривается.

Наиболее полно задача одновременного решения уравнений гидродинамики и химической кинетики была решена в работе Gerola h Glassgold [21]. Ее авторы построили самосогласованную одномерную гидродинамическую модель самогравитирующего межзвездного облака, включив в нее ряд механизмов нагрева и охлаждения газа, а также несколько химических реакций, определяющих содержание 14 атомов, ионов и молекул. Содержание еще около 30 составляющих оценивалось по приближенным формулам. Авторы планировали использовать эту модель для решения различных астрофизических задач, но их работа осталась незавершенной.

В серии работ Ciolek & Mouschovias (напр. [22]) и в работе Desch к. Мои-schovias [23] рассмотрена эволюция коллапсирующего облака в магнитном поле с учетом амбиполярной диффузии. Поскольку содержание электронов в подобных объектах определяется обилием молекулярных ионов, в указанных работах степень ионизации рассчитывается с помощью упрощенной химической модели, однако делается предположение о химическом равновесии. Ограниченность этого подхода не позволяет воспроизводить в его рамках обилия наблюдаемых молекул и исследовать зависимость динамики замагниченного облака от эволюционных свойств его молекулярного состава.

Другим важным аспектом эволюции замагниченных дозвездных облаков являются параметры магнитного поля в них. В их определении также оказываются незаменимыми наблюдения молекулярных линий и пыли. Первые данные о поляризации излучения света звезд в межзвездном пространстве (напр. [24]) позволяли надеяться, что и о магнитных полях в молекулярных облаках можно будет судить по поляриметрическим наблюдениям фоновых звезд. Однако более поздние исследования показали, что ориентация пылинок в молекулярных облаках становится более хаотической, чем в МЗС [25]. Вопрос о том, насколько этот факт связан с усложнением структуры магнитного поля в молекулярных облаках и как согласовать его с поляризацией собственного излучения пыли, остается открытым.

Сложная структура магнитного поля в областях звездообразования отражается и на форме молекулярных линий. Повышение чувствительности и углового разрешения наблюдательной техники предъявляет повышенные требования к моделям образования спектральных линий и к методам их интерпретации.

Все это подчеркивает актуальность представленной работы, в которой преследовались следующие основные цели.

Цели диссертации

1. Разработка модели химической эволюции межзвездной среды, включающей наиболее современные данные о химических реакциях в газовой фазе и на поверхностях пылинок, а также о физических процессах, обеспечивающих обмен веществом между газовой и пылевой фазами. Тестирование модели путем сравнения теоретических содержаний различных молекул с наблюдаемым химическим составом молекулярных облаков.

2. Анализ базы данных о скоростях химических реакций UMIST 95: разработка методов выбора из нее подгрупп реакций и процессов, отвечающих за эволюцию содержания отдельных компонентов, важных с динамической точки зрения. Исследование влияния ошибок в константах скоростей химических реакций на результаты моделирования.

3. Построение самосогласованной химико-динамической модели коллапса дозвездного ядра, контролируемого амбиполярной диффузией. Исследование различных факторов, определяющих наблюдаемые общие и индивидуальные черты химической и кинематической структуры дозвездных ядер.

4. Построение самосогласованной химико-динамической модели эволюции дозвездного ядра в поле внешнего излучения. Изучение роли УФ-поля в формировании спектра масс протозвездных объектов и в формировании химической структуры переходной области между коллапсирующим ядром и его нагретой расширяющейся оболочкой.

5. Разработка и применение методов определения параметров турбулентного магнитного поля в областях звездообразования по поляриметрическим наблюдениям теплового и мазерного излучения молекул, а также теплового излучения пыли.

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Общий объем диссертации 294 страницы, включая 80 рисунков, 35 таблиц и список литературы из 248 наименований.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Вибе Д.З., Шематович В.И., Шустов Б.М. Химическая и динамическая эволюция протозвездных облаков. I. Начальные стадии коллапса // Астрой. журн. 1996. Т.73. С.702-716.

2. Shematovich V.I., Shustov В.М., Wiebe D.S. Self-consistent numerical model of dynamical and chemical evolution of dense molecular clouds // Труды Симпозиума MAC No. 178 «Molecules in Astrophysics: Probes & Processes». Ред. D.J.Jansen, M.R.Hogerheijde, E.F. van Dishoeck. Leiden: Sterrewacht, 1996. P.229-230.

3. Shematovich V.I., Shustov B.M., Wiebe D.S. Self-consistent model of chemical and dynamical evolution of protostellar clouds // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997. V.292. P.601-610.

4. Шематович В.И., Вибе Д.З., Шустов Б.М. Химическая и динамическая эволюция протозвездных облаков. Химия на ранней стадии коллапса // Астрон. журн. 1999. Т.76. С.738-750.

5. Соболев A.M., Вибе Д.З. Мазеры и турбулентность // Труды 28-й международной студенческой научной конференции «Физика Космоса». Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 1999. С. 15-16.

6. Вибе Д.З., Ватсон У.Д. Поляризация света звезд в плотных межзвездных облаках // Труды 29-й студенческой научной конференции «Физика Космоса». Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 2000. С.111.

7. Шематович В.И., Вибе Д.З., Шустов Б.М. Химическая и динамическая эволюция протозвезд // Труды Всероссийской конференции «Астрофизика на рубеже веков». Москва: «ЯНУС-К», 2001. С.307-311.

8. Watson W.D., Wiebe D.S., Crutcher R.M. Irregular magnetic fields in interstellar clouds and variations in the observed circular polarization of spectral lines // Astrophys. J. 2001. V.549. P.377-385.

9. Wiebe D.S., Watson W.D. Irregular magnetic fields in interstellar clouds and the linear polarization of starlight // Astrophys. J. Letters. 2001. V.549. P.L115-L118.

10. Li Z.-Y., Shematovich V.I., Wiebe D.S., 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.569. P.792-802.

11. Wiebe D., Semenov D., Henning Th. Chemistry in star-forming regions: making complex modeling feasible // Communications of the Konkoly Observatory. 2003. Труды конференции «The interaction of stars with their environment II.». Ред. Cs. Kiss, M. Кип, V. Kônyves. P.67-74.

12. Semenov D., Wiebe D., Henning Th. Reducing and analyzing chemical networks // Communications of the Konkoly Observatory. 2003. Труды конференции «The interaction of stars with their environment И.». Ред. Cs. Kiss, M. Кип, V. Kônyves. P.59-66.

13. Павлюченков Я.H., Шустов Б.М., Шематович В.И., Вибе Д.З., Ли Жи-Юн. Химико-динамическая модель дозвездного ядра L1544: сравнение модельных и наблюдаемых спектров излучения С180, НСО+ и CS // Астрон. журн. 2003. Т.80. С.202-211.

14. Wiebe D., Semenov D., Henning Th. Reduction of chemical networks. I. The case of molecular clouds // Astron. and Astrophys. 2003. V.399. P. 197-210.

15. Shematovich V.I., Wiebe D.S., Shustov B.M., Li Z.-Y. A coupled dynamical and chemical model of starless cores of magnetized molecular clouds. II. Chemical differentiation // Astrophys. J. 2003. V.588. P.894-909.

16. Вибе Д.З. Химия звездообразования // Труды 32-й Международной студенческой научной конференции «Физика Космоса». Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 2003. С.41-59.

17. Shematovich V.I., Wiebe D.S., Shustov В.М., Pavlyuchenkov Ya.N., Li Z.Y. Chemical differentiation in strongly magnetized starless cores // Труды конференции «Chemistry as a diagnostics of star formation». Ред. Ch.L. Curry, M. Fich. Ottawa: NRC Research Press, 2003. P.97-102.

18. Вибе Д.З. Поляриметрия пыли // Труды 33-й Международной студенческой научной конференции «Физика Космоса». Екатеринбург: Изд-во Уральского университета, 2004. С.30-42.

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

20. Watson W.D., Wiebe D.S., McKinney J.C., Gammie Ch.F. Anisotropy of magnetohydrodynamic turbulence and the polarized spectra of OH masers // Astrophys. J. 2004. V.604. P.707-716.

21. Васюнин А.И., Соболев A.M., Вибе Д.З., Семенов Д.А. О влиянии неточностей скоростей химических реакций на результаты астрохимического моделирования // Письма в АЖ. 2004. Т.ЗО. С.623-634.

22. Кирсанова М.С., Вибе Д.З. Влияние скорости ионизации на химический состав плотных ядер темных молекулярных облаков // Астрон. журн. 2004. Т.81. С.777-788.

23. Wiebe D.S., Watson W.D. Irregular magnetic fields and the linear polarization of dust thermal emission // Bull. Amer. Astron. Soc. 2003. V.35. No.3. 29.02.

24. Shustov В., Pavlyuchenkov Y., Shematovich V., Wiebe D., Henning Th., Semenov D., Launhardt R. Towards consistent models of starless cores // Книга абстрактов Симпозиума MAC No 211 «Star Formation at High Angular Resolution». 2003. P.289.

25. Henning Th., Semenov D., Wiebe D. The ionization state of protoplanetary disks: the chemical view // Proceedings of the 4th Cologne-Bonn Zermatt Symposium. 2004.

26. Vasyunin A.I., Sobolev A.M., Wiebe D.S., Semenov D.A. On the influence of uncertainties in chemical reaction rates on results of the astrochemical modelling // Proceedings of the 4th Cologne-Bonn Zermatt Symposium. 2004.

27. Watson W.D., Wiebe D.S., McKinney J.C., Gammie C.F. Anisotropy of magnetohydrodynamic turbulence and the polarized spectra of OH masers Bull. Amer. Astron. Soc. 2004. V.35. No.5. 110.13.

28. Вибе Д. 3., Уотсон У. Поляриметрия пыли и нерегулярное магнитное поле в областях звездообразования // Труды Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга. 2004. Т.75. С.125-126.

29. Вибе Д.З., Шустов Б.М., Павлюченков Я.Н. Моделирование дозвездных ядер молекулярных облаков // Труды Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга. 2004. Т.75. С. 143-144.

30. Wiebe D.S., Watson W.D. Irregular magnetic fields and the far-infrared polarimetry of dust emission from interstellar clouds // Astrophys. J. 2004. V.615. P.300-314.

31. Wiebe D., Semenov D., Henning Th. Ionization structure of protoplanetary disks from the chemical perspective // Bait. Astron. 2004. V.13. P.459-463.

В совместных работах роль автора является либо ведущей, либо равной. В список положений, выносимых на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых вклад автора диссертации в проведенные исследования был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов. Научным консультантом диссертации был д.ф.-м.н. Б.М. Шустов.

Результаты, выносимые на защиту

1. Модель химической эволюции МЗС с учетом процессов на поверхности пылинок и взаимодействия между газом и пылью, действующая в широком диапазоне физических условий.

2. Методика анализа химических баз данных с целью выявления реакций и компонентов, важных для решения конкретной задачи.

3. Самосогласованная модель химической и динамической эволюции до-звездного сгустка в присутствии магнитного поля.

4. Выявление причин наблюдаемых различий в химическом составе ряда дозвездных ядер, в частности, причин различного распределения азото-содержащих молекул.

5. Самосогласованная модель химической и динамической эволюции до-звездного сгустка во внешнем поле УФ-излучения.

6. Методика определения параметров турбулентного магнитного поля по поляриметрическим наблюдениям тепловых атомарных и молекулярных линий.

7. Модель поляриметрических свойств ансамбля несферических пылевых частиц, ориентированных турбулентным магнитным полем.

8. Модель поляризации мазеров ОН в среде с МГД-турбулентностью.

Автор выражает свою признательность Б.М. Шустову, О.П. Пыльской, В.И. Шематовичу, Я.Н. Павлюченкову, Д.А. Семенову, М.С. Кирсановой, А.И. Васюнину, A.M. Соболеву, В. Ватсону, Р. Кратчеру, Ч. Гамми, Т. Хен-нингу.

Заключение

Научная новизна

В работе впервые сделано следующее.

1. Построена модель химической эволюции газовой и пылевой фаз МЗС, пригодная для использования в широком диапазоне внешних условий, включающих интенсивность фонового УФ-излучения и потока космических лучей.

2. Предложены методы анализа химических баз данных. С их помощью из полного набора химических реакций и процессов выделены процессы, отвечающие за эволюцию содержания молекулы СО и степени ионизации в различных астрофизических объектах. Проанализировано влияние ошибок констант химических реакций на результаты моделирования химической эволюции МЗС.

3. Детально исследована теоретическая ионизационная структура прото-планетного диска. Показано, что в различных областях диска эволюция степени ионизации описывается ограниченными наборами реакций и процессов, однако эти наборы существенно различаются между собой. В срединной области диска и в поверхностном слое («фотосфере») время достижения ионизационного равновесия не превышает 1000 лет, соответственно, при МГД-моделировании этих областей возможно использование равновесного значения хе. В промежуточном слое ионизационное равновесие иногда не достигается на протяжении миллиона лет. Для адекватного моделирования ионизационной структуры этого региона необходима эволюционная модель, включающая около ста компонентов и сравнимое количество реакций.

4. Исследованы различные аспекты динамической и химической эволюции дозвездного ядра в присутствии магнитного поля. Показано, что модели, в которых учитывается замедление коллапса магнитным полем в шкале амбиполярной диффузии, в целом, лучше воспроизводят наблюдаемый химический состав дозвездных ядер, чем модели коллапса в динамической шкале.

5. Исследована динамическая и химическая эволюция дозвездного сгустка в поле внешнего УФ-излучения. Показано, что даже среднее межзвездное УФ-поле является более важным динамическим фактором, чем самогравитация сгустка и может играть существенную роль в саморегуляции звездообразования в Галактике и в формировании спектра масс протозвездных объектов.

6. Показано, что наблюдательные данные о поляризации света звезд ориентированными несферическими пылинками в МО и данные о поляризации собственного излучения пыли согласуются с моделью, в которой регулярный и турбулентный компоненты магнитного поля в областях звездообразования примерно равны между собой. Модель МГД-турбулентности с сопоставимыми по величине регулярным и хаотическим магнитными полями объясняет также наблюдаемые поляриметрические свойства ОН-мазеров.

7. Предложен способ определения относительной величины турбулентного магнитного поля по наблюдениям круговой поляризации тепловых молекулярных линий.

Научная и практическая ценность

Результаты, полученные в диссертации, важны для определения параметров как молекулярных облаков в целом, так и отдельных дозвездных сгустков. Моделирование влияния УФ-излучения на эволюцию дозвездных сгустков важно также для исследования особенностей звездообразования в Галактике.

1. Ward-Thompson D. Isolated star formation: from cloud formation to core collapse // Science. 2002. V.295. P.76-81.

2. Ballesteros-Paredes J., Klessen R.S., Vazquez-Semadeni E. Dynamic cores in hydrostatic disguise // Astrophys. J. 2003. V.592. P.188-202.

3. Hartmann L., Ballesteros-Paredes J., Bergin E.A. Rapid formation of molecular clouds and stars in the solar neighborhood // Astrophys. J. 2001. V.562. P.852-868.

4. Rana N.C. Chemical evolution of the galaxy // Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 1991. V.29. P. 129-162.

5. Pringle J.E., Allen R.J., Lubow S.H. The formation of molecular clouds // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2001. V.327. P.663-668.

6. Варшалович Д. А. Межзвездные молекулы //В сборнике «Астрофизика и космическая физика». Ред. Сюняев Р.А. Москва: Физматлит, 1982. С.135-185.

7. Tafalla М., Myers Р.С., Caselli P., Walmsley C.M., Comito С. Systematic molecular differentiation in starless cores // Astrophys. J. 2002. V.569. P.815-835.

8. Hasegawa T.I., Herbst E. New gas-grain chemical models of quiescent dense interstellar clouds: the effect of H2 tunnelling reactions and cosmic ray induced desorption // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1993. V.261. P.83-102.

9. Bergin E.A., Langer W.D., Goldsmith P.F. Gas-phase chemistry in dense interstellar clouds including grain surface molecular depletion and desorption // Astrophys. J. 1995. V.441. P.222-243.

10. Tielens A.G.G.M., Hollenbach D. Photodissociation regions. I. Basic model // Astrophys. J. 1985. V.291. P.722-754.

11. Hasegava T.I. Hydrostatic models of Bok globules // Publ. Astron. Soc. Jap. 1988. V.40. P.219-247.

12. Sternberg A., Dalgarno A. Chemistry in dense photon-dominated regions // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1995. V.99. P.565-607.

13. Terzieva R., Herbst E. The sensitivity of gas-phase chemical models of interstellar clouds to С and O. Elemental abundances and to a new formation mechanism for ammonia // Astrophys. J. 1998. V.501. P.207-220.

14. Jonkheid В., Faas F.G.A., van Zadelhoff G.-J., van Dishoeck E.F. The gas temperature in flaring disks around pre-main sequence stars // Astron. and Astrophys. 2004. В печати (astro-ph /0408503).

15. Chièze J.P., Pineau des Forêts G., Herbst E. The gas-phase chemistry of organic molecules in interstellar clouds with dynamical mixing // Astrophys. J. 1991. V.373. P. 110-122.

16. Prasad S.S., Heere K.R., Tarafdar S.P. Dynamical evolution and molecular abundances of interstellar clouds // Astrophys. J. 1991. V.373. P.123-136.

17. Bergin E.A., Langer W.D. Chemical evolution in preprotostellar and protostellar cores // Astrophys. J. 1997. V.486. P.316-328.

18. Aikawa Y., Ohashi N., Inutsuka S., Herbst E., Takakuwa S. Molecular evolution in collapsing prestellar cores // Astrophys. J. 2001. V.552. P.639-653.

19. Aikawa Y., Ohashi N., Herbst E. Molecular evolution in collapsing prestellar cores. II. The effect of grain-surface reactions // Astrophys. J. 2003. V.593. P.906-924.

20. Aikawa Y., Herbst E., Roberts H., Caselli P. Molecular evolution in collapsing prestellar cores. III. Contraction of a Bonnor-Ebert sphere // Astrophys. J. 2005. В печати.

21. Gerola H., Glassgold A.E. Molecular evolution of contracting clouds: basic methods and initial results // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1978. V.37. P.l-25.

22. Ciolek G.E., Mouschovias T.Ch. Ambipolar diffusion, interstellar dust, and the formation of cloud cores and protostars. IV. Effect of ultraviolet ionization and magnetically controlled infall rate // Astrophys. J. 1995. V.454. P.194-216.

23. Desch S.J., Mouschovias T.Ch. The magnetic decoupling stage of star formation // Astrophys. J. 2001. V.550. P.314-333.

24. Hiltner W.A. On the presence of polarization in the continuous radiation of stars // Astrophys. J. 1949. V.109. P.471.

25. Goodman A.A., Jones T.J., Lada E.A., Myers P.C. Does near-infrared polarimetry reveal the magnetic field in cold dark clouds? // Astrophys. J. 1995. V.448. P.748-765.

26. Le Teuff Y.H., Millar T.J., Markwick A.J. The UMIST database for astro chemistry 1999 // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 2000. V.146. P.157-168.

27. Lee H.-H., Roueff E., Pineau des Forêts G., Shalabiea О.M. et al. Bistability in large chemical networks: a global view // Astron. and Astrophys. 1998. V.334. P.1047-1055.

28. Willacy К., Klahr H.H., Millar T.J., Henning Th. Gas and grain chemistry in a protoplanetary disk // Astron. and Astrophys. 1998. V.338. P.995-1005.

29. Herbst E., Klemperer W. The formation and depletion of molecules in dense interstellar clouds // Astrophys. J. 1973. V.185. P.505-533.

30. Hasegawa T.I., Herbst E., Leung C.M. Models of gas-grain chemistry in dense interstellar clouds with complex organic molecules // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1992. V.82. P.167-195.

31. Draine B.T. Photoelectric heating of interstellar gas // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1978. V.36. P.595-619.

32. Smith I.W.M., Herbst E., Chang Q. Rapid neutral-neutral reactions at low temperatures: a new network and first results for TMC-1 // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2004. V.350. P.323-330.

33. Herbst E. Chemistry in the interstellar medium // Ann. Rev. Phys. Chem. 1995. V.46. P.27-54.

34. Millar T.J., Farquhar P.R.A., Willacy K. The UMIST database for astrochemistry 1995 // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 1997. V.121. P.139-185.

35. Glassgold A.E., Najita J., Igea J. X-Ray ionization of protoplanetary disks // Astrophys. J. 1997. V.480. P.344-350.

36. Werner M.W. Ionization equilibrium of carbon in interstellar clouds // Astrophys. Letters. 1970. V.6. P.81-85.

37. Prasad S.S., Tarafdar S.P. UV radiation field inside dense clouds — Its possible existence and chemical implications // Astrophys. J. 1983. V.267. P.603-609.

38. Gredel R., Lepp S., Dalgarno A. The C/CO ratio in dense interstellar clouds // Astrophys. J. 1987. V.323. P.L137-L139.

39. Gredel R., Lepp S., Dalgarno A., Herbst E. Cosmic-ray-induced photodissociation and photoionization rates of interstellar molecules // Astrophys. J. 1989. V.347. P.289-293.

40. Gibb E.L., Whittet D.C.B., Boogert A.C.A., Tielens A.G.G.M. Interstellar ice: the infrared space observatory legacy // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2004. V.151. P.35-73.

41. Turner B.E. A common gas-phase chemistry for diffuse, translucent, and dense clouds? // Astrophys. J. 2000. V.542. P.837-860.

42. Herbst E., Shematovich V.l. New approaches to the modelling of surface chemistry on interstellar grains. // Astrophys. Space Sei. 2003. V.285. P.725-735.

43. Willacy К., Williams D.A., Duley W.W. Desorption of grain mantles in quiescent dark clouds by H2 formation // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1994. V.267. P.949-999.

44. Hollenbach D.J., McKee C.F. Molecule formation and infrared emission in fast interstellar shocks. I Physical processes // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1979. V.41. P.555-592.

45. Burke J.R., Hollenbach D. The gas-grain interaction in the interstellar medium — Thermal accommodation and trapping // Astrophys. J. 1983. V.265. P.223-234.

46. Léger A., Jura M., Omont A. Desorption from interstellar grains // Astron. and Astrophys. 1985. V.144. P.147-160.

47. Walmsley C.M., Pineau des Forêts G., Flower D.R. Silicon chemistry in PDRs. // Astron. and Astrophys. 1999. V.342. P.542-550.

48. Westley M.S., Baragiola R.A., Johnson R.E., Baratta G.A. Photodesorption from low-temperature water ice in interstellar and circumsolar grains // Nature. 1995. V.373. P.405-407.

49. Umebayashi T., Nakano T. Recombination of ions and electrons on grains and the ionization degree in dense interstellar clouds // Publ. Astron. Soc. Jap. 1980. V.32. P.405-421.

50. Арушанян О.Б., Залеткин С.Ф. Численное решение обыкновенных дифференциальных уравнений на Фортране. М: Издательство МГУ, 1990.

51. Mestel L., Spitzer L. Star formation in magnetic dust clouds // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1956. V.116. P.503-514.

52. Balbus S.A. Enhanced angular momentum transport in accretion disks // Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 2003. V.41. P.555-597.

53. Gammie Ch. Layered accretion in T Tauri disks // Astrophys. J. 1996. V.457. P.355-362.

54. Fleming T., Stone J.M. Local magnetohydrodynamic models of layered accretion disks // Astrophys. J. 2003. V.585. P.908-920.

55. Fromang S., Terquem C., Balbus S.A. The ionization fraction in a models of protoplanetary discs // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2002. V.329. P.18-28.

56. Sano T., Miyama Sh.M., Umebayashi T., Nakano T. Magnetorotational instability in protoplanetary disks. II. Ionization state and unstable regions // Astrophys. J. 2000. V.543. P.486-501.

57. Ruffle D.R, Rae J.G.L., Pilling M.J., Hartquist T.W., Herbst E. A network for interstellar CO — The first application of objective reduction techniques in astrochemistry // Astron. and Astrophys. 2002. V.381. P.L13-L16.

58. Rae J.G.L., Bell N., Hartquist T.W., Pilling M.J., Ruffle D.P. Reduced networks governing the fractional ionisation in interstellar molecular clouds // Astron. and Astrophys. 2002. V.383. P.738-746.

59. Genzel R. Physics and chemistry of molecular clouds // В сборнике «The galactic interstellar medium» (Saas-Fee Advanced Course 21). Ред. Pfenniger D., Bartholdi P. Berlin: Springer-Verlag, 1991. P.275.

60. Grevesse N., Sauval A.J. Standard solar composition // Space Science Reviews. 1998. V.85. P. 161-174.

61. Oppenheimer M., Dalgarno A. The fractional ionization in dense interstellar clouds // Astrophys. J. 1974. V.192. P.29-32.

62. Bauer I., Finocchi F., Duschl W.J., Gail H.-P., Schloeder J.P. Simulation of chemical reactions and dust destruction in protoplanetary accretion disks // Astron. and Astrophys. 1997. V.317. P.273-289.

63. Aikawa Y., Herbst E. Molecular evolution in protoplanetary disks. Two-dimensional distributions and column densities of gaseous molecules // Astron. and Astrophys. 1999. V.351. P.233-246.

64. Aikawa Y., van Zadelhoff G.J., van Dishoeck E.F., Herbst E. Warm molecular layers in protoplanetary disks // Astron. and Astrophys. 2002. V. 386. P. 622-632.

65. Terzieva R., Herbst E. Erratum. The sensitivity of gas-phase chemical models of interstellar clouds to С and O. Elemental abundances and to a new formation mechanism for ammonia // Astrophys. J. 1998. V.509. P.932-932.

66. Roberts H., Herbst E. The abundance of gaseous H2O and O2 in cores of dense interstellar clouds // Astron. and Astrophys. 2002. V.395. P.233-242.

67. Ohishi M., Irvine W.M., Kaifu N. Molecular abundance variations among and within cold, dark molecular clouds // Труды Симпозиума MAC No. 150 «Astrochemistry of Cosmic Phenomena». Ред. P.D.Singh. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers, 1992. P.171-177.

68. Langer W.D., Velusamy Т., Kuiper T.B.H., Peng R., McCarthy M.C. First astronomical detection of the cumulene carbon chain molecule H2C6 in TMC-1 // Astrophys. J. 1997. V.480. P.L63-L66.

69. D'Alessio P., Calvet N., Hartmann L., Lizano S., Canto J. Accretion disks around young objects. II. Tests of well-mixed models with ISM dust // Astrophys. J. 1999. V.527. P.893-909.

70. Glassgold A.E., Najita J., Igea J. X-ray ionization of protoplanetary disks // Astrophys. J. 1997. V.480. P.344-350.

71. Markwick A.J., Ilgner M., Millar T.J., Henning Th. Molecular distributions in the inner regions of protostellar disks // Astron. and Astrophys. 2002. V.385. P.632-646.

72. Willacy K., Langer W.D. The importance of photoprocessing in protoplanetary disks // Astrophys. J. 2000. V.544. P.903-920.

73. Chiang E.I., Goldreich P. Spectral energy distributions of T Tauri stars with passive circumstellar disks // Astrophys. J. 1997. V.490. P.368-376.

74. Hayashi C. Structure of the solar nebula, growth and decay of magnetic fields and effects of magnetic and turbulent viscosities on the nebula // Prog. Theor. Phys. Suppl. 1981. V.70. P.35-53.

75. Igea J., Glassgold A.E. X-ray ionization of the disks of young stellar objects // Astrophys. J. 1999. V.518. P.848-858.

76. Blaes O.M., Balbus S.A. Local shear instabilities in weakly ionized, weakly magnetized disks // Astrophys. J. 1994. V.421. P.163-177.

77. Regos E. Magnetic viscosity in weakly ionized protostellar discs // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997. V.286. P.97-103.

78. Reyes-Ruiz M. The magnetorotational instability across the dead zone of protoplanetary disks // Astrophys. J. 2001. V.547. P.465-474.

79. Glassgold A.E., Lucas R., Omont A. Molecular ions in the circumstellar envelope of IRC+10216 // Astron. and Astrophys. 1986. V.157. P.35-48.

80. Shu F.H., Adams F.C., Lizano S. Star formation in molecular clouds: observations and theory // Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 1987. V.25. P.23-81.

81. Дудоров A.E., Сазонов Ю.В. // Научн. инф. Астросовета АН СССР. 1987. Т.42. С.110.

82. Tafalla М., Myers Р.С., Caselli P., Walmsley C.M. On the internal structure of starless cores. I. Physical conditions and the distribution of CO, CS, N2H+, and NH3 in L1498 and L1517B // Astron. and Astrophys. 2004. V.416. P.191-212.

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

84. Caselli P., Walmsley C M., Zucconi A., Tafalla M., Dore L., Myers P.C. Molecular ions in L1544. II. The ionization degree // Astrophys. J. 2002. V.565. P.344-358.

85. Elias J.H. A study of the Taurus dark cloud complex // Astrophys. J. 1978. V.224. P.857-872.

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

87. Williams J.P., Myers P.C., Wilner D.J., di Francesco J. A high-resolution study of the slowly contracting, starless core L1544 // Astrophys. J. 1999. V.513. P.L61-L64.

88. Bacmann A., André P., Puget J.-L., Abergel A., Bontemps S., Ward-Thompson D. An ISOCAM absorption survey of the structure of pre-stellar cloud cores // Astron. and Astrophys. 2000. V.361. P.555-580.

89. Ciolek G.E., Basu S. Consistency of ambipolar diffusion models with infall in the L1544 protostellar core // Astrophys. J. 2000. V.529. P.925-931.

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

91. Caselli P., Benson P.J., Myers P.C., Tafalla M. Dense cores in dark clouds. XIV. N2H+ (1-0) maps of dense cloud cores // Astrophys. J. 2002. V.572. P.238-263.

92. Bacmann A., Lefloch B., Ceccarelli C., Castets A., Steinacker J., Loinard L. The degree of CO depletion in pre-stellar cores // Astron. and Astrophys. 2002. V.389. P.L6-L10.

93. Crutcher R., Troland Th. OH Zeeman measurement of the magnetic field in the L1544 core // Astrophys. J. 2000. V.537. P.L139-L142.

94. Ward-Thompson D., Kirk J.M., Crutcher R.M., Greaves J.S., Holland W.S., André P. First observations of the magnetic field geometry in prestellar cores // Astrophys. J. 2000. V.537. P.L135-L138.

95. Larson R.B. Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1969. V.145. P.271-295.

96. Pension M.V. Dynamics of self-gravitating gaseous spheres III. Analytical results in the free-fall of isothermal cases // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1969. V.144. P.425-448.

97. Lee C.-W., Myers P.C., Tafalla M. A survey for infall motions toward starless cores. II. CS (2-1) and N2H+ (1-0) mapping observations // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2001. V.136. P.703-734.

98. Ciolek G.E., Mouschovias T.Ch. Ambipolar diffusion, interstellar dust, and the formation of cloud cores and protostars. I. Basic physics and formulation of the problem // Astro-phys. J. 1993. V.418. P.774-793.

99. Boss A.P. Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. V. Loss of Magnetic Field Support // Astrophys. J. 1997. V.483. P.309-319.

100. Nakano T., Nishi R., Umebayashi T. Mechanism of magnetic flux loss in molecular clouds // Astrophys. J. 2002. V.573. P.199-214.

101. Safier P.N., McKee Ch.F., Stahler S.W. Star formation in cold, spherical magnetized molecular clouds // Astrophys. J. 1997. V.485. P.660-679.

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

103. Li Z.-Y. A spherical model for starless cores of magnetic molecular clouds and dynamical effects of dust grains // Astrophys. J. 1999. V.526. P.806-818.

104. Brown P.N., Byrne G.D., Hindmarsh A.C. VODE: a variable-coefficient ODE solver // SIAM J. Sci. Stat. Comput. 1989. V.10. P.1038-1051.

105. Ruffle D.P., Hartquist T.W., Taylor S.D., Williams D.A. Cyanopolyynes as indicators of late-time chemistry and depletions in star-forming regions // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997. V.291. P.235-240.

106. Ruffle D.P., Hartquist T.W., Caselli P., Williams D.A. The sulphur depletion problem // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1999. V.306. P.691-695.

107. Ward-Thompson D., Motte F., André P. The initial conditions of isolated star formation — III. Millimetre continuum mapping of pre-stellar cores // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1999. V.305. P.143-150.

108. Suzuki H., Yamamoto S., Ohishi M., Kaifu N., Ishikawa S., Hirahara Y., Takano S. A survey of CCS, hc3n, HC5N, and nh3 toward dark cloud cores and their production chemistry // Astrophys. J. 1992. V.392. P.551-570.

109. Ruffle D.P., Hartquist T.W., Caselli P., Williams D.A. The sulphur depletion problem // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1999. V.306. P.691-695.

110. Millar T.J., Flores J.R., Markwick A.J. Sulphur-bearing carbon chains in IRC+10216 // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2001. V. 327. P.1173-1177.

111. Aikawa Y., Ohashi N., Herbst E. Molecular evolution in collapsing prestellar cores. II. The effect of grain-surface reactions // Astrophys. J. 2003. V.593. P.906-924.

112. Bergin E.A., Alves J., Huard T., Lada C.J. N2H+ and C180 depletion in a cold dark cloud // Astrophys. J. 2002. V.570. P.L101-L104.

113. Di Francesco J., Hogerheijde M.R., Welch W.J., Bergin E.A. Abundances of molecular species in Barnard 68 // Astron. J. 2002. V.124. P.2749-2755.

114. Lai S.-P., Velusamy Т., Langer W.D., Kuiper T.B.H. The physical and chemical status of pre-protostellar core B68 // Astron. J. 2003. V.126. P.311-318.

115. Pagani L., Apponi A.J., Bacmann A., Cambresy L. et al. L183 (L134N), dust, gas, and depletion // Труды конференции SF2A-2003: Semaine de l'Astrophysique Francaise. Ред. F. Combes, D. Barret, T. Contini. EDP-Sciences Conference Series, 2004. P.237-240.

116. Lee J.-E., Evans N.I., Shirley Y.L., Tatematsu K. Chemistry and dynamics in pre-protostellar cores // Astrophys. J. 2003. V.583. P.789-808.

117. Hirota Т., Ito Т., Yamamoto S. L1521E: a starless core in the early evolutionary stage? // Astrophys. J. 2002. V.565. P.359-363.

118. Farquhar P.R.A., Millar T.J., Herbst E. The effect of varying cosmic-ray ionization rates on dark cloud chemistry // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1994. V.269. P.641-648.

119. Lepp S., Dalgarno A. X-ray-induced chemistry of interstellar clouds // Astron. and Astrophys. 1996. V.306. P.L21-L24.

120. Williams J.P., Bergin E.A., Caselli P., Myers P.C., Plume R. The ionization fraction in dense molecular gas. I. Low-mass cores // Astrophys. J. 1998. V.503. P.689-699.

121. El-Nawawy M.S., Howe D.A., Millar T.J. Chemical evolution in collapsing cores // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997. V.292. P.481-489.

122. Alves J.F., Lada C.J., Lada E.A. Internal structure of a cold dark molecular cloud inferred from the extinction of background starlight // Nature. 2001. V.409. P.159-161.

123. Bergin E.A., Snell R.L. Sensitive limits on the water abundance in cold low-mass molecular cores // Astrophys. J. 2002. V.581. L105-L108.

124. Snell R.L., Howe J.E., Ashby M.L.N., Bergin E.A. et al. Water abundance in molecular cloud cores // Astrophys. J. 2000. V.539. L101-L105.

125. Charnley S.B., Rodgers S.D. The end of interstellar chemistry as the origin of nitrogen in comets and meteorites // Astrophys. J. 2002. V.569. P.L133-L137.

126. Turner B.E., Pirogov L., Minh Y.C. The physics and chemistry of small translucent molecular clouds. VIII. HCN and HNC // Astrophys. J. 1997. V.483. P.235-261.

127. Liseau R., Larsson В., Brandeker A., Bergman P. et al. First detection of NH3 (10 —> 00) from a low mass cloud core. On the low ammonia abundance of the p Oph A core // Astron. and Astrophys. 2003. V.402. L73-L76.

128. Gibb E.L., Whittet D.C.B., Chiar J.E. Searching for ammonia in grain mantles toward massive young stellar objects // Astrophys. J. 2001. V.558. P.702-716.

129. Hogerheijde M.R., van der Так F.F.S. An accelerated Monte Carlo method to solve two-dimensional radiative transfer and molecular excitation. With applications to axisymmetric models of star formation // Astron. and Astrophys. 2000. V.362. P.697-710.

130. Павлюченков Я.Н., Шустов Б.М. Метод расчета переноса излучения в линиях молекул в приложении к двумерной модели дозвездного ядра L1544 // Астрон. журн. 2004. Т.81. С.348-359.

131. Lee C.W., Myers Р.С., Tafalla М. A survey for infall motions toward starless cores. II. CS (2-1) and N2H+ (1-0) mapping observations // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2001. V.136. P.703-734.

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

133. Ciolek G.E., Basu S. Consistency of ambipolar diffusion models with infall in the L1544 protostellar core // Astrophys. J. 2000. V.529. P.925-931.

134. Stutzki J., Stacey G.J., Genzel R., Harris A.J., JafTe D.T., Lugten J.B. Submillimeter and far-infrared line observations of M17 SW — A clumpy molecular cloud penetrated by ultraviolet radiation // Astrophys. J. 1988. V.332. P.379-399.

135. Padoan P., Willacy K., Langer W., Juvela M. Electron abundance in protostellar cores // Astrophys. J. 2004. V.614. P.203-210.

136. LaRosa T.N. Radiatively induced star formation // Astrophys. J. 1983. V.274. P.815-821.

137. Но P.T.P., Klein R.T., Haschick A.D. Formation of OB clusters: radiation-driven implosion? // Astrophys. J. 1986. V.305. P.714-720.

138. Sugitani K., Tamura M., Ogura K. Young star clusters in bright-rimmed clouds: small scale sequential star formation? // Astrophys. J. 1995. V.455. P.L39-L41.

139. Patel N.A., Xie Т., Goldsmith P.F. Cometary globules in the southeast quadrant of the Rosette nebula // Astrophys. J. 1993. V.413. P.593-603.

140. Дибай Э.А., Каплан С.А. Кумулятивные ударные волны в межзвездном пространстве // Астрон. журн. 1964. Т.41. С.652-656.

141. Kovalenko I., Shchekinov Yu. Heat- and radiative-driven implosion of interstellar clouds. I. Initial dynamics // Astron. Astrophys. Trans. 1992. V.l. P.129-151.

142. Sandford M.T. II, Whitaker R.W., Klein R.I. Radiation-driven implosions in molecular clouds // Astrophys. J. 1982. V.260. P.183-201.

143. Klein R.I., Sandford M.T. II, Whitaker R.W. Star formation within OB subgroups: implosion by multiple sources // Astrophys. J. 1983. V.271. P.L69-L73.

144. Bertoldi F. The photoevaporation of interstellar clouds. I. Radiation-driven implosion // Astrophys. J. 1989. V.346. P.735-755.

145. Bertoldi F., McKee Ch.F. The photoevaporation of interstellar clouds. II. Equilibrium cometary clouds // Astrophys. J. 1990. V.354. P.529-548.

146. McCullough P.R. Observations of photoevaporating interstellar clouds // Ph. D. Thesis. 1993.

147. Lefloch В., Lazareff B. Cometary globules. I. Formation, evolution and morphology // Astron. and Astrophys. 1994. V.289. P.559-578.

148. Каплан С.А., Пикельнер C.B. Межзвездная среда. Москва: Физматлит, 1963.

149. Stone J.M, Norman M.L. ZEUS-2D: a radiation magnetohydrodynamics code for astrophysical flows in two space dimensions. I. The hydrodynamic algorithms and tests // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1992. V.80. P.753-790.

150. Cravens Т.Е., Dalgarno A. Ionization, dissociation, and heating efficiencies of cosmic rays in a gas of molecular hydrogen // Astrophys. J. 1978. V.219. P.750-752.

151. Duley W.W., Williams D.A. The formation of H2 on interstellar dust // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1993. V.260. P.37-42.

152. Shalabiea O.M., Greenberg J.M. Chemical evolution of free-fall collapsing interstellar clouds: pseudo and real time dependent models // Astron. and Astrophys. 1995. V.303. P.233-241.

153. Andersson B.G., Wannier P.G. Warm neutral halos around molecular clouds. VI. Physical and chemical modeling // Astrophys. J. 1993. V.402. P.585-592.

154. Goldsmith P.F., Melnick G.J., Bergin E.A., Howe J.E., Snell R.L. et al. 02 in interstellar molecular clouds // Astrophys. J. 2000. V.539. P.L123-L127.

155. Nummelin A., Whittet D.C.B., Gibb E.L., Gerakines P.A., Chiar J.E. Solid carbon dioxide in regions of low-mass star formation // Astrophys. J. 2001. V.558. P.185-193.

156. Koppen J., Theis Ch., Hensler G. Self-regulated star-formation in chemodynamical models of galaxies // Astron. and Astrophys. 1995. V.296. P.99-109.

157. Stabler S.W. Early stellar evolution // Publ. Astron. Soc. Pacif. 1994. V.108. P.337-343.

158. Wallin J.F., Higdon J.L., Staveley-Smith L. Dynamically induced star formation in galaxies from the passage of globular clusters // Astrophys. J. 1996. V.459. P.555-557.

159. Elmegreen B.G., Lada C.J. Sequential formation of subgroups in OB associations // Astrophys. J. 1977. V.214. P.725-741.

160. Щекинов Ю.А. Об индуцированном звездообразовании // Письма в Астрон. журн. 1987. Т.13. С.862-867.

161. Рябцев А.Д. О скорости волны звездообразования // Письма в Астрон. журн. 1989. Т.15. С.24-28.

162. Коваленко И.Г., Щекинов Ю.А. Взрывной сценарий происхождения звезд населения II // Астрофизика. 1988. Т.29. С.331-344.

163. Cammerer М., Shchekinov Yu. Large-scale self-regulation in star-forming systems // Astron. and Astrophys. 1994. V.283. P.845-857.

164. Hall J.S. Observations of the polarized light from stars // Science. 1949. V.109. P.166.

165. Домбровский B.A. Изучение звездной поляризации в ассоциации Цефея I // ДАН Арм. ССР. 1950. Т.12. С.103.

166. Долгинов А.З., Гнедин Ю.Н., Силантьев Н.А. Распространение и поляризация излучения в космической среде. Москва: Наука, 1979.

167. Myers Р.С., Goodman A.A. On the dispersion in direction of interstellar polarization // Astrophys. J. 1991. V.373. P.509-524.

168. Gerakines P.A., Whittet D.C.B., Lazarian A. Grain alignment in the Taurus dark cloud // Astrophys. J. 1995. V.455. P.L171-L175.

169. Arce H.G., Goodman A. A., Bastien P., Manset N., Sumner M. The polarizing power of the interstellar medium in Taurus // Astrophys. J. 1998. V.499. P.L93-L97.

170. Harjunpáá P., Kaas A.A., Carlqvist P., Gahm G.F. Linear polarization and molecular filamentary clouds // Astron. and Astrophys. 1999. V.349. P.912-926.

171. Dotson J.L., Davidson J., Dowell C.D., Schleuning D.A., Hildebrand R.H. Far-infrared polarimetry of Galactic clouds from the Kuiper Airborne Observatory // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2000. V.128. P.335-370.

172. Hildebrand R.H., Davidson J.A., Dotson J.L., Dowell C.D., Novak G., Vaillancourt J.E. A primer on far-infrared polarimetry // Publ. Astron. Soc. Pacif. 2000. V.112. P.1215-1235.

173. Crutcher R.M., Nutter D.J., Ward-Thompson D., Kirk J.M. SCUBA polarization measurements of the magnetic field strengths in the LI83, L1544, and L43 prestellar cores // Astrophys. J. 2004. V.600. P.279-285.

174. Jones T.J. Grain alignment and the magnetic field geometry in the filamentary dark cloud GF 9 // Astron. J. 2003. V.125. P.3208-3212.

175. Elmegreen B.G., Scalo J. Interstellar turbulence. I. Observations and processes // Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 2004. V.42. P.211-273.

176. Ostriker E.C., Stone J.M., Gammie Ch.F. Density, velocity, and magnetic field structure in turbulent molecular cloud models // Astrophys. J. 2001. V.546. P.980-1005.

177. Heitsch F., Zweibel E.G., MacLow M.M., Li P., Norman M.L. Magnetic field diagnostics based on far-infrared polarimetry: tests using numerical simulations // Astrophys. J.2001. V.561. P.800-814.

178. Padoan P., Goodman A., Draine B.T., Juvela M., Nordlund A., Rognvaldsson O.E. Theoretical models of polarized dust emission from protostellar cores // Astrophys. J. 2001. V.559. P.1005-1018.

179. Dubinski J., Narayan R., Phillips T.G. Turbulence in molecular clouds // Astrophys. J. 1995. V.448. P.226-231.

180. Stone J.M., Ostriker E.C., Gammie C.F. Dissipation in compressible magnetohydrodynamic turbulence // Astrophys. J. 1998. V.508. P.L99-L102.

181. Wardle M., Konigl A. A model for the magnetic field in the molecular disk at the Galactic center // Astrophys. J. 1990. V.362. P.120-134.

182. Jones T.J., Klebe D., Dickey J.M. Infrared polarimetry and the Galactic magnetic field. II. Improved models // Astrophys. J. 1992. V.389. P.602-615.

183. Serkowski K. Interstellar polarization // Proc. IAU Symp. no. 52. 1973. P. 145-152.

184. Mathis J.S. The alignment of interstellar grains // Astrophys. J. 1986. V.308. P.281-287.

185. Matthews B.C., Wilson C.D., Fiege J.D. Magnetic fields in star-forming molecular clouds. II. The depolarization effect in the OMC-3 filament of Orion A // Astrophys. J. 2001. V.562. P.400-423.

186. Momose M., Tamura M., Kameya O., Greaves J.S., Chrysostomou A., Hough J.H., Morino J.-I. Submillimeter imaging polarimetry of the NGC 7538 region // Astrophys. J. 2001. V.555. P.855-862.

187. Akeson R.L., Carlstrom J.E., Phillips J.A., Woody D.P. Millimeter interferometric polarization imaging of the young stellar object NGC 1333/IRAS 4A // Astrophys. J. 1996. V.456. P.L45-L48.

188. Vallée J.P., Bastien P., Greaves J.S. Highly polarized thermal dust emission in the Bok globule CB 068 // Astrophys. J. 2000. V.542. P.352-358.

189. Schleuning D.A. Far-infrared and submillimeter polarization of OMC-1: evidence for magnetically regulated star formation // Astrophys. J. 1998. V.493. P.811-825.

190. Rao R., Crutcher R.M., Plambeck R.L., Wright M.C.H. High-resolution millimeter-wave mapping of linearly polarized dust emission: magnetic field structure in Orion // Astrophys. J. 1998. V.502. P.L75-L78.

191. Lee H.M., Draine В.T. Infrared extinction and polarization due to partially aligned spheroidal grains — Models for the dust toward the BN object // Astrophys. J. 1985. V.290. P.211-228.

192. Vaillancourt J.E. Analysis of the far-infrared/submillimeter polarization spectrum based on temperature maps of Orion // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2002. V.142. P.53-69.

193. Novak G., Dotson J.L., Dowell C.D., Goldsmith P.F., Hildebrand R.H., Piatt S.R., Schleuning D.A. Polarized far-infrared emission from the core and envelope of the Sagittarius B2 molecular cloud // Astrophys. J. 1997. V.487. P.320-327.

194. Schleuning D.A., Vaillancourt J.E., Hildebrand R.H., Dowell C.D., Novak G., Dotson J.L., Davidson J.A. Probing the magnetic field structure in the W3 molecular cloud // Astrophys. J. 2000. V.535. P.913-927.

195. Henning Th., Wolf S., Launhardt R., Waters R. Measurements of the magnetic field geometry and strength in Bok globules // Astrophys. J. 2001. V.561. P.871-879.

196. Hildebrand R.H., Dragovan M. The shapes and alignment properties of interstellar dust grains // Astrophys. J. 1995. V.450. P.663-666.

197. Matthews B.C., Wilson C.D. Magnetic fields in star-forming molecular clouds. V. Submillimeter polarization of the Barnard 1 dark cloud // Astrophys. J. 2002. V.574. P.822-833.

198. Nordlund Â., Padoan P. Super-Alfvénic turbulent fragmentation in molecular clouds // Сборник «Interstellar Turbulence». Ред. J. Franco, A. Carraminana. Cambridge University Press, 1999. P.218.

199. Ossenkopf V., Henning Th. Dust opacities for protostellar cores // Astron. and Astrophys. 1994. V.291. P.943-959.

200. Padoan P., Juvela M., Bally J., Nordlund Â. Synthetic molecular clouds from supersonic magnetohydrodynamic and non-LTE radiative transfer calculations // Astrophys. J. 1998. V.504. P.300-313.

201. Klessen R., Heitsch F., Mac Low M.-M. Gravitational collapse in turbulent molecular clouds. I. Gasdynamical turbulence // Astrophys. J. 2000. V.535. P.887-906.

202. Gull G.E., Houck J.R., McCarthy J.F., Forrest W.J., Harwit M. Far-infrared polarization of the Kleinmann-Low Nebula in Orion // Astron. J. 1978. V.83. P.1440-1444.

203. Larsson В., Liseau R., Men'shchikov A.B., Olofsson G. et al. The ISO-LWS map of the Serpens cloud core. I. The SEDs of the IR/SMM sources // Astron. and Astrophys. 2000. V.363. P.253-268.

204. Mookerjea В., Ghosh S.K., Rengarajan T N., Tandon S.N., Verma R. P. Distribution of cold dust in Orion A and В // Astron. J. 2000. V.120. P.1954-1962.

205. Sandell G. (Sub)mm continuum mapping of NGC 6334 I & I(N). A cobweb of filaments and protostars // Astron. and Astrophys. 2000. V.358. P.242-256.

206. Sandell G., Knee L.B.G. NGC 1333-protostars, dust shells, and triggered star formation // Astrophys. J. 2001. V.546. P.L49-L52.

207. Willacy K., Langer W.D., Allen M. H I: a chemical tracer of turbulent diffusion in molecular clouds // Astrophys. J. 2002. V.573. P.L119-L122.

208. Falgarone E., Lis D.C., Phillips T.G., Pouquet A., Porter D.H., Woodward P.R. Synthesized spectra of turbulent clouds // Astrophys. J. 1994. V.436. P.728-740.

209. Crutcher R.M. Magnetic fields in molecular clouds: observations confront theory // Astrophys. J. 1999. V.520. P.706-713.

210. Goldreich P., Sridhar S. Toward a theory of interstellar turbulence. 2. Strong alfvenic turbulence // Astrophys. J. 1995. V.438. P.763-775.

211. Higdon J.C. Density fluctuations in the interstellar medium: evidence for anisotropic magnetogasdynamic turbulence. I. Model and astrophysical sites // Astrophys. J. 1984. V.285. P.109-123.

212. Cho J., Vishniac E.T. The anisotropy of magnetohydrodynamic Alfvénic turbulence // Astrophys. J. 2000. V.539. P.273-282.

213. Maron J., Goldreich P. Simulations of incompressible magnetohydrodynamic turbulence // Astrophys. J. 2001. V.554. P.1175-1196.

214. Condon E.U., Shortley G.H. 1970, The Theory of Atomic Spectra (Cambridge: Cambridge U. Press)

215. Слыш В.И., Вальц И.Е., Мигенес В. Замагниченный диск вокруг О-звезды: поляризация излучения ОН-мазера // Астрон. журн. 2002. Т.79. Р.240-248.

216. Garcia-Barreto J.A., Burke B.F., Reid M.J., Moran J.M., Haschick A.D., Schilizzi R.T. Magnetic field structure of the star-forming region W3(OH) — VLBI spectral line results // Astrophys. J. 1988. V.326. P.954-966.

217. Argon A.L., Reid M.J., Menten K.M. Interstellar hydroxyl masers in the Galaxy. I. The VLA survey // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2000. V.129. P.159-227.

218. Hutawarakorn В., Cohen R.J., Brebner G.C. OH masers and magnetic fields in the bipolar outflow source W75N // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2002. V.330. P.349-364.

219. Baudry A., Diamond P.J. VLBA polarization observations of the J=7/2, 13.44 GHz OH maser in W3(OH) // Astron. and Astrophys. 1998. V.331. P.697-708.

220. Cook A.H. Determination of direction, frequency, and polarization of radio emission from galactic OH // Nature. 1966. V.211. P.503-504.

221. Шкловский И.С. О природе источников мазерного излучения в линиях ОН // Астрон. журн. 1969. Т.46. С.З.

222. Варшалович Д.А., Бурдюжа В.В. Поляризация излучения космического мазера — ОН // Астрон. журн. 1975. Т.52. С.1178-1186.

223. Cho J., Lazarian A. Compressible MHD turbulence: mode coupling, anisotropics, and scalings // Rev. Мех. Astron. Astrofis. 2003. V.15. P.293-298.

224. Vestuto J.G., Ostriker E.C., Stone J.M. Spectral properties of compressible magnetohydrodynamic turbulence from numerical simulations // Astrophys. J. 2003. V.590. P.858-873.

225. Lithwick Y., Goldreich P. Compressible magnetohydrodynamic turbulence in interstellar plasmas // Astrophys. J. 2001. V.562. P.279-296.

226. Cho J., Lazarian A., Vishniac E.T. Simulations of magnetohydrodynamic turbulence in a strongly magnetized medium // Astrophys. J. 2002. V.564. P.291-301.

227. Goldreich P., Keeley D.A., Kwan J.Y. Astrophysical masers. II. Polarization properties // Astrophys. J. 1973. V.179. P.lll-134.

228. Goldreich P., Keeley D.A., Kwan J.Y. Astrophysical masers. III. Trapped infrared lines and cross-relaxation // Astrophys. J. 1973. V.182. P.55-66.

229. Watson W.D., Wyld H.W. The relationship between the circular polarization and the magnetic field for astrophysical masers with weak Zeeman splitting // Astrophys. J. 2001. V.558. L55-L58.

230. Cesaroni R., Walmsley C.M. OH maser models revisited // Astron. and Astrophys. 1991. V.241. P.537-550.

231. Pavlakis K.G., Kylafis N.D. OH masers as diagnostics of physical conditions in star-forming regions. I. Thermal effects // Astrophys. J. 1996. V.467. P.300-308.

232. Gasiprong N., Cohen R.J., Hutawarakorn B. OH masers and magnetic fields near the cometary HII region G34.3+0.2 // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2002. V.336. P.47-54.

233. Slysh V.I., Migenes V., Val'tts I.E., Lyubchenko S.Yu., Horiuchi S., Altunin V.I., Fomalont E.B., Inoue M. Total linear polarization in the OH maser W75 N: VLBA polarization structure // Astrophys. J. 2002. V.564. P.317-326.

234. Gray M.D., Field D. Polarization in OH masers // Astron. and Astrophys. 1995. V.298. P.243-259.