Химия и динамика газа вблизи молодых массивных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

УДК 524.5

Кирсанова Мария Сергеевна

ХИМИЯ И ДИНАМИКА ГАЗА ВБЛИЗИ МОЛОДЫХ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД

Специальность 01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва - 2009

003479139

Работа выполнена в Учреждении Российской академии наук Институте астрономии РАН

Научный руководитель:

доктор физ.-мат. наук Вибе Дмитрий Зигфридович Официальные оппоненты:

доктор физ.-мат. наук проф. Зинченко Игорь Иванович, кандидат физ.-мат. наук Каленский Сергей Владимирович

Ведущая организация:

Федеральное государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования «Южный федеральный университет»

Защита состоится 2009 г. в ^"часов на заседании Дис-

сертационного совета Д002.023.01 Физического института им. П. Н. Лебедева РАН по адресу: 119991, Москва, Ленинский проспект, д. 53

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Физического института им. П. Н. Лебедева РАН (Москва, Ленинский проспект, д. 53)

Автореферат разослан »2009 г.

Ученый секретарь диссертационного совета: д. ф.-м. н. Ю. А. Ковалев

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Массивные звезды определяют множество явлений, происходящих в нашей Галактике и других галактиках. Они передают межзвездной среде кинетическую и тепловую энергию, а дополнительный момент импульса [1]. Передача энергии и момента импульса от звезд к межзвездной среде происходит при взрывах сверхновых, вместе со звездным ветром, при расширении зон ионизованного водорода (зон НII) и распространении молекулярных истечений вещества от молодых звезд [2]. Излучение как самих массивных звезд, так и окружающего их вещества позволяет изучать строение и эволюцию Галактики и далеких внегалактических объектов. Например, измерения тригонометрических параллаксов мазеров воды и метанола позволяют изучить кривую вращения Галактики [3] и ее спиральную структуру [4].

Образование массивных звезд само по себе представляет важнейшую астрофизическую задачу, которая в настоящий момент еще не решена. В работах по исследованию рождения звезд малых масс уже выделены эволюционные стадии, через которые проходят протозвездные объекты [5], но теория образования массивных звезд так глубоко не разработана. Имеется много доводов в пользу того, что процесс образования массивных звезд не является крупномасштабным аналогом процесса образования звезд малых масс [6]. Одним из характерных признаков областей образования массивных звезд является то, что примерно 15 процентов жизни на Главной Последовательности массивная звезда проводит в родительском облаке [7]. Эта фаза эволюции проходит в несколько этапов: зарождение массивной протозвезды в инфракрасном темном облаке (infrared dark clouds), активный нагрев родительского облака без ионизации газа на стадии горячего молекулярного ядра (hot molecular core), начало ионизации газа родительского облака, возможно, на стадиях гипер- и ультракомпактной зоны Н И (hcH И, ucH II region) с дальнейшим развитием зоны ионизованного водорода, наблюдаемой как компактная и классическая зона Ни [8, 9].

\

Классические зоны HlI привлекли к себе особое внимание астрофизиков в последние 7-8 лет. Анализ изображений галактического диска, полученных на Космическом телескопе им. Спитцера (проект Spitzer-GLIMPSE) в ИК-диапазоне выявил около 600 т. н. «инфракрасных пузырей» (infrared bubbles [10, 11]), образованных звездами класса О и ранними В-звездами, — фотодиссоциационных областей (photodissociation region, ФДО) вокруг молодых звезд. ФДО отделяет зону НII от окружающего ее молекулярного облака. Таким образом, результаты, полученные на «Спитцере» открыли возможность изучать весь спектр процессов, происходящих вокруг зон НII.

Данные ИК-обсерваторий привели к всплеску работ по исследованию звездообразования, стимулированного или индуцированного (triggered) расширением зон НII, теоретическая база для которого уже была разработана ранее (см., например, [12]). В настоящее время в Галактике исследовано уже более десятка очагов образования звезд с зонами Ни, морфология которых согласуется с предположением о многоэтапном стимулированном звездообразовании. Наиболее полное исследование зон НII, на границах которых наблюдаются очаги звездообразования, представлено в работах [13,14]. Вокруг зон НИ, образованных 0-звездами, наблюдаются молекулярные сгустки, формирование которых было индуцировано расширением этих зон. Массы сгустков лежат в пределах от 5 до 1000 М0, и по всей видимости звезды второго поколения будут иметь меньшую массу, чем звезда, ионизующая туманность [14]. Индуцированное звездообразование наблюдается и в комплексах, состоящих из нескольких зон Ни, например в областях Sh254-258, где ионизованные туманности образованы объектами спектральных классов О и В [15, 16]. В этом молекулярном комплексе обнаружено шесть новых звездных скоплений, погруженных в родительское облако. Звездообразование, индуцированное несколькими зонами HlI, наблюдается и в комплексе W5 [17]. Вывод о том, что образование новых скоплений было стимулировано расширением зоны НII, и предположение о последовательности образования скоплений сделаны в этих работах па основании оценки возраста самой зоны НII и относительного количества объектов класса I и класса II в них. Недостающим звеном в описанных выше работах является практически полное отсутствие анализа

кинематики газа в областях индуцированного звездообразования, что может оказаться необходимым для изучения этого процесса в условиях неоднородной среды и сложной морфологии молекулярных комплексов.

Таким образом, с появлением ИК-обсерваторий вопрос о влиянии молодых массивных звезд на окружающее их вещество получил новое направление развития. Анализируя информацию, полученную в нескольких диапазонах длин волн — от оптического до радио, — можно проследить изменение диапазона физических условий, в котором происходит переход газа из молекулярного в атомарное, а затем и в ионизованное состояние. Это открывает новые возможности исследовать нерешенные вопросы физики образования массивных звезд. Развитие вычислительных мощностей, в свою очередь, позволяет создавать самосогласованные модели химико-динамической эволюции протозвездных объектов. Уже достигнуты значительные успехи в моделировании дозвездных ядер малых масс, значительная доля в которых принадлежит сотрудникам Института астрономии РАН (например, [18, 19]), а также группе под руководством Ю. Аикава [20]. Расчет переноса излучения и формирования профилей молекулярных линий по результатам такого моделирования позволил найти объяснение наблюдательным данным по конкретным протозвездным объектам [21, 22]. Результаты проведенной работы позволяют двигаться в направлении создания самосогласованных химико-динамических моделей областей образования массивных звезд с учетом их основного отличия — мощного УФ-излучения молодой массивной звезды и практически 100-процентной ионизации ближайших к звезде областей.

Цели и задачи диссертационной работы

Цель настоящей диссертационной работы — изучение проявлений воздействия зон Ни на окружающее молекулярное облако для проведения диагностики процессов в зоне звездообразования и ее эволюционного статуса на основе наблюдений. В областях образования массивных звезд происходит большое количество сложных процессов, и данная работа вносит вклад в решение фундаментальной астрофизической задачи — исследование взаи-

модействия молодых массивных звезд с их окружением: газо-пылевыми молекулярными облаками и другими молодыми звездами.

Проведение диагностики физических и химических процессов в областях звездообразования возможно при наличии результатов спектральных наблюдений линий излучения различных молекул, атомов и ионов. Поэтому в настоящей диссертационной работе решаются следующие задачи:

• Исследование процесса испарения молекул с поверхности пыли вблизи расширяющихся зон НII, а также их последующей диссоциации и ионизации.

• Исследование кинематики, физических условий и химического состава молекулярного облака, окружающего зону Ни, на основе модельных расчетов и результатов наблюдений.

Методы исследования

Для проведения исследования в настоящей работе были проведены:

• Разработка самосогласованной химико-динамической модели эволюции зоны Ни, окруженной молекулярным облаком.

• Численное исследование зависимости физических условий и химического состава газа вокруг зоны НII от его начальной плотности и спектрального класса звезды.

• Спектральные наблюдения излучения молекул-трассеров и определение на основе полученных данных физических условий и кинематики в плотном и разреженном газе вблизи зоны Ни ЭЬ2-235 для оценки ее эволюционного статуса и влияния на окружающий газ.

Научная новизна работы

• Построена самосогласованная химико-динамическая численная модель эволюции области НИ в окружающем молекулярном облаке, в которой впервые газодинамические уравнения, описывающие эволюцию зоны НН, соединены с набором химических процессов, учитывающим как реакции в газовой фазе, так и обмен химическим компонентами между пылью и газом.

• Впервые высказана гипотеза о том, что образование молодых звездных скоплений вблизи зоны Ни БЬ2-235 стимулировано ее расширением.

• Данные по кинематике молекулярного газа впервые использованы для определения областей в молекулярном облаке, связанных с различными этапами стимулированного звездообразования.

• Впервые построены карты распределения температуры газа и лучевой концентрации аммиака в направлении на молодые звездные скопления вокруг 8112-235.

• На основании результатов наблюдений излучения молекул в радиолиниях СБ (2-1), Ш3(1,1), Ш3(2,2), Ш3(3,3) и 13СО(1-0) впервые высказано предположение о том, что молодые звездные скопления вокруг БЬ2-235 имеют разный эволюционный статус.

Научная и практическая ценность работы

Разработанная в диссертации самосогласованная химико-динамическая модель эволюции зоны НИ в окружающем молекулярном облаке открывает широкие возможности для исследования областей образования массивных звезд. Результаты моделирования позволяют одновременно исследовать изменение физических условий в газо-пылевой среде вокруг молодой звезды и ее химического состава. Такие исследования необходимы для диагностики областей образования массивных звезд, конечная цель которой — дать ответ на

вопрос о том, как образуются массивные звезды и как они взаимодействуют с окружающим родительским молекулярным облаком и ближайшими молодыми звездами.

Методика анализа данных спектральных наблюдений излучения молекул вблизи областей НИ может стать эффективным средством исследования процесса стимулированного звездообразования в неоднородной среде с нетепловыми движениями.

Результаты настоящей диссертации могут быть использованы в Институте астрономии РАН и других организациях, где ведутся исследования процесса звездообразования и межзвездной среды, например, в Астрокосми-ческом центре ФИАН и Пущинской радиоастрономической обсерватории, Институте прикладной физики РАН, CAO РАН, Уральском государственном университете им. А. М. Горького, Волгоградском государственном университете, Южном Федеральном университете, институтах Общества им. Макса Планка (Германия), Обсерватории Лейденского университета и других российских и зарубежных организациях.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Самосогласованная химико-динамическая модель эволюции зон HII в окружающем молекулярном облаке в одномерном приближении. В модели учтены важнейшие процессы, определяющие химическую структуру газа вблизи молодых массивных звезд. Отличительной чертой модели является включение взаимодействия молекул в газовой фазе с поверхностями межзвездных пылинок.

2. Зависимость ширины переходных областей между фронтами диссоциации и испарения для молекул СО, ОН, НгО и Н2СО от объемной концентрации газа и эффективной температуры звезды вблизи расширяющейся зоны H И.

3. Спектральные карты излучения в линиях, соответствующих переходам J — 1 —» 0 молекулы 13СО, J = 2 —> 1 молекулы CS и переходам

(J, К) = (1,1), (2,2) молекулы NH3. Карты распределения физических параметров газа в молекулярном комплексе S235.

4. Последовательность этапов процесса звездообразования в молекулярном комплексе, окружающем зону HII Sh2-235. Три молодых звездных скопления образовались на краях зоны HII, по-видимому, вследствие ее расширения. Скопление S235 East 1, вероятно, находится на более ранней эволюционной стадии, чем S235 East 2 и S235 Central, и полностью погружено в холодный и плотный газ.

5. Анализ использования кинематики газа вблизи зон HII для установле-. ния последовательности процессов звездообразования в молекулярных

комплексах с неоднородной средой и нстепловыми движениями.

Все выводы, представленные в диссертации, получены впервые на основе собственных результатов численного моделирования и спектральных наблюдений автора.

Апробация результатов

Результаты работы были представлены на следующих семинарах и конференциях:

• Астрофизический семинар Института астрономии РАН (2008 г.) и Волгоградского государственного университета (2009 г.)

• Семинар Волгоградского государственного университета «Структурные и химические трансформации межзвездного газа, обусловленные галактической ударной волной» (2008 г.)

• Российско-французский семинар «Physical conditions associated with the earliest stages of massive star formation: towards an understanding of the role played by Galactic HII regions» (2008 г., Марсель, Франция)

• Российско-китайский семинар «Millimeter wave astronomy and star formation» (2007 г., Нижний Новгород)

• Симпозиум Международного астрономического союза № 237 «Triggered Star Formation in Turbulent Interstellar Médium» (2006 г., Прага, Чешская Республика)

• Симпозиум Международного астрономического союза № 242 « Astrophy-sical masers and their environment» (2007 г., Элис Спрингс, Австралия)

• Международный симпозиум COSPAR (2008 г., Монреаль, Канада)

• Международная конференция «Massive Star Formation: Observations con-front Thcory» (2007 г., Гейдельберг, Германия)

• Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2007 (2007 г., Казань)

• Конференция •«Звездообразование в Галактике и за ее пределами» (2006 г., Москва)

• XXXV, XXXVI и XXXVIII зимние студенческие конференции «Физика Космоса» (2006, 2007, 2009 г., Екатеринбург, Астрономическая обсерватория УрГУ)

• Конференции молодых ученых Института астрономии РАН (2007, 2008 г.)

Личный вклад автора в совместные работы

Все статьи в рецензируемых научных журналах, лежащие в основе настоящей работы, написаны в соавторстве. Автор диссертации лично провел следующие работы:

• Разработка алгоритма и программного кода самосогласованной химико-динамической модели зоны HII, окруженной молекулярным облаком.

• Проведение всех модельных расчетов и анализ полученных результатов.

• Подготовка заявок для участия в конкурсе по распределению наблюдательного времени на радиотелескопах и проведение наблюдений с помощью этих инструментов.

• Полная обработка данных наблюдений, построение спектров и карт излучения объектов.

• Проведение работы с архивами данных наблюдений оптических и инфракрасных телескопов.

• Активное участие в постановке задач для модельных расчетов и наблюдений, в анализе и обсуждении результатов.

• Написание основной части текста совместных статей и подготовка иллюстраций.

Публикации по теме диссертации

Основные результаты диссертации опубликованы в 17 работах.

1. Кирсанова М. С., ВибеД. 3., Соболев А. М. Химико-динамическая эволюция газа вблизи расширяющейся зоны H И // Астрон. журн— 2009. - Том 86. - С. 661-683.

2. Kirsanova M. S., Sobolev A. M., Thomasson M., Wiebe D. S., Johansson L. E. В., Seleznev A. F. Star formation around the HII region Sh2-235 // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2008 - Vol. 388.- P. 729-736.

3. Вибе Д. 3., Кирсанова M. С., Шустов Б. M., Павлюченков Я. Н. Проблемы теории звездообразования и перспективы наблюдений в субмиллиметровом диапазоне // Астрон. журн— 2008. — Том 85. — С. 10861095.

4. Kirsanova M. S., Sobolev A., Thomasson M., Henkel C., Seleznev A., Johan-sson L. E. B. Study of triggered star formation around HII region S235 // Millimeter wave astronomy and star formation — Proceedings of Russian-Chinise workshop, Nizhny Novgorod, 27-28 August — Nizhny Novgorod: Institute of Applied Physics RAS, 2007.- P. 23-29.

5. Sobolev A., Kirsanova M., Pankratova N., Ostrovskii A., Shelemei 0., Tho-masson M., Johansson L. E. В., Vasyunina T., Tsivilev A. Methanol masers in star forming sites of the Perseus spiral arm // Millimeter wave astronomy and star formation.— Proceedings of Russian-Chinise workshop, Nizhny Novgorod, 27-28 August — Nizhny Novgorod: Institute of Applied Physics RAS, 2007,- P. 61-67.

6. Кирсанова M. С., Соболев A. M. Томассон M., Хенкелъ К., Селезнев А, Ф., Юханссоп Л. Е. Б., Цивилев А. П. Индуцированное звездообразование в окрестности S235 // Труды всероссийской астрономической конференции ВАК-2007. — Сборник трудов конференции, Казань, 17-22 сентября. — Казань: Изд-во Казанского государственного ун-та, 2007. - С. 320-321.

7. Кирсанова М. С., Соболев А. М., Томассон М., Юханссон Л. Е. Б., Ше-лемей О. В., Цивилев А. П., Поляков А. М., Панкратова Н. В. Обзор областей образования массивных звезд из спирального рукава Персея в молекулярных радиолиниях // Звездообразование в Галактике и за ее пределами.— Сборник трудов конференции, Москва, 17-18 апреля.— Москва: Янус-К, 2006 - С. 42-50.

8. Kirsanova M., Wiebe D., Sobolev A. M. Coupled chemistry and dynamics of a region affected by ionization-shock front in the vicinity of a young massive stellar object // 37th COSPAR Scientic Assembly - Vol. 37 of COSPAR, Plenary Meeting. - 2008. - P. 1527.

9. Sobolev, A. M., Cragg, D. M., Ellingsen, S. P., Gaylard, M. J., Goedhart, S., and Henkel, C., Kirsanova, M. S., Ostrovskii, А. В., Pankratova, N. V., Shelemei, О. V., van der Walt, D. J., Vasyunina, T. S., Voronkov,

M. A. How do methanol masers manage to appear in the youngest star vicinities and isolated molecular clumps? // IAU Symposium / Ed. by J. M. Chapman, W. A. Baan — Vol. 242 of IAU Symposium — 2007 — P. 81-88.

10. Кирсанова M. С., ВибеД. 3., Соболев A. M. Химико-динамическая эволюция газа вблизи расширяющейся зоны HII // Физика космоса. — Тр. 38-й международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 2 -6 февр. 2009 г. — Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2009. — С. 327.

11. Кирсанова М. С., Павлюченков Я. Н. Образование спектральных линий излучения атомов и молекул вокруг молодой массивной звезды // Физика космоса. — Тр. 38-й международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 2 — 6 февр. 2009 г. — Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2009. — С. 344.

12. Старенькая Е. А., Кирсанова М. С., Соболев А. М., Островский А. Б Определение параметров возбуждения нижних вращательных переходов молекулы аммиака в межзвездных молекулярных облаках // Физика космоса. — Тр. 37-й международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 28 янв. — 1 февр. 2008 г. — Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2008. — С. 291.

13. Кирсанова М. С., Соболев А. М., Юханссон Л. Е., Томассон М., Ци-вилев А. П. Исследование звездообразования в области G173.69+2.87 // Физика космоса. — Тр. 36-й международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 29 янв. — 2 февр. 2007 г. — Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2007. - С. 234.

14. Панкратова Н. В, Соболев А. М., Кирсанова М. С., Васюнина Т. С., Крушинский В. В. Инфракарсные и оптические свойства областей образования массивных звезд в рукаве Персея // Физика космоса. — Тр. 36-й международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 29 янв. — 2 февр. 2007 г. — Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2007. - С. 213.

15. Кирсанова М. С., Соболев А. М., Юхапссон Л. Е. Б., Томассон М. Исследование областей массивного звездообразования в спиральном рукаве Персея // Физика космоса. — Тр. 35-й международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 30 янв. — 3 февр. 2006 г. — Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2006. - С. 224.

16. Шелемей О. В., Кирсанова М. С., Поляков А. М., Панкратова Н. В., Соболев А. М., Цивилев А. П. Наблюдения линии КНз в областях массивного звездообразования рукава Персея на 22-метровом телескопе ПРАО ФИАН // Физика космоса. — Тр. 35-й международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 30 янв. — 3 февр. 2006 г. — Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2006. - С. 239.

17. Кирсанова М. С., Поляков А. М., Струнина Т. В., Панкратова Н. В., Соболев А. М., Цивилев А. П. Наблюдения спектральных линий аммиака в областях образования массивных звезд // Физика космоса. — Тр. 34-й международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 31 янв. — 4 февр. 2005 г. — Екатеринбург: Изд-во Урал, ун-та, 2005. — С. 224.

Структура и объем работы

Диссертационная работа состоит из Введения, четырех глав, Заключения и Приложения. Объем работы составляет 163 страницы, включая 32 рисунка (в том числе 3 рисунка в приложении) и 10 таблиц. Список цитируемой литературы состоит из 189 наименований.

Краткое содержание работы

Введение в диссертационную работу содержит обоснование актуальности выбранной темы исследований на основе анализа имеющихся литературных источников. Также представлены цели диссертации, задачи, решаемые в ней, используемые методы исследования, научная новизна работы, ее научная и практическая ценность.

Глава 1 открывает первую часть диссертационной работы, в которой эволюция газа вблизи молодых массивных звезд исследована численно. Глава начинается с краткого обзора существующих на сегодняшний день данных астрофизических наблюдений о зонах ионизованного водорода и окружающего их атомарного и молекулярного вещества. Сформулированы предпосылки для создания самосогласованной химико-динамической модели зоны НII в окружающем молекулярном облаке. Далее в Главе 1 описывается разработка самосогласованной химико-динамической модели эволюции зоны Н п и окружающего газа в одномерном приближении. В модели учтены важнейшие процессы, определяющие химическую структуру газа вблизи молодых массивных звезд: нагрев газа вследствие фотопроцессов и химических реакций, охлаждение газа за счет излучения атомов и молекул в линиях, столк-новительное взаимодействие с пылью и др. Отличительной чертой модели является включение взаимодействия молекул в газовой фазе с поверхностями межзвездных пылинок — аккреция молекул на пыль и десорбция с нее. В Главе 1 подробно описаны все физические и химические процессы, включенные в модель. Также в этой Главе приведены результаты тестовых расчетов стационарных моделей.

Глава 2 посвящена моделированию расширения зон Н И в окружающем молекулярном газе. Рассмотрено пять вариантов начальных условий, отличающихся между собой начальной плотностью газа и спектром звезды. Исследована зависимость распространения фронтов ионизации и диссоциации химических соединений от параметров модели, а также зависимость ширины переходных областей между фронтами диссоциации и испарения для молекул СО, ОН, НоО и НгСО. Кроме того, рассмотрено изменение физических

свойств газа и пыли по мере расширения зон Ни. В Главе 2 показано, что конкуренция между процессами испарения мантий пылевых частиц и фотодиссоциации молекул в газовой фазе приводит к формированию переходного слоя между зоной НII и молекулярной средой, для которого характерно высокое содержание молекул в газовой фазе. Ширина переходного слоя различна для молекул СО, ОН, НгО и Н2СО. При начальной плотности газа 103 см-3 рост содержания молекул Н2О и Н2СО в переходном слое после десорбции с пыли происходит не скачком, а постепенно, поэтому понятие «фронта испарения» для молекулярного облака невысокой плотности можно использовать лишь формально. Кроме того, существенно расстояние между фронтами испарения различных молекул, оно может достигать 1 пк. При более высокой начальной плотности газа (104 см-3) происходит образование резких фронтов испарения молекул, причем фронты находятся близко друг к другу и к ударному фронту. В этом случае можно говорить о едином фронте испарения для молекул СО,. НгО и Н2СО. Увеличение эффективной температуры звезды также приводит к сокращению ширины переходного слоя.

Глава 3 начинает вторую часть диссертационной работы, посвященную наблюдениям области образования массивной звезды. В этой главе описаны наблюдаемые проявления зон НII и описан комплекс звездообразования вокруг зоны НII 8Ь2-235 по данным из литературных источников. Далее представлено описание работ по наблюдениям радиолиний молекул СО, СБ на 20-метровом телескопе Онсальской обсерватории (Швеция) и линий аммиака на 100-метровом телескоепе в Эффельсберге (Германия) в направлении комплекса звездообразования 8235, проведенных автором диссертации. Описана процедура подсчетов ИК-источников по данным каталога 2МА5Б в широкой окрестности 8Ь2-235.

В Главе 4 представлены результаты наблюдений: полученные спектры, карты молекулярного излучения 13СО (1-0), СБ (2-1), а также линий Ш3(1,1) и ГШз(2,2) в направлении на комплекс звездообразования Б235 и карты распределения физических параметров молекулярного газа в нем. Обнаружено, что зона Н И окружена молекулярной оболочкой, содержащей плотные сгустки с погруженными в них молодыми звездными скоплениями. Рассмотрены

данные, указывающие на последовательность звездообразования в комплексе. Три молодых звездных скопления образовались на краях зоны НII, по-видимому, вследствие ее расширения. Рассмотрены две модели стимулированного звездообразования, которые, возможно, подходят для S235: «сбор и сжатие» и сжатие уже существующих сгустков вследствие расширения зоны Ни. На основе данных собственных наблюдений автора диссертационной работы и литературных источников представлены аргументы в пользу того, что скопление S235 East 1 находится на более ранней стадии эволюции, чем скопления S235 East 2 и S235 Central, и полностью погружено в холодный и плотный газ. Показано преимущество использования кинематики газа вблизи зон НII для установления последовательности процессов звездообразования в молекулярных комплексах с неоднородной средой и нетепловыми движениями.

В Заключении диссертационной работы представлен список результатов, выносимых на защиту, который сопровождается сведениями об их апробации на научных семинарах и конференциях всероссийского и международного уровней. Список научных трудов по теме диссертации, представленный в этом разделе, содержит в себе как статьи в рецензируемых журналах, так и материалы различных конференций. Поскольку основные научные труды по теме диссертации написаны в соавторстве, здесь также представлены сведения о личном вкладе автора в совместные работы.

В Приложении описаны основы спектроскопии аммиака и метод определения физических условий в межзвездном газе по данным наблюдений спектральных радиолиний этой молекулы. Данные о кинетической температуре газа, его плотности, а также лучевой концентрации молекул аммиака в нем, полученные с помощью этого метода, дали возможность подтвержить выводы о процессе звездообразования в комплексе S235, сделанные на основе изучения морфологии и кинематики межзвездного газа.

Список литературы

[1] Osterbrock D. Е., Ferland G. J. Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, Ed. by D. E. Osterbrock, G. J. Ferland. — 2006.

[2] Каплан С. А., Пикелънер С. Б. Межзвездная среда.— Москва: Физматлит, 1963.

[3] Honma М., Bushimata Т., Choi Y. К. et al. Astrometry of Galactic star-forming regions with VERA // IAU Symposium / Ed. by W. J. Jin, I. Platais, M. A. C. Perryman. - Vol. 248 of IAU Symposium. - 2008. - P. 198-199.

[4] Reid M. J., Menten К. M., Zheng X. W. et al. Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions. VI. Galactic Structure, Fundamental Parameters, and Noncircular Motions // Astrophys. J. — 2009.— Vol. 700.— P. 137-148.

[5] Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M. From Prestellar Cores to Protostars: the Initial Conditions of Star Formation // Protostars and Planets IV. - 2000. - P. 59-96.

[6] Zennicker II., Yourke H. W. Toward understanding massive star formation 11 Ann. Rev. Astron. Astrophys. - 2007. - Vol. 45. - P. 481-563.

[7] Churchwell E. Ultra-Compact НИ Regions and Massive Star Formation // Annu. Rev. Astro. Astrophys. - 2002. - Vol. 40. - P. 27-62.

[8] Menten К. M., Pillai Т., Wyrowski F. Initial conditions for massive star birth-Infrared dark clouds // Massive Star Birth: A Crossroads of Astrophysics / Ed. by R. Cesaroni, M. Felli, E. Churchwell, M. Walmsley. — Vol. 227 of IAU Symposium. - 2005. - P. 23-34.

[9] van der Так F. F. S., Menten К. M. Very compact radio emission from high-mass protostars. II. Dust disks and ionized accretion flows // Astron. Astrophys. - 2005. - Vol. 437. - P. 947-956.

[10] Churchwell E., Povich M. S., Allen D. et al. The Bubbling Galactic Disk // Astrophys. J. - 2006. - Vol. 649. - P. 759-778.

[11] Churchwell E., Watson D. F., Povich M. S. et al. The Bubbling Galactic Disk. II. The Inner 20 deg // Astrophys. J. - 2007.- Vol. 670.- P. 428441.

[12] Elmegreen B. G., Lada C. J. Sequential formation of subgroups in OB associations // Astroph. J. - 1977. - Vol. 214. - P. 725-741.

[13] Deharveng L., Lefloch B., Zavagno A. et al. Triggered massive star formation at the border of the HII region Sh 140 // Astron. Astroph. — 2003. — Vol. 408. - P. 25-28.

[14] Deharveng L., Zavagno A. Massive star formation triggered by galactic HII regions // Massive star formation: observations confront theory / Ed. by

H. Beuther, H. Linz, H. T. - Vol. 387 of ASP Conference Series, Proc. conf., Heidelberg, Germany, 10-14 September 2007. - 2008. - P. 338-345.

[15] Chavarna L. A., Allen L. E., Hora J. L. et al. Spitzer Observations of the Massive Star-forming Complex S254-S258: Structure and Evolution // Astrophys. J. - 2008. - Vol. 682. - P. 445-462.

[16] Bieging J. H., Peters W. L., Vilaro B. V. et al. Sequential star formation in the Sh 254-258 molecular cloud: HHT maps of CO J=3-2 and 2-1 emission // IAU Symposium / Ed. by B. G. Elmegreen, J. Palous. - Vol. 237 of IAU Symposium. - 2007. - P. 396-396.

[17] Koenig X. P., Allen L. E., Gutermuth R. A. et al. Clustered and Triggered Star Formation in W5: Observations with Spitzer // Astrophys. J. — 2008. — Vol. 688. - P. 1142-1158.

[18] 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.— Vol. 569. — P. 792-802.

[19] Shematovich V. I., Withe 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. - Vol. 588.- P. 894909.

[20] Aikawa Y., Ohashi N., Herbst E. Molecular Evolution in Collapsing Prestel-lar Cores. II. The Effect of Grain-Surface Reactions // Astrophys. J. — 2003. - Vol. 593. - P. 906-924.

[21] Pavlyuchenkov Y., Wiehe D., Laurihardt R., Henning T. CB 17: Inferring the Dynamical History of a Prestellar Core with Chemodynamical Models // Astrophys. J. - 2006. - Vol. 645. - P. 1212-1226.

[22] Pavlyuchenkov Y., Wiehe D., Shustov B. et al. Molecular Emission Line Formation in Prestellar Cores // Astrophys. J. — 2008. — Vol. 689. — P. 335350.

Подписано в печать:

17.09.2009

Заказ № 2518 Тираж - 100 экз. Печать трафаретная. Типография «11-й ФОРМАТ» ИНН 7726330900 115230, Москва, Варшавское ш., 36 (499) 788-78-56 www.autoreferat.ru

Введение

Построение теории образования массивных звезд.

Зоны НII и индуцированное звездообразование.

Цели и задачи диссертационной работы.

Методы исследования в диссертационной работе.

Научная новизна работы.

Научная и практическая ценность работы

Структура диссертации.

Глава 1. Химико-динамическая модель эволюции зоны Ни в молекулярном облаке

1.1 Предпосылки для разработки модели.

1.2 Развитие подхода к моделированию зон Ни

1.3 Разработка модели.

1.4 Тестирование модели

1.5 Резюме

Глава 2. Химико-динамическая эволюция зоны Ни в окружающем облаке

2.1 Химическая эволюция газа вокруг молодых звезд.

2.2 Начальные и граничные условия.

2.3 Физическая и химическая эволюция зоны НII.

2.4 Кинематика 1 'аза.

2.5 Диагностика зон НII.

2.6 Резюме

Глава 3. Наблюдения молекулярного комплекса

3.1 Наблюдаемые проявления зон Ни.

3.2 Описание молекулярного комплекса

3.3 Исследование молекулярного комплекса Б

3.4 Резюме

Глава 4. Звездообразование в комплексе

4.1 Молекулярный газ вокруг зоны Ни.

4.3 Физические условия в комплексе Б

4.4 Образование звезд в комплексе Б

4.5 Резюме

Построение теории образования массивных звезд

Массивными звездами считают представителей спектральных классов О п В, масса которых достаточно велика, чтобы в конце эволюции образовать сверхновую типа II или 1Ьс, то есть, сверхновую с коллапсом ядра. С позиции этого определения массивная звезда — это звезда, масса которой превышает 8 М© (для солнечной металличпости). С массивными звездами связано множество явлений, происходящих в нашей Галактике и других галактиках. Они «накачивают» межзвездную среду (МЗС) кинетической и тепловой энергией, а также передают ей дополнительный момент импульса [1]. Передача энергии и момента импульса от звезд к МЗС происходит прп взрывах сверхновых, вместе со звездным ветром, при расширении зон ионизованного водорода (зон Ни) и распространении истечений вещества от молодых звезд [2].

Яркое излучение как самих массивных звезд, так и окружающего вещества, на которое они воздействуют, позволяет изучать строение и эволюцию Галактики и далеких объектов, формировавшихся па значительно более ранних этапах жизни Вселенной. Таким образом, массивные звезды и окружающий их газ выступают в роли важных инструментов для астрофизических исследований. В частности, в последние три года достигнуты большие успехи в фундаментальной астрофизической задаче — определении расстояний до космических объектов. Метод тригонометрических параллаксов удалось реализовать при наблюдениях космических мазеров на молекулах меганола и воды в областях образования массивных звезд. Ксю и др. [3] определили параллакс области звездообразования находящейся в спиральном рукаве Персея. За этой работой последовали измерения параллаксов более далеких областей образования массивных звезд, позволяющие изучить кривую вращения Галактики [4] и ее сниральную структуру [5].

Образование массивных звезд само по себе представляет важнейшую астрофизическую задачу, которая в настоящий момент все еще далека от разрешения. Если в исследованиях рождения звезд малых масс достигнут зиачнтельный прогресс, в частности, выделены эволюционные стадии, через которые проходят дозвездные, а затем и протозвездные облака и объекты (например, обзор Андре и др. [6]), то теория образования массивных звезд разработана значительно хуже. Недавний обзор Циннекера и Йорка [7| содержит много доводов в пользу того, что процесс образования массивных звезд не является крупномасштабным аналогом процесса образования звезд малых масс. Во-первых, массивные звезды интенсивно излучают в УФ-дпапазоне, поэтому при их образовании важную роль должно играть давление излучения. Оно препятствует накоплению газа массивными протозвездами, приводит к фотоиспарению аккреционных дисков и иротозвездных оболочек, накладывая тем самым ограничение на максимальную массу образующихся звезд.

Во-вторых, гораздо большее значение при образовании массивных звезд имеет процесс конкурентной аккреции (competitive accretion, здесь и далее названия терминов также даются на английском языке в тех случаях, когда отсутствует устоявшийся русский перевод), поскольку в протоскоплении велико количество газа, которое может быть аккрецировано на протозвезду. Очень важно гравитационное взаимодействие между членами массивного протоскоп-ления, о чем наглядносвпдетельствует явление убегающих ОВ-звезд (runaway OB stars), которое практически отсутствует при образовании звезд малых масс.

В-третьих, звезда малой массы на ранней стадии эволюции порядка нескольких миллионов лет существует как протозвезда, в недрах которой еще не началось горение водорода (preniain-sequence star), тогда как массивная звезда проходит эту стадию за несколько десятков тысяч лет и оказывается па главной последовательности (ГП) еще до завершения основной фазы аккреции. На протяжении всей протозвездной стадии объект малой массы окружен околозвездным диском, тогда как время жизни дисков вокруг массивных звезд невелико порядка 1 млн. лет. Диски в виде остатков нейтрального вещества с ионизованным верхним слоем открыты только у тех молодых массивных звезд, которые еще погружены в родительское облако (embedded phase), о чем сообщается в работах Вика и др. [8].

Единая теория образования массивных звезд в настоящее время отсутствует. Существует несколько моделей этого процесса, каждая из которых имеет свои достоинства и недостатки. По аналогии со звездами малой массы, последовательность событий для образования массивных звезд должна быть следующей:

1. Образование плотных молекулярных сгустков или волокон вследствие фрагментации гравитирующего турбулентного облака (Мак Лоу и Клес-сен [9]). По современным представлениям, берущим начало в работах Падоана и Нордлунда [10] и Клессена и др. [11], это означает, что сверхзвуковая турбулентность приводит к быстрому сжатию газовых сгустков, часть из которых оказывается гравитационно связанными. Именно в этих сгустках реализуются начальные условия для образования массивных звезд.

2. Затем в сгустке выделяется оптически толстый зародыш протозвезды (Ларсон [12], Бейт [13]), начальная масса которого порядка 1О~3М0. Причем распределение вещества в сгустке при коллапсе меняется, в отличие от гомологичного коллапса, рассмо тренного Шу [14].

3. Следующая стадия - это стадия аккреции вещества на протозвездный объект, накопления массы и эволюции в направлении ГП. При образовании звезд малых масс горение водорода в ядре звезды начинается после окончания этой фазы, как показали, например, Палла и Сталер [15]. В случае массивных звезд горение водорода и развитие мощного звездного ветра начинается, когда звезда еще набирает массу (К.удрицки [16]).

4. Молодая массивная звезда разрушает родительское молекулярное облако и взаимодействует с окружающим веществом посредством ветра, истечений, УФ-излучения. Конечным продуктом процесса образования массивных звезд в большинстве случаев является скопление ОВ-звезд, или ОВ-ассоциация, в которую входят также звезды малой массы. Пример таких систем можно найти в работе Циннекера и др. [17]. Все перечисленные фазы процесса звездообразования могут происходить одновременно в одном молекулярном облаке, как, например, показано Уолборном и др. [18] для области образования массивных звезд 30 Dor из Большого Магелланова Облака.

Как происходит аккреция вещества при образовании массивной звезды — вопрос до сих пор нерешенный. В настоящее время выделяется три наиболее реалистичных варианта, зависящих от начальных условий в молекулярном облаке и его окружении: 1) сферическая и дисковая аккреция, 2) конкурентная аккреция и 3) столкновение и слияния звезд. В зависимости от соотношения между энергией магнитного поля и гравитационной энергией массивные звезды могут образовываться в изоляции или в скоплениях [19]. Двумерное моделирование Йорка и Зоннхальтера [20] показало, что из начального облака массой в 120 М© путем дисковой аккреции можно образовать звезду до 43 М0 (в зависимости от используемого закона непрозрачности). Плотный диск, или тор, окружающий протозвезду или молодую звезду, затеняет ее излучение, в результате чего оно распространяется преимущественно вдоль оси вращения системы. Поэтому давление излучения оказывает максимальное сопротивление аккреции также вдоль оси вращения, а в экваториальной плоскости вещество продолжает падать на звезду.

При переходе от двумерной к трехмерной модели возникает возможность образовать массивную звезду даже без дисковой аккреции (см. работу Крумхольца и др. [21]). Ключевую роль в этой модели играет неустойчивость, подобная неустойчивости Релея-Тейлора, в результате действия которой слой падающего на звезду вещества разделяется на многочисленные волокна и пустоты. Через пустоты излучение свободно уходит от звезды, а вещество продолжает падать на звезду через волокна и более сложные структуры. Сферически-симметричной такую аккрецию можно назвать лишь условно, в том смысле, что в ней отсутствует выделенное направление или плоскость падения вещества. Модели с дисковой и трехмерной «сферической» аккрецией предсказывают, что темп аккреции должен быть достаточно высоким (порядка Ю-4 или 10~3 М0 в год). Кроме того, диск должен быть довольно массивным, чтобы обеспечить высокий темп аккреции, и при этом не быть гравитационно неустойчивым. Также остается открытым вопрос, почему в одних облаках образуются массивные протозвезды, а в других — нет.

Модели конкурентной аккреции и слияний звезд связывают формирование массивных протозвезд с их принадлежностью к тесным газо-звездным скоплениям, в которых протозвезды взаимодействуют друг с другом п окружающим газом. Трехмерные SPH-модели конкурентной аккреции, разработанные Боннеллом и др. [22, 23], позволяют проследить, как протозвезда, двигаясь через плотный газ родительского облака, аккрецирует не только «собственный» газ, входивший в состав исходного дозвездного сгустка, но также газ, который изначально не был с ней связан, но попал в область ее гравитационного действия в процессе взаимного движения. Это процесс описывается т. н. аккрецией Бонди-Хойла — аккрецией на движущуюся точечную массу. Скорость этого процесса тем больше, чем больше масса протозвезды. Поэтому более массивные протозвезды, притягивая к себе больше газа, становятся еще массивнее, а менее массивным, в результате, не хватает вещества для роста.

Принципиальное отличие модели конкурентной аккреции от «сферической» или дисковой в том, что в последних двух случаях значительная масса вещества должна быть аккумулирована в области протозвезды до того, как начнется процесс звездообразования. При этом должны наблюдаться долго-живущие массивные иротозвездные сгустки, и необходимо предложить способ I образования таких сгустков. В модели же конкурентной аккреции протозвезда набирает массу в процессе движения в протосконлении (Доббс и др. [24], Крумхольц и др. [21]). Гравитационный потенциал протоскоиления заставляет газ скапливаться в его центре, где газ притягивается «протомассивными» сгустками. Нелинейная зависимость аккреции Бонди-Хойла от массы гравити-рующего объекта естественным образом приводит к формированию начальной функции масс звезд (НФМ), близкой к наблюдаемой, что показано в работе Боннелла, Ларсона и Циннекера ]25]. Проблема модели конкурентной аккреции в том, что пока нет ее наблюдательного подтверждения, для чего необходим ввод в строй инструментов с высоким угловым разрешением наподобие интерферометра ALMA или космического телескопа «Миллиметрон», включенного в Федеральную космическую программу РФ. Кроме высокого разрешения, необходим тщательный анализ кинематики газа и протозвезд в нрото-скоплениях.

По современным оценкам, представленным в работе Черчвелла [26], примерно 15 процентов жизни на ГП массивная звезда проводит в родительском облаке. Эта эволюционная фаза получила название «прогруженной фазы» (embedded phase). В обзорных работах Ментена и Пиллай [27] и ван дер Така и Ментена [28] на основанин данных наблюдений в ИК и радиодиапазоне высказано предположение, что погруженная фаза жизни молодой массивной звезды проходит в несколько этапов:

• Инфракрасное темное облако (IR dark cloud). Они наблюдались впервые как темные облака на инфракрасном фоновом излучении Галактики обсерваторией ISO [29], затем в ходе эксперимента MSX [30] и на Космическом ИК-телескопе им. Спитцера (далее — просто «Спит-цер») [31]. Сейчас эти холодные (кинетическая температура газа Tgas « 10 — 12 К) и плотные (объемная концентрация газа ngas > 104 см-3) облака считаются объектами, находящимися на наиболее ранней наблюдаемой стадии образования массивных звезд, содержащими также прото-звезды умеренной и малой массы.

• Горячее молекулярное ядро (Hot molecular core). Наблюдательные проявления этой фазы рассмотрены в обзорных работах Курца [32] и Чезарони [33] — большая масса теплого (100 К < Tgas < 1000 К) и плотного газа (ngas > 106 см-3) с богатым химическим составом вплоть до сложных органических молекул [34]. Горячее ядро непосредственно содержит в себе массивный молодой звездный (или протозвездный) объект, интенсивно взаимодействующий с окружающим молекулярным газом.

• Гипер- и ультракомпактная зона Ни (hcHll, ucHll region). Обзор наблюдательных данных и результатов моделирования этих объектов дан в работе Хоаре [35]. В настоящий момент считается, что в этих объектах УФ-излучение уже ионизовало ограниченный объем газа в непосредственной близости от звезды. Объем ионизованного газа ограничен 0.01-0.1 пк, а его плотность высока (ngas ^ 106 — 107 см-3). Гезульта-ты моделирования Кето [36] показывают, что гиперкомпактная зона НII, возможно, представляют собой часть околозвездного диска вокруг отдельной О-звезды, испаряющегося за счет фотоионизации. Ультракомпактные зоны Ни, по заключению Хоаре [35], сделанному на основании расчетов Холленбаха [37J, Йорка п Уэлча [38], Рихлинга и Йорка [39], образуются за счет фотопспареппя уже не диска, а самого родительского молекулярного облака. Трансформация гиперкомпактной зоны H II в ультракомпактную, если эти объекты действительно эволюционно связаны, в этом случае означает разрушение околозвездного диска молодой массивной звездой.

• Компактная и классическая зона Ни. В отличие от трех перечисленных стадий, классические зоны H И исследуются достаточно давно как наблюдательно, так и теоретически (см. например каталог зон Ни Шарплесс [40] и обзор результатов моделирования Иорка [41]). Их размеры лежат в пределах от 0.5 пк до нескольких десятков парсеков, а объемная концентрация газа ngas составляет от 10 до 103 см-3. Эти объекты расширяются в гидродинамическом режиме, порождают ударные волны перед собой, разрушают молекулярное облако, предоставляя, наконец, наблюдателю возможность увидеть массивную звезду (или звездное скопление) в оптическом и ближнем ИК-диапазопе.

Зоны Ни и индуцированное звездообразование

Классические зоны HII привлекли к себе особое внимание астрофизиков в последние 7-8 лет. Анализ изображений галактической плоскости, полученных на «Спитцере» в ходе выполнения проекта ¿jpzizer-GLIMPSE (Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire) в среднем ИК-диаиазоне (rnid-IR, MIR) обнаружил около 600 т. н. «инфракрасных пузырей» (infrared bubbles, работы Черчвелла и др. [42, 43]). В этих же работах приводятся свидетельства того, что эти пузыри образованы звездами класса О и ранними В-звездами. Ватсои и др. [44] показали, что эти пузыри являются фотодиссоциационными областями (pliotodissociation region, ФДО) вокруг молодых звезд, то есть областями, в которых химические процессы определяются, главным образом, фотореакциями при поглощении газо-пылевой средой излучения массивной звезды. ФДО находится между зоной НII и окружающем ее молекулярным облаком. Таким образом, данные «Спитцера» открыли возможность изучать весь спектр процессов, происходящих вокруг зон НII.

Данные «Спитцера» привели к появлению серии работ по исследованию звездообразования, стимулированного или индуцированного (triggered) расширением зон Ни. Между расширяющимся ионизационным фронтом и распространяющейся перед ним ударной волной образуется плотная газовая оболочка (более подроно этот процесс описан ниже). Элмегрин и Лада [45] предположили, что при расширении эта оболочка может стать гравитационно неустойчивой, в результате чего в ней появляются вторичные очаги звездообразования. Эта модель получила название модели «сбора и сжатия» (collect-and-collapse). Следует заметить, что модель Элмегрина и Лады объясняет появление только очагов образования массивных звезд, но не звезд малых масс, которые, предположительно, формируются независимо в том же молекулярном облаке. Прейбиш и Циннокер [46], Циннекер и Йорк [7] на основании этого предположили, что данный механизм не может являться главным при образовании целых подгрупп (состоящих из тысяч звезд) в ОВ-ассоциациях, например, как в ассоциации Скорпиона-Центавра. По их мнению, для этого необходимо влияние более энергичных ударных волн, образующихся, например, в результате взрывов сверхновых.

В настоящее время в Галактике исследовано уже более десятка очагов образования звезд с зонами НII, морфология которых согласуется с предположением о многоэтапном стимулированном звездообразовании. Наиболее полное исследование областей Ни, на границах которых наблюдаются очаги звездообразования, представлено в работах группы Деарвенг [47, 48, 49, 50, 51]. Одной из главных целей этих работ, выполненных с использованием современных оптических, ИК- и радиотелескопов, является поиск и исследование объектов вокруг зон НII, которые можно было бы сопоставить с начальными стадиями образования массивных звезд. Основные критерии, по которым исследуется возможность индуцированного звездообразования вблизи областей Н II

8112-140, Р1С\¥ 79, ЭЬ2-219 и др., таковы. Во-первых, радиоизлучение в линиях молекул (в основном, СО) и ИК-излучение полиароматических углеводородов на длине волны 8 мкм, а также излучение пыли в континууме, являющиеся трассерами молекулярного газа и ФДО, соответственно, должно образовывать структуру типа оболочки вокруг зоны НII вблизи се границы. Во-вторых, положения молодых звездных скоплений, видимых на ИК-изображениях, должны совпадать с положением молекулярной оболочки. В третьих, оценки возраста молодых звездных объектов в погруженных скоплениях должны согласовываться с оценкой возраста звезды, породившей зону Ни, и предполагаемого возраста самой зоны Нн. Эти критерии показали свою эффективность при исследовании зон Ни почти сферической формы, со всех сторон окруженных молекулярными оболочками, — зон, составлявших выборку объектов, с которыми работала данная группа. Результаты работы Деарвенг с соавторами свидетельствуют, что вокруг зон Ни, образованных О-звездамп, наблюдаются молекулярные сгустки, формирование которых было индуцировано расширением зоны НII согласно модели «сбора и сжатия». Массы сгустков лежат в пределах от 15 до 1000 М© для звезды спектрального класса ОЗУ- 05У в области ЖЖ 79 [49], от 5 до 370 М© для 08У-звезды из 11С\¥ 120 [50], от 40 до 220 М© для 05У-звезды, ионизующей БЬ2-212 [51]. Таким образом, в модели «сбора и сжатия», по всей видимости, звезды второго поколения будут иметь меньшую массу, чем звезда, ионизующая туманность, о чем Деарвенг и Заваньо пишут в обзорной статье [52].

Индуцированное звездообразование наблюдается и в комплексах, состоящих из нескольких зон Н II. В этом случае за образование новых скоплений звезд отвечают уже несколько зон Ни. Пример такого комплекса — область образования массивных звезд 8Ь254-258, где ионизованные туманности образованы объектами спектральных классов 09.0У (ЗЬ2-254), В0У (ЗЬ2-255), В2.5У (ЗЬ2-256), В0.5У (Ь2-237). Чаварриа и др. [53] обнаружили в этом молекулярном комплексе шесть новых звездный скоплений, погруженных в родительское облако. Возраст зон Н II в комплексе варьируется от ста тысяч до одного миллиона лет, массы молекулярных сгустков — от 20 до 2000 М©. Бигинг и др., проанализировав данные по радиолиниям (Л—3-2) и (,Т=2 1) молекулы СО [54], определили последовательность образования скоплений в этой области.

Звездообразование, индуцированное несколькими зонами H II, наблюдается и в комплексе W5, ИК-излучение которого, вместе с данными по излучению СО, рассмотрено Кенигом и др. [55]. Вывод о том, что образование новых скоплений было стимулировано расширением зоны H II, и предположение о последовательности образования скоплений сделаны в этой работе на основании оценки возраста самой зоны HII и относительного количества объектов класса I и класса II в скоплениях. Недостающим звеном в описанных выше работах является практически полное отсутствие анализа кинематики газа в областях индуцированного звездообразования, что может оказаться необходимым для изучения этого процесса в условиях неоднородной среды и сложной морфологии молекулярных комплексов.

Таким образом, с появлением ИК-обсерваторий MSX и «Спитцера» вопрос о влиянии молодых массивных звезд па окружающее их вещество получил новое направление развития. Например, запрос по строке «triggered star formation HII région» к библиографической базе данных ADS выдает 163 записи о публикациях, сделанных ранее 2003 года, а с 2003 по 2009 год — уже более 220, причем, за восемь месяцев 2009 года опубликовано больше работ, чем в среднем за каждый год из семи предыдущих лет (данные на 1 августа 2009 г.). Анализируя информацию, полученную в нескольких диапазонах длин волн — от оптического до радио, — мы можем проследить изменение диапазона физических условий, в котором происходит переход газа из молекулярного в атомарное, а затем и в ионизованное состояние. Это о ткрывает новые возможности исследовать нерешенные вопросы физики образования звезд. Развитие вычислительных мощностей, в свою очередь, позволяет создавать самосогласованные модели химико-динамической эволюции протозвездных объектов. Значительные успехи в моделировании дозвездных ядер малых масс были достигнуты в в работах Ли и др. [56], Шематовича и др. [57], Аикавы и др. [58]. Расчет переноса излучения н формирования профилей молекулярных линий по результатам такого моделирования позволил найти объяснение наблюдательным данным но конкретным протозвездным объектам, как это сделано в работах Павлюченкова и др. [59, 60]. Результаты этих работ по моделированию позволяют двигаться в направлении создания самосогласованных химико-динамических моделей областей образования массивных звезд с учеюм их основного отличия мощного УФ-излучения молодой массивной звезды и практически 100-процентной ионизации ближайших к звезде областей.

Цели и задачи диссертационной работы

Цель настоящей диссертационной работы — изучение проявлений воздействия зон НII на окружающее молекулярное облако для проведения диагностики процессов в зоне звездообразования и ее эволюционного статуса на основе наблюдений. В областях образования массивных звезд происходит множество сложных процессов, и данная работа вносит вклад в решение фундаментальной астрофизической задачи — исследование взаимодействия молодых массивных звезд с их окружением: газо-пылевыми молекулярными облаками и молодыми звездами.

Проведение диагностики физических и химических процессов в областях звездообразования возможно при наличии результатов спектральных наблюдений линий излучения различных молекул, атомов и ионов. Поэтому в настоящей диссертационной работе решаются следующие задачи:

• Исследование процесса испарения молекул с поверхности пыли вблизи расширяющихся зон НII, а также их последующей диссоциации и ионизации.

• Исследование кинематики, физических условий и химического состава молекулярного облака, окружающего зону НII, на основе модельных расчетов и результатов наблюдений.

Методы исследования

Для проведения исследования в настоящей работе были проведены:

Разработка самосогласованной химико-динамической модели эволюции зоны Ни, окруженной молекулярным облаком.

Численное исследование зависимости физических условий и химического состава газа от его начальной плотности и спектрального класса звезды во время развития зоны НII.

Спектральные наблюдения излучения молекул-трассеров и определение на основе полученных данных физических условий и кинематики в плотном и разреженном газе вблизи зоны НII БЬ2-235 для оценки ее эволюционного статуса и влияния на окружающий газ.

Научная новизна работы

Построена самосогласованная химико-динамическая численная модель эволюции области НИ в окружающем молекулярном облаке, в которой впервые газодинамические уравнения, описывающие эволюцию зоны НИ, соединены с набором химических процессов, учитывающим как реакции в газовой фазе, так и обмен химическим компонентами между пылью и газом.

Впервые высказана гипотеза о том, что образование молодых звездных скоплений вблизи зоны Ни БЬ2-235 стимулировано ее расширением.

Данные по кинематике молекулярного газа впервые использованы для определения областей в молекулярном облаке, связанных с различными этапами стимулированного звездообразования.

Впервые построены карты распределения температуры газа и лучевой концентрации аммиака в направлении на молодые звездные скопления вокруг БЬ2-235.

• На основании результатов наблюдений излучения молекул в радиолиниях CS (2-1), NH3(1,1), NH3(2,2), NH3(3,3) и 13СО (1-0) впервые высказано предположение о том, что молодые звездные скопления вокруг Sh2-235 имеют разный эволюционный статус.

Научная и практическая ценность работы

Разработанная в диссертации самосогласованная химико-динамическая модель эволюции зоны НИ в окружающем молекулярном облаке открывает широкие возможности для исследования областей образования массивных звезд. Результаты моделирования позволяют одновременно исследовать изменение физических условий и химического состава в газо-пылевой среде вокруг молодой звезды. Такие исследования необходимы для диагностики областей образования массивных звезд, конечная цель которой — дать ответ на вопрос о том, как образуются массивные звезды и как они взаимодействуют с окружающим родительским молекулярным облаком и другими молодыми звездами.

Методика анализа данных спектральных наблюдений излучения молекул вблизи областей НИ может стать эффективным средством исследования процесса стимулированного звездообразования в неоднородной среде с нетепловыми движениями.

Результаты настоящей диссертации могут быть использованы в Институте астрономии РАН и других организациях, где ведутся исследования процесса звездообразования и межзвездной среды, например, в Астрокосмическом центре ФИАН и Пущинской радиоастрономической обсерватории, Институте прикладной физики РАН, CAO РАН, Уральском государственном университете им. А. М. Горького, Волгоградском государственном университете, Южном Федеральном университете, институтах Общества им. Макса Планка (Германия), Обсерватории Лейденского университета и других российских и зарубежных организациях.

Структура диссертации

Диссертационная работа состоит из Введения, четырех глав, Заключения и приложения. Объем работы составляет 163 страницы, включая 32 рисунка (в том числе 3 рисунка в приложении) и 10 таблиц. Список цитируемой литературы состоит из 189 наименований.

Результаты работы были представлены на следующих семинарах и конференциях:

• Астрофизический семинар Института астрономии РАН (2008 г.) и Волгоградского государственного университета (2009 г.)

Семинар Волгоградского государственного университета «Структурные и химические трансформации межзвездного газа, обусловленные галактической ударной волной» (2008 г.)

Российско-французский семинар «Physical conditions associated with the earliest stages of massive star formation: towards an understanding of the role played by Galactic HII regions» (2008 г., Марсель, Франция)

Российско-китайский семинар «Millimeter wave astronomy and star formation» (2007 г., Нижний Новгород)

Симпозиум Международного астрономического союза № 237 «Triggered Star Formation in Turbulent Interstellar Medium» (2006 г., Прага, Чешская Республика)

Симпозиум Международного астрономического союза № 242 «Astrophy-sical masers and their environment» (2007 г., Элис Спрингс, Австралия)

Международный симпозиум COSPAR (2008 г., Монреаль, Канада)

Международная конференция «Massive Star Formation: Observations confront Theory» (2007 г., Гейдельберг, Германия)

Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2007 (2007 г., Казань)

Конференция «Звездообразование в Галактике и за ее пределами» (2006 г., Москва)

XXXV, XXXVI и XXXVIII зимние студенческие конференции «Физика Космоса» (2006, 2007, 2009 г., Екатеринбург, Астрономическая обсерватория УрГУ)

Конференции молодых ученых Института астрономии РАН (2007, 2008 г.)

Благодарности

Автор диссертации благодарит научного руководителя доктора физ.-мат. наук Дмитрия Зигфридовича Вибе и соавторов научных публикаций за интересную совместную работу.

Финансовая поддержка работы осуществлялась за счет грантов РФФИ, фонда ИНТАС и программ ОФН РАН.

Заключение

Основные положения, выносимые на защиту

1. Самосогласованная химико-динамическая модель эволюции зон НИ в окружающем молекулярном облаке в одномерном приближении. В модели учтены важнейшие процессы, определяющие химическую структуру газа вблизи молодых массивных звезд. Отличительной чертой модели является включение взаимодействия молекул в газовой фазе с поверхностями межзвездных нылпнок.

2. Зависимость ширины переходных областей между фронтами диссоциации и испарения для молекул СО, ОН, Н20 и Н2СО от объемной концентрации газа и эффективной температуры звезды вблизи расширяющейся зоны Ни.

3. Спектральные карты излучения в линиях, соответствующих переходам J = 1 —» 0 молекулы 13СО, J = 2 —» 1 молекулы CS и переходам (J,K) — (1,1), (2,2) молекулы NH3. Карты распределения физических параметров газа в молекулярном комплексе S235.

4. Последовательность этапов процесса звездообразования в молекулярном комплексе, окружающем зону Н и Sli2-235. Три молодых звездных скопления образовались на краях зоны НII, по-видимому, вследствие ее расширения. Скопление S235 Eastl, вероятно, находится на более ранней эволюционной стадии, чем S235 East 2 и S235 Central, и полностью погружено в холодный и плотный газ.

5. Анализ использования кинематики газа вблизи зон НИ для установления последовательности процессов звездообразования в молекулярных комплексах с неоднородной средой и нетепловыми движениями.

1. Ost&rbrock D. Е., Ferland G. J. Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, Ed. by D. E. Osterbrock, G. J. Ferland. — 2006.

2. Каплан С. А., Пикелънер С. Б. Межзвездная среда.— Москва: Физматлит, 1963.

3. Хп Y., Raid М. J., Zheng X. IV., Menten К. М. The Distance to the Perseus Spiral Arm in the Milky Way // Science. 2006. - Vol. 311. - P. 54-57.

4. Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M. From Prestellar Cores to Protostars: the Initial Conditions of Star Formation // Protostars and Planets IV. 2000.- P. 59-96.

5. Zinnecker H., Yorke H. W. Toward understanding massive star formation // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 2007. - Vol. 45. - P. 481-563.

6. Bik A., Kaper L., ТЫ W.-F., Waters R. A VLT/ISAAC Study of Massive YSOs in UCHII Regions // High Resolution Infrared Spectroscopy in Astronomy / Ed. by H. U. Kaufl, R. Siebenmorgcn, A. Moorwood. — 2005. — P. 149-154.

7. Mac Low M.-M., Klessen R. S. Control of star formation by supersonic turbulence // Rev. Mod. Phys. 2004. - Vol. 76. - P. 125-193.

8. Larson R. B. Calculations of three-dimensional collapse and fragmentation // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1978. - Vol. 184. P. 69-85.

9. Bate M. R. Predicting the properties of binary stellar systems: the evolution of accreting protobinary systems // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2000. -Vol. 314. - P. 33-53.

10. Shu F. H. Self-similar collapse of isothermal spheres and star formation // Astrophys. J. 1977. Vol. 214. - P. 488-497.

11. Palla F., Stahler S. W. The Pre-Main-Sequence Evolution of Intermediate-Mass Stars // Astrophys. J. 1993. - Vol. 418. - P. 414-425.

12. Kudritzki R. P. Line-driven Winds, Ionizing Fluxes, and Ultraviolet Spectra of Hot Stars at Extremely Low Metallicity. I. Very Massive O Stars // Astrophys. J. 2002. - Vol. 577. - P. 389-408.

13. Zinnecker H., McCaughrean M. JWilking B. A. The initial stellar population // Protostars and Planets III / Ed. by E. H. Levy, J. I. Limine.— 1993. P. 429-495.

14. Walborn N. R., Drissen L., Parker J. W. et al. HST/FOS Spatially Resolved Spectral Classification of Compact OB Groups in the Large Magellanic Cloud // Astron. J. — 1999. — Vol. 118. P. 1684-1699.

15. Shu F. H., Adams F. C., Lizano S. Star formation in molecular clouds -Observation and theory // Ann. Rev. Astron. Astrophys. — 1987. — Vol. 25. P. 23-81.

16. Yorke H. W., Sonnhalter C. On the Formation of Massive Stars // Astrophys. J. 2002. Vol. 569. - P. 846-862.

17. Krumholz M. R., McKee C. F., Klein R. I. The formation of stars by gravitational collapse rather than competitive accretion // Nature. — 2005. — Vol. 438. P. 332-334.

18. Bonnell I. A., Bate M. R., Clarke C. J., Prmglc J. E. Accretion and the stellar mass spectrum in small clusters // Mon. Not. R. Astron. Soc. — 1997. -Vol. 285. P. 201-208.

19. Bonnell I. A., Bait' M. R., Clarke C. J., Pringle J. E. Competitive accretion in embedded stellar clusters // Mon. Not. R. Astron. Soc.— 2001. -Vol. 323. P. 785-794.

20. Dobbs C. L., Boririell I. A., Clark P. C. Centrally condensed turbulent cores: massive stars or fragmentation? // Mon. Not. R. Astron. Soc. — 2005. — Vol. 360. P. 2 8.

21. Bonnell I. A., Larson R. B., Zinnecker H. The Origin of the Initial Mass Function // Protostars and Planets V / Ed. by B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil. 2007. - P. 149-164.

22. Church well E. Ultra-Compact HI I Regions and Massive Star Formation // Annu. Rev. Astro. Astrophys. 2002. - Vol. 40. - P. 27-62.

23. Perault M., Omont A., Simon G. et al. First ISOCAM images of the Milky Way. 11 Astron. Astroph. 1996,- Vol. 315. - P. 165-168.

24. Egan M. P., Shipman R. F., Price S. D. et al. A Population of Cold Cores in the Galactic Plane // Astrophys. J., Lett. 1998. - Vol. 494. - P. 199-202.

25. Benjamin R. A., Churchwdl E., Bobler B. L. et al. GLIMPSE. I. An SIRTF Legacy Project to Map the Inner Galaxy // Publ. Astron. Soc. Pac. — 2003. — Vol. 115. P. 953-964.

26. Hoare M. G., Kurtz S. E., Liza,no S. et al. Ultracompact Hii Regions and the Early Lives of Massive Stars // Protostars and Planets V /.Ed. by B. Reipurth. D. Jewitt, K. Keil. 2007. - P. 181 196.

27. Keto E. The Formation of Massive Stars: Accretion, Disks, and the Development of Hypercompact H II Regions // Astrophys. J. — 2007.— Vol. 666. -P. 976-981.

28. Hollenbach D., Johnstone D., Lizano S., Shu F. Photoevaporation of disks around massive stars and application to ultracompact H II regions // Astrophys. J. 1994. - Vol. 428. - P. 654-669.

29. Yorke H. W., Welz A. Photoevaporation of protostellar disks. I. The evolution of disks around early B stars. // Astron. Astrophys. 1996. — Vol. 315. -P. 555-564.

30. Richhag S., Yorke H. W. Photoevaporation of protostellar disks. II. The importance of UV dust properties and ionizing flux. // Astron. Astrophys. -1997. Vol. 327. - P. 317-324.

31. Sharpless S. A Catalogue of H II Regions. // Astrophys. J., Suppl. Ser. -1959. Vol. 4. - P. 257-279.

32. Yorke H. W. The dynamical evolution of H II regions Recent theoretical developments // Ann. Rev. Astron. Astrophys. - 1986. — Vol. 24. — P. 49-87.

33. Church well E., Povich M. S., Allen D. et al. The Bubbling Galactic Disk // Astrophys. J. 2006. - Vol. 649. - P. 759 778.

34. Churchwell E., Watson D. F., Povich M. S. et al. The Bubbling Galactic Disk. II. The Inner 20 deg // Astrophys. J. 2007. Vol. 670. - P. 428 441.

35. Watson C., Povich M. S., Churchwell E. B. et al. Infrared Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic H II Regions // Astrophys. J. 2008. — Vol. 681. P. 1341 1355.

36. Elmegreen B. G., Lada C. J. Sequential formation of subgroups in OB associations // Astroph. J. 1977. - Vol. 214. P. 725-741.

37. Preibisch T., Zinnecker H. Sequentially triggered star formation in OB associations // Proc. IAU Symp. / Ed. by B. G. Elmegreen, J. Palous. — Vol. 237 of IAU Symposium. 2007,- P. 270 277.

38. Dehorucng L., Lefloch B., Zavagno A. et al. Triggered massive star formation at the border of the HII region Sh 140 // Astron. Astroph. 2003. Vol. 408. P. 25-28.

39. Dcharveng L., Zavagno A., Capian J. Triggered massive-star formation on the borders of Galactic H II regions. I. A search for "collect and collapse" candidates // Astron. Astrophys. 2005. - Vol. 433. - P. 565-577.

40. Zavagno A., Deharveng L., Comer on F. et al. Triggered massive-star formation on the borders of Galactic H II regions. II. Evidence for the collect and collapse process around RCW 79 // Astron. Astrophys. 2006. - Vol. 446. P. 171-184.

41. Zavagno A., Pomares M., Deharveng L. et al. Triggered star formation on the borders of the Galactic H ii region RCW 120 // Astron. Astrophys. 2007. Vol. 472. - P. 835-846.

42. Deharveng L., Lefloch B., Kurtz S. et al. Triggered massive-star formation on the borders of Galactic H II regions. IV. Star formation at the periphery of Sh2-212 // Astrori. Astrophys. 2008. Vol. 482. - P. 585-596.

43. Deharveng L., Zavagno A. Massive star formation triggered by galactic HII regions // Massive star formation: observations confront theory / Ed. by

44. H. Beuther, H. Linz, H. T. Vol. 387 of ASP Conference Series, Proc. conf., Heidelberg, Germany, 10-14 September 2007. 2008. - P. 338-345.

45. Chavarria L. A., Allen L. EHora J. L. et al. Spitzer Observations of the Massive Star-forming Complex S254-S258: Structure and Evolution // Astrophys. J. 2008. - Vol. 682. - P. 445 -462.

46. Bieging J. H., Peters W. L., Vilaro B. V. et al. Sequential star formation in the Sh 254-258 molecular cloud: HHT maps of CO J—3-2 and 2-1 emission // IAU Symposium / Ed. by B. G. Elrnegreen, J. Palous. Vol. 237 of IAU Symposium. - 2007. - P. 396-396.

47. Koenig X. P., Allen L. E., Gutermuth R. A. et a,I. Clustered and Triggered Star Formation in W5: Observations with Spitzer // Astrophys. J. 2008. — Vol. 688. P. 1142-1158.

48. 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.

49. Formulation and Initial Results // Astrophys. J. — 2002,— Vol. 569. P. 792-802.

50. 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. - Vol. 588. — P. 894 909.

51. Aikawa YOhashi N., Herbst E. Molecular Evolution in Collapsing Prestella.r Cores. II. The Effect of Grain-Surface Reactions // Astrophys. J.- 2003. Vol. 593. P. 906-924.

52. Pavlyuchenkov Y., Wiehe D., Launhardt 11. Henning T. CB 17: Inferring the Dynamical History of a Prestellar Core with Chemodynamical Models // Astrophys. J. 2006. - Vol. 645. - P. 1212 1226.

53. Pavlyuchenkov Y., Wiehe D., Shustov B. et al. Molecular Emission Line Formation in Prestellar Cores 11 Astrophys. J. 2008. — Vol. 689. P. 335 350.

54. Tielens A. G. G. M. Physics and Chemistry of the Interstellar Medium. Cambridge: Cambridge University Press, 2005.

55. Mac Low M.-M., Toraskar J., Oishi J. S., Abel T. Dynamical Expansion of H II Regions from Ultracompact to Compact Sizes in Turbulent, Self-gravitating Molecular Clouds // Astrophys. J. 2007. Vol. 668. - P. 980-992.

56. Pontoppidan K. M., Dartois E., van Dishoeck E. F. et al. Detection of abundant solid methanol toward young low mass stars // Astron. Astrophys. 2003. Vol. 404. - P. L17-L20.

57. Boogert, A. C. A., Pontoppidan K. M., La,huts F. et al. Spitzer Space Telescope Spectroscopy of Ices toward Low-Mass Embedded Protostars // Astrophys. J., Suppl. Ser. 2004. - Vol. 154. - P. 359-362.

58. Jörgen se n, J. K., Schöier F. L., van Dishoeck E. F. Molecular freeze-out as a tracer of the thermal and dynamical evolution of pre- and protostellar cores // Astron. Astrophys. 2005. - Vol. 435. - P. 177 182.

59. Cook A. H. Elementary models for stimulated radio emission from interstellar OH // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1968. - Vol. 140. - P. 299.

60. Garay G., Reid M. JMoran J. M. Compact H II regions Hydrogen recombination and OH maser lines // Astrophys. J.™ 1985.-- Vol. 289. P. 681 697.

61. Forstel- J. R., Caswell J. L. The spatial relationship of OH and H20 masers // Astron. Astrophys. 1989. Vol. 213. - P. 339 350.

62. Ellingsen S. P., Voronkov M. A., Cragg D. M. et al. Investigating highmass star formation through maser surveys // IAU Symposium / Ed. by J. M. Chapman, W. A. Baan. Vol. 242 of IAU Symposium.- 2007. -P. 213-217.

63. Boonman A. M. S., Stark R., van der Так F. F. S. et al. Highly Abundant HCN in the Inner Hot Envelope of GL 2591: Probing the Birth of a Hot Core? // Astrophys. J., Lett. 2001. - Vol. 553. - P. 63-67.

64. Dotij S. D., van Dishoeck E. F., van der Так F. F. S., Boonman A. Al. S. Chemistry as a probe of the structures and evolution of massive star-forming regions jI Astron. Astrophys. 2002. - Vol. 389. - P. 446-463.

65. Lee J.-E., Evans N. J., II, Bergin E. A. Comparisons of an Evolutionary Chemical Model with Other Models // Astrophys. J. 2005,- Vol. 631. P. 351-360.

66. Voronkov M. A., Brooks K. J., Sobolev A. M. et al. Class I methanol masers in the outflow of IRAS16547-4247 // Mon. Not. R. Astron. Soc.- 2006.-Vol. 373. P. 411-424.

67. Матвееико JI. И., Демичев В. А., Сиваконъ С. Сдр. Аккреционный диск, биполярный поток, оболочка структура, сопутствующаяформированию иротозвезды // Письма в Астрон. журн. — 2005. — Vol. 31. — Р. 913-921.

68. Slysh V. I., Voronkov М. A., Val'Tts I. Е., Migenes V. Methanol and Н20 Masers in a Disk around GL 2789 // Astronomy Reports. — 2002. — Vol. 46. -P. 969-980.

69. Ст/тцер м. JI. Физические процессы в межзвездной среде,— Москва: Мир, 1981.

70. Goldsworthy F. A. Ionization Fronts in Interstellar Gas and the Expansion of HII Regions // Royal Society of London Philosophical Transactions Series A. 1961. - Vol. 253. - P. 277-300.

71. Newman R. C., Axford W. I. The Expansion of H II Regions // Astrophys. J. 1968. - Vol. 153. - P. 595-614.

72. Franko J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. On the formation and expansion of HII regions // Astrori. Astrophys. — 1990. Vol. 349. P. 126-140.

73. Mathews W. G. The Time Evolution of an H II Region. // Astrophys. J. -1965. Vol. 142. - P. 1120-1140.

74. Lasker В. M. Ionization Fronts for H II Regions with Magnetic Fields // Astrophys. J. 1966. - Vol. 146. - P. 471-479.

75. Tenorio-Tagle G. The time evolution of an ionization front // Astron. Astrophys. 1976. - Vol. 53. - P. 411-417.

76. Tenorio-Tagle G. The gas dynamics of H II regions. I The champagne model 11 Astron. Astrophys. - 1979. - Vol. 71. P. 59-65.

77. Bodenheimer P., Tenorio-Tagle G., Yorke H. W. The gas dynamics of H II regions. II Two-dimensional axisymmetric calculations // Astrophys. J. 1979. - Vol. 233. - P. 85 96.

78. Yorke H. W., Bodenheimer P., Tenorio-Tagle G. The gas dynamics of H II regions. VI H II regions in collapsing massive molecular clouds // Astron. Astrophys. - 1982. - Vol. 108. - P. 25-41.

79. Rodriguez-Gaspar J. A., Tenorio-Tagle G. The hydrodynamics and ionization structure of gaseous nebulae. I. The time-dependent solution // Astron. Astrophys. 1998. Vol. 331. P. 347-360.

80. Mellema G., Arthur S. J. Henney W. J. et al. Dynamical H II Region Evolution in Turbulent Molecular Clouds // Astrophys. J. 2006. — Vol. 647. -P. 397-403.

81. Garcia-S égara G., Franco J. From Ultracompact to Extended H II Regions / / Astrophys. J. 1996. Vol. 469. — P. 171-188.

82. Elitzur M., de Jong T. A model for the maser sources associated with H II regions // Astron. Astrophys. — 1978. Vol. 67. - P. 323-332.

83. Bertoldi F., Draine B. T. Nonequilibrium Photodissociation Regions: Ionization-Dissociation Fronts // Astrophys. J. — 1996. — Vol. 458. — P. 222.

84. Stoerzer H., Hollenbach D. Nonequilibrium Photodissociation Regions with Advancing Ionization Fronts // Astrophys. J. — 1998. — Vol. 495. — P. 853870.

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

86. Holleribach D., McKee C. F. Molecule formation and infrared emission in fast interstellar shocks. Ill Results of J shocks in molecular clouds // Astrophys. J. 1989. - Vol. 342. - P. 306-336.

87. Lee H.-H., Herbst E., Pineau des Forets D. et al. Photodissociation og H2 and CO and time dependent chemistry in inhomogeneous interstellar clouds // Astron. Astrophys. 1996. - Vol. 311. P. 690-707.

88. Hosokawa T., Inutsuka S.-i. Dynamical Expansion of Ionization and Dissociation Front around a Massive Star. II. O11 the Generality of Triggered Star Formation // Astrophys. J. 2006. - Vol. 646. - P. 240-257.

89. Stone J. M., Norman M. L. ZEUS-2D: A radiation magnetohydrodynamics code for astrophysical flows in two space dimensions. I The hydrodynam-ic algorithms and tests. // Astrophys. J., Suppl. Ser. — 1992.— Vol. 80.-P. 753 790.

90. Kuracz R. L. Model atmospheres for G, F, A, B, and O stars // Astrophys. J., Suppl. Ser. 1979. - Vol. 40. - P. 1-340.

91. Diaz-Miller R. I., Franco J., Shore S. N. Photoionized and Photodissociatcd Regions around Main-Sequence Stars // Astrophys. J. — 1998. — Vol. 501. P. 192-206.

92. Draine B. T., Bertoldi F. Structure of Stationary Photodissociation Fronts // Astrophys. J. 1996. - Vol. 468. - P. 269-289.

93. Habing H. J. The interstellar radiation density between 912 A and 2400 A // Bull. Astron. Inst. Neth. 1968. - Vol. 19. - P. 421-433.

94. Shull J. M. H2 resonance fluorescence with Lyman-alpha // Astropliys. J. 1978. Vol. 224. - P. 841 -847.

95. Brown P. N., Byrne G. D., Hindmarsh A. C. VODE: A Variable-Coefficient ODE Solve // SIAM J. Sci. Stat. Comput. 1989. - Vol. 10. - P. 1038-1051.

96. Millar T. G., Farquhar P. R. A., Willacy K. The UMIST database for astrochemistry // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. — 1995.— Vol. 121. — P. 139-185.

97. 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. - Vol. 82. - P. 167-195.

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

99. Jonkheid B., Faas F. G. A., van Zadelhoff G.-J., van Dishoeck E. F. The gas temperature in flaring disks around pre-main sequence stars // Astron. Astrophys. 2004. - Vol. 428. - P. 511-521.

100. Weingartner J. С., Draine В. Т. Photoelectric Emission from Interstellar Dust: Grain Charging and Gas Heating // Astrophys. J., Suppl. Ser. — 2001. Vol. 134. - P. 263-281.

101. Neufeld D. A., Kaufman M. J. Radiative Cooling of Warm Molecular Gas // Astrophys. J. 1993. - Vol. 418. - P. 263-272.

102. Mie G. Beitrage zur optik truber medien // Ann. Phys. (Leipzik). 1908. — Vol. 25. P. 57-136.

103. Watson W. D. The Rate of Formation of Interstellar Molecules by Ion-Molecule Reactions 11 Astrophys. J., Lett. 1973. - Vol. 183. - P. 17-20.

104. Semenov D., Wiebe D., Henning T. Gas-Phase CO in Protoplanetary Disks: A Challenge for Turbulent Mixing // Astrophys. J., Lett. 2006.— Vol. 647. - P. 57-60.

105. Bergin E. A., Aikawa Y., Blake G. A., van Dishoeck E. F. The Chemical Evolution of Protoplanetary Disks // Protostars and Planets V / Ed. by B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil. 2007. P. 751 766.

106. Вибе Д. 3.; Семенов Д. А., Хенпинг Т. Молекулярная структура дисков коричневых карликов // Астрой, жури. --- 2008. Vol. 85. Р. 1047 1056.

107. Hosokawa Т. Trapping of the НИ a and photodissocistion region in a radially stratified molecular cloud // Astron. Astrophys. — 2007.- Vol. 463. P. 187-194.

108. Bartkiewicz A., Szyrriczak M., van Langevelde H. J. Ring shaped 6.7 GHz methanol maser emission around a young high-mass star // Astron. Astro-phys. 2005. - Vol. 442. - R 61 64.

109. Turrelles J. M., Patel N. A., Gomez J. F. et al. Spherical episodic ejection of material from a young star // Nature. 2001. Vol. 411. - P. 277 280.

110. Israel F. P. CO observations of several galactic H II regions // Astron. J. -1980. Vol. 85. - P. 1612-1630.

111. Dame Т. M., Hartmann D., Thaddeus P. The Milky Way in Molecular Clouds: A New Complete CO Survey // Astrophys. J. 2001. - Vol. 547. -P. 792 813.

112. Wilson C. D. The Metallicity Dependence of the CO-to-H 2 Conversion Factor from Observations of Local Group Galaxies // Astrophys. J., Lett. -1995. Vol. 448. P. 97-100.

113. Draine В. T. Interstellar Dust Grains // Ann. Rev. Astron. Astrophys. — 2003. Vol. 41. - P. 241-289.

114. Chwchwell E., Whitney В. А., В abler B. L. et al. RCW 49 at Mid-Infrared Wavelengths: A GLIMPSE from the Spitzcr Space Telescope // Astrophys. J., Suppl. Ser. 2004. - Vol. 154. - P. 322-327.

115. Belloehe A., Garrod R. Т., Miiller H. S. P. et al. Increased complexity in interstellar chemistry: detection and chemical modeling of ethyl formate and n-propyl cyanide in Sagittarius B2(N) // Astron. Astrophys. — 2009. Vol. 499. P. 215-232.

116. Russeil D. Star-forming complexes and the spiral structure of our Galaxy // Astron. Astrophys. 2003. - Vol. 397. P. 133 146.

117. Georgelin Y. M., Georgelin Y. P., Roux S. Observations de nouvelles regions HII galactiques et d'etoiles excitatrices // Astron. Astrophys. — 1973. -Vol. 25. P. 337-350:

118. Israel F. P., Felli M. Aperture synthesis observations of galactic H II regions. VIII S106 and S235: Regions of star formation // Astron. Astrophys. — 1978. - Vol. 63. - P. 325-334.

119. HeyerM. H., Carpenter J. M., Ladd E. F. Giant Molecular Cloud Complexes with Optical H II Regions: 12CO and 13CO Observations and Global Cloud Properties // Astrophys. J. 1996. — Vol. 463. - P. 630.

120. Kumar M. S. N., Keto E., Clerkin E. The youngest stellar clusters. Clusters associated with massive protostellar candidates // Astron. Astrophys. -2006,- Vol. 449. P. 1033-1041.

121. Joint Iras Science W. G. IRAS catalogue of Point Sources, Version 2.0 (IPAC 1986) 11 VizieR Online Data Catalog. 1994. - Vol. 2125.

122. Evans N. J., II, Blair G. N. The energetics of molecular clouds. Ill The S235 molecular cloud // Astrophys. J. -- 1981. - Vol. 246. — P. 394-408.

123. Evans N. J., II, Beichman C., Gatley I. et al Infrared studies of the S235 molecular cloud // Astrophys. J. 1981,- Vol. 246. - P. 409-415.

124. Carpenter J. M., Snell R. L., Schloerb F. P. Molccular clouds associated with luminous far-infrared sources in the outer Galaxy // Astrophys. J. — 1990. Vol. 362. - P. 147-164.

125. Carpenter J. M., Snell R. L., Schloerb F. P., Skrutskie M. F. Embedded star clusters associated with luminous IRAS point sourccs // Astrophys. J. — 1993. Vol. 407. - P. 657-679.

126. Schreyer K. Penning T., Koctnpe C., Harjunpaeae P. NH3 and HCO+ towards luminous IRAS sourccs. // Astron. Astrophys. — 1996. — Vol. 306. — P. 267.

127. Henning T., Cesaroni R. Walmsley M., Pfau W. Maser search towards young stellar objects // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. — 1992. — Vol. 93. — P. 525-538.

128. Goddi C., Moscaddli L., Torrdles J. M. et al. Evidence supporting the kinematic interpretation of water maser proper motions // Astron. Astrophys. — 2006,-Vol. 447.- P. 9-12.

129. Goddi C., Moseadelli L. Tracing the base of protostellar wind(s) towards the high-mass star forming region AFGL 5142: VLA continuum and VLBA H20 maser observations // Astron. Astrophys. — 2006. — Vol. 447. — P. 577-587.

130. Snell R. L., Diekman R. L., Huang Y.-L. Molecular outflows associated with a flux-limited sample of bright far-infrared sources // Astrophys. J. — 1990. — Vol. 352.-P. 139-148.

131. Pirogov L. J=l-0 HCN toward bright far-infrared sources in the outer Galaxy // Astron. Astrophys. 1999. - Vol. 348. - P. 600-613.

132. Slysh V. /., Dzura A. M., Val'tts I. E., Gerard E. Further search for OH emission from IRAS sources // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. — 1997. — Vol. 124. P. 85-108.

133. Alvarez C., Hoare M., Glindemann A., Richichi A. Near-IR speckle imaging of massive young stellar objects // Astron. Astrophys. — 2004. — Vol. 427. — R 505-518.

134. Klein R., Posselt B., Schreyer K. et al. A Millimeter Continuum Survey for Massive Protoclusters in the Outer Galaxy // Astrophys. J., Suppl. Ser.— 2005. Vol. 161. - P. 361-393.

135. Lovas F. J., Johnson D. R., Snyder L. E. Recommended rest frequencies for observed interstellar molecular transitions // Astrophys. J., Suppl. Ser.— 1979. Vol. 41. P. 451-480.

136. Silverman B. W. Density estimation for statistics and data analysis, Ed. by B. W. Silverman. 1986.

137. Li A., Draine B. T. Infrared Emission from Interstellar Dust. II. The Diffuse Interstellar Medium // Astrophys. J. 2001. - Vol. 554. - P. 778 -802.

138. Povich M. S., Stone J. M., Churchwell E. et al. A Multiwavelength Study of M17: The Spectral Energy Distribution and PAH Emission Morphology of a Massive Star Formation Region // Astrophys. J. 2007. — Vol. 660. P. 346-362.

139. Fell? M., Testi L., Valdettaro R., Wang J.-J. Star formation in the S 235 A-B complex. // Astron. Astrophys. 1997. - Vol. 320. — P. 594-604.

140. Porras A., Cruz-Gonzalez I., Salas L. Young stellar clusters and H2 nebulosities in S233IR 11 Astron. Astrophys. 2000. - Vol. 361. - P. 660 670.

141. Shepherd D. S., Watson A. M. A Detailed Study of G173.58+2.45: an Intermediate-Mass Star-forming Region // Astrophys. J.— 2002.— Vol. 566. P. 966-973.

142. Aarseth S. J., Hills J. G. The Dynamical Evolution of a Stellar Cluster with Initial Sub clustering // Astron. Astrophys. 1972. - Vol. 21. — P. 255-263.

143. Lafon G., Baudry A., de La Noe J., Deharveng L. The molecular cloud-H II region complexes associated with SH 90 and SH 235 // Astron. Astrophys. -1983. Vol. 124. - P. 1-10.

144. Weaver R., McCray R., Castor J. ef al. Interstellar bubbles. II Structure and evolution // Astrophys. J. - 1977. Vol. 218. - P. 377-395.

145. Jijina J., Myers P. C., Adams F. C. Dense Cores Mapped in Ammonia: A Database // Astrophys. J., Suppl. Ser. 1999. — Vol. 125.- P. 161-236.

146. Ho P. T. P., Townes C. H. Interstellar ammonia // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1983. - Vol. 21. - P. 239-270.

147. Matsakis D. N., Brandshaft D. Chui M. F. et al. Anomalous Ammonia Absorption in DR 21 // Astrophys. J., Lett. 1977. - Vol. 214. - P. 67-72.

148. Stutzki J., Winnewisser G. On the interpretation of hyperfinc-structure intensity anomalies in the NH3 (J, K) = (1, 1) inversion transition // Astron. Astrophys. 1985. - Vol. 144. - P. 13-26.

149. Park Y.-S. Hyperfine anomalies in the ammonia (1,1) inversion transition: Can they be a tracer of systematic motion? // Astron. Astrophys. — 2001. Vol. 376. P. 348- 355.

150. Longmore S. N., Burton M. G., Barnes P. J. et al. Multiwavelength observations of southern hot molecular cores traced by methanol rnasers I. Ammonia and 24-GHz continuum data // Mon. Not. R. Astron. Soc. — 2007. -Vol. 379. - P. 535-572.

151. Elmegreen B. G. Observations and Theory of Dynamical Triggers for Star Formation // Origins / Ed. by C. E. Woodward, J. M. Shull, H. A. Thronson, Jr. — Vol. 148 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series. — 1998,- P. 150 183.

152. Boss A. P. Collapse and fragmentation of molecular cloud cores. 2: Collapse induced by stellar shock waves 11 Astrophys. J. — 1995. Vol. 439. — P. 224236.

153. Krebs J., Hillebrandt W. The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds // Astron. Astrophys. 1983. - Vol. 128. — P. 411-419.

154. Thompson M. A., Urquhart J. S., White G. J. A Compact Array imaging survey of southern bright-rimmed clouds // Astron. Astrophys. — 2004. — Vol. 415.-P. 627-642.

155. Kazes I., Walmsley C. M., Churchwell E. Radio line and continuum observations of ten small Sharplcss H II regions // Astron. Astrophys. — 1977. — Vol. 60. P. 293-302.

156. Silverglate P. R., Terzian Y. Carbon and hydrogen radio recombination lines from H II regions 11 Astrophys. J. 1978. - Vol. 224. - P. 437-443.

157. Quireza C.; Rood R. T., Balser D. S., Bania T. M. Radio Recombination Lines in Galactic H II Regions // Astrophys. J., Suppl. Ser. — 2006. Vol. 165. P. 338-359.

158. Nakano M.; Yoshida S. Molecular line observations of the S235B region // Publ. Astron. Soc. Jpn. 1986. - Vol. 38. - P. 531-545.

159. Fuente A., Martin-Pintado J., Bachiller R. et al. Progressive dispersal of the dense gas in the environment of early-type and late-type Herbig Ae-Be stars // Astron. Astrophys. 1998. - Vol. 334. - P. 253-263.

160. Fuente A., Martin-Pintado J., Bachiller R. et al. The history of mass dispersal around Herbig Ae/Be stars // Astron. Astrophys. — 2002. Vol. 387. — P. 977-992.

161. Walmsley C. M., Ungerechts H. Ammonia as a molecular cloud ther-mometr // Astron. Astrophys. 1987. - Vol. 122. - P. 164-170.

162. Stabler S. W., Palla F. The Formation of Stars, Ed. by S. W. Stahler, F. Palla. 2005.

163. Danby G., Flower D. R., Valiron P. et al. A recalibration of the interstellar ammonia thermometer // Mon. Not. R. Astron. Soc.— 1988.— Vol. 235.— P. 229-238.