Исследования структуры и характеристик плотных ядер в областях образования массивных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

//

ПИРОГОВ Лев Евгеньевич

ИССЛЕДОВАНИЯ СТРУКТУРЫ И ХАРАКТЕРИСТИК ПЛОТНЫХ ЯДЕР В ОБЛАСТЯХ ОБРАЗОВАНИЯ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД

01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Нижний Новгород - 2014

■а

Работа выполнена в Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Институт прикладной физики Российской академии наук (ИПФ РАН) г. Нижний Новгород.

Научный ЗИНЧЕНКО Игорь Иванович, доктор физико-матема-консультант: тических наук, старший научный сотрудник (ИПФ РАН)

Официальные РУДНИЦКИЙ Георгий Михайлович, доктор физико-оппоненты: математических наук, заведующий отделом радиоастрономии Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова (ГАИТИ)

ВИВЕ Дмитрий Зигфридович, доктор физико-математических наук, заведующий отделом физики и эволюции звёзд Федерального государственного бюджетного учреждения науки Институт астрономии Российской академии наук (ИНАСАН)

ДУБРОВИЧ Виктор Константинович, доктор физико-математических наук, заведующий лабораторией галактических и внегалактических исследований Санкт-Петербургского филиала Федерального государственного бюджетного учреждения науки Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук (СПбФ CAO РАН)

Ведущая Астрокосмический центр Федерального государственного организация: бюджетного учреждения науки Физический институт им. П.Н.Лебедева Российской академии наук, г. Москва

Защита состоится 22 апреля 2014 г. в 14 часов на заседании Диссертационного совета Д 212.161.01 при Федеральном государственном бюджетном научном учреждении "Научно-исследовательский радиофизический институт" (ФГБНУ НИРФИ) по адресу: г. Нижний Новгород, 603950, ул. Большая Печерская, 25/12а.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФГБНУ НИРФИ. Дата рассылки автореферата 18 марта 2014 г.

Ученый секретарь диссертационного совета, доктор физ.-мат. наук , ;

А.Н. Караштин

РОССИЙСКАЯ ГОСУДЛРО: У!.ИНАЯ

ьивлиш ька Общая характеристика работы

Диссертация посвящена задачам исследования структуры, физических характеристик и химического состава плотных ядер в областях образования массивных звезд, что напрямую связано с фундаментальной проблемой астрофизики, проблемой звездообразования. Основу диссертации составили данные наблюдений в молекулярных линиях и в континууме представительных выборок и отдельных объектов. В диссертации развиты методы обработки данных, проведен их теоретический анализ и разработаны модели объектов. Определены основные физические параметры ядер и их распределения внутри ядер, в частности, сделаны оценки радиальных профилей плотности. Исследованы эффекты химической дифференциации. Проведен поиск мелкомасштабной фрагментарности в ядрах, определены физические параметры фрагментов. Проведены исследования свойств газа и пыли в области индуцированного звездообразования \У40.

Актуальность работы и предмет исследования

Проблема звездообразования является одной из важнейших фундаментальных проблем астрофизики. Согласно современным данным, образование звезд происходит в наиболее холодных и плотных областях межзвездных газопылевых облаков, получивших название плотных ядер. Температуры этих объектов обычно лежат в диапазоне ~ 10 — 100 К, а плотности могут изменяться от ~ 103 см-3 до ~ 107 см-3 и более высоких значений. Помимо молекулярного водорода в этих областях содержится большое количество разнообразных неорганических и органических молекул, а также частиц пыли. Свидетельством того, что именно в этих объектах происходит образование новых звезд, может служить наличие в них ультракомпактных зон Н II, а также ярких точечных ИК-источников, являющихся, соответственно, индикаторами ионизации и нагрева газопылевой оболочки, окружающей звезду на начальных этапах ее эволюции. Признаками ранних стадий звездообразования являются "горячие ядра" и молекулярные мазерные источники, а также молекулярные истечения, которые свидетельствуют о начавшейся динамической активности молодых звездных объектов.

Многие аспекты процесса звездообразования, в особенности, его начальные условия и ранние стадии, когда ядро или его часть теряет устойчивость и начинается сжатие, остаются неясными, несмотря на значительно возросший за последние годы объем наблюдательных данных. В частности, вопрос о том, почему в одних случаях звезды образуются в группах и кластерах, среди которых мы встречаем звезды большой массы 8 М®), а в других - в изоляции с массами порядка

солнечной, на сегодняшний день не решен. В отличие от звезд малой массы для звезд большой массы до сих пор не существует общепринятой теории образования и эволюции [1]. Неясно, формируются ли массивные звезды аналогично звездам малой массы из ядер с более высокой турбулентностью и скоростью аккреции (например, [2, 3]) или же здесь играют роль иные процессы, такие как, например, конкурирующая аккреция [4]. Области формирования массивных звезд являются более редкими, более далекими и эволюционируют значительно быстрее, чем области образования звезд малой массы, проводя значительный период своей эволюции внутри газопылевого кокона. По мере эволюции массивные звезды воздействуют на окружающее родительское облако посредством звездного ветра, массивных истечений, сильного УФ-излучения и расширяющихся зон Н II. В результате этих процессов физические условия и химический состав родительского облака меняются, а газ низкой плотности, выметенный на периферию, может формировать слои повышенной плотности, либо вступать во взаимодействие с существующими неоднородностями, сжимая их и инициируя новый процесс звездообразования. Поскольку окружающая среда обычно неоднородна и обладает богатым химическим составом, это приводит к сложным морфологическим картинам распределения газа и пыли в каждом отдельном случае. Учитывая многообразие физических явлений и наблюдаемых феноменов, связанных с этими процессами, исследования ядер, связанных с областями образования массивных звезд, представляются весьма важными.

Структура ядер является важным фактором, влияющим на то, как проходит процесс звездообразования внутри них, включая распределения таких параметров, как плотность, температура, распространенности газовых составляющих, поля случайных и систематических скоростей, степень ионизации и магнитные поля. Распределения основных физических параметров могут различаться в ядрах различного типа. Известно, например, что звездные кластеры, исключительно в которых наблюдаются массивные звезды, связаны с ядрами облаков большой массы (например, [5, 6, 7]). Также существует представление, основанное как на наблюдениях, так и модельных расчетах, что маломассивные ядра обладают профилями плотности, близкими к профилям плотности изотермической сферы, в то время как в массивных ядрах профиль плотности принято полагать более пологим [8, 9, 10]. Дисперсии скоростей газа на луче зрения, как правило, превышают тепловые; при этом, в массивных ядрах они в несколько раз больше, чем в маломассивных.

Исследования внутренней структуры идут как по пути непосредственного измерения распределений физических параметров в ядрах,

определенных по данным наблюдений, так и по пути численного моделирования излучения и выбора моделей, наиболее адекватных полученным данным для выработки общих закономерностей и теоретических взглядов на данную проблему. Одним из наиболее сложных и противоречивых вопросов остается вопрос о существовании мелкомасштабной фрагментарной структуры в массивных ядрах, на существование которой имеются неявные указания.

Эффективным средством определения свойств газопылевых облаков и их ядер являются наблюдения в линиях различных молекул и в континууме на длинах волн от миллиметрового до инфракрасного диапазонов. Большое количество вращательных переходов межзвездных молекул приходится на миллиметровый диапазон длин волн, в частности, на его коротковолновую чаять. Часто эти наблюдения являются единственным доступным источником информации о процессах, происходящих в плотных ядрах газопылевых облаков. Прогресс в области приемной техники в этом диапазоне длин волн, имевший место за последнее время, позволил обнаружить большое количество новых спектральных линий, отождествить их с определенными молекулярными переходами, исследовать большое количество объектов и значительно продвинуться в понимании физики газопылевых облаков и их ядер.

Цели и задачи работы, использованные методы

В цели и задачи настоящей диссертации входили систематические исследования структуры, физических характеристик и химического состава плотных ядер газопылевых облаков, связанных с областями образования массивных звезд в Галактике с помощью радиоастрономических наблюдений. Данные задачи непосредственно связаны с проблемой звездообразования, что определяет их актуальность. Для решения поставленных задач использованы методы наблюдательной радиоастрономии, а также стандартные и оригинальные программы обработки наблюдательных данных. Основной массив данных наблюдений был получен на радиотелескопах OSO-20 (Онсала, Швеция), SEST-15 (Чили), РМО-13,7 (Китай), IRAM-30 (Испания), Effelsberg-100 (Германия) и на интерферометре GMRT (Индия). Для интерпретации данных наблюдений были использованы как стандартные методы анализа, так и оригинальные программы обработки. Анализ данных потребовал также проведения детальных модельных расчетов возбуждения молекул, для чего были исследованы теоретические модели и разработаны оригинальные компьютерные программы расчета возбуждения молекул, результатом которых явились модельные спектры, предназначенные для непосредственного сравнения с данными наблюдений.

Научная новизна работы

Основное направление данной работы - исследование физических характеристик и структуры плотных ядер в областях образования массивных звезд и звездных кластеров, а также определение их химического состава. С этой целью проведены наблюдения представительных выборок областей образования массивных звезд и отдельных объектов в молекулярных линиях и в континууме в миллиметровом диапазоне длин волн. Новизна материала заключается в отборе объектов исследования, удовлетворяющих определенным критериям, в проведении оригинальных наблюдений в молекулярных линиях и в континууме, а также в оригинальных методах обработки и анализа данных, включая разработку моделей и компьютерных программ расчета возбуждения молекул.

Определены физические характеристики ядер, включая размеры, кинетические температуры газа и температуры пыли, массы, плотности и дисперсии скоростей. Исследованы распределения наблюдаемых параметров внутри ядер. Сравнение физических характеристик массивных ядер, наблюдавшихся в линии (1-0), с характеристиками подобных ядер в областях образования звезд малой массы показало, что помимо ббльших размеров, больших масс и дисперсий скоростей, исследованные нами ядра обладают меньшими значениями средних плотностей и градиентов скоростей по сравнению с ядрами, в которых образуются звезды малой массы. Впервые показано, что вытянутость ядер может быть связана с их вращением.

Обнаружены систематические различия между пространственными распределениями различных молекул, а также между распределениями молекул и пыли (химическая дифференциация). В отличие от химической дифференциации в областях образования звезд малой массы не обнаружено вымерзания молекул СЭ и/или СО на пыли. СЭ коррелирует с пылью в ядрах с внутренними источниками. Распространенности СО, СБ и НСК близки к постоянным значениям, а оптически тонкие линии более редких изотопов этих молекул могут служить индикаторами общего распределения плотного газа в данных областях. Обнаружено, что электронные концентрации повышены в направлении внутренних молодых звездных объектов. Обнаружены сильные вариации распро-страненностей И2Н+ и Н1ЧС. Они антикоррелируют с электронными концентрациями, уменьшаясь в направлении внутренних объектов, что можно объяснить диссоциативной рекомбинацией.

Найдено, что радиальные профили плотности во внутренних областях ядер в среднем близки к степенной зависимости со степенным показателем -1.6(0.3). Показано, что для описания профилей плотности также хорошо подходит модифицированная модель Боннора-Эберта, опи-

сывающая сферу с тепловыми и нетепловыми (микротурбулентными) движениями и ограниченную внешним давлением.

Впервые на профилях молекулярных линий, полученных с высоким отношением сигнал/шум в направлении ряда плотных ядер в областях образования массивных звезд, обнаружены флуктуации интенсивности малой амплитуды вблизи пиков линий, связанных с наличием в диаграмме телескопа большого числа мелких фрагментов. С помощью аналитической модели и детальных расчетов возбуждения молекул в рамках модели облака, состоящего из ансамбля идентичных мелких тепловых фрагментов, распределенных по случайному закону и движущихся со случайными скоростями, сделаны оценки общего числа фрагментов в диаграмме телескопа и их физических параметров.

Проведены детальные исследования плотного ядра одной из ближайших к нам областей образования массивных звезд \У40, которые выявили резкие различия в распределениях плотного газа и пыли, эффекты химической дифференциации и различия физических характеристик в различных частях области. Показано, что ионизационный фронт от зоны Н II приводит к сжатию газа в восточной части ядра и индуцирует новую фазу звездообразования.

Достоверность результатов, научное и практическое значение

Достоверность полученных результатов определяется большим массивом полученных в работе данных с использованием мировых радиотелескопов, использованием стандартных методов обработки и анализа данных, а также сопоставлением результатов наблюдений и рассчитанных значений физических параметров с независимыми оценками.

Полученные в настоящей работе экспериментальные данные и результаты их анализа, а также результаты модельных расчетов возбуждения молекул в плотных ядрах газопылевых облаков могут быть использованы при построении физико-химических и эволюционных моделей областей звездообразования, а также для анализа и интерпретации данных аналогичных измерений. Разработанные методы обработки спектральных данных и карт, а также модели возбуждения молекул в плотных ядрах молекулярных облаков и компьютерные программы для численного моделирования могут быть использованы для обработки, анализа и интерпретации данных спектральных радиоастрономических наблюдений плотных ядер газопылевых облаков в линиях различных молекул.

Положения, выносимые на защиту

1. Результаты исследований плотных ядер в областях образования массивных звезд по данным наблюдений в молекулярных линиях и в континууме, определение основных физических характеристик, включая оценки отношений энергии вращения ядер к гравитационной энергии, сравнение с характеристиками ядер в областях образования звезд малой массы.

2. Результаты исследований эффектов химической дифференциации, выражающихся в систематических различиях между пространственными распределениями отдельных молекул и пыли, сравнение с подобными эффектами в областях образования звезд малой массы.

3. Результаты исследований распределений физических параметров внутри ядер, в частности, радиальных профилей плотности в ядрах с помощью различных моделей,

4. Результаты поиска мелкомасштабной фрагментарности в областях образования массивных звезд по анализу изрезанности профилей линий, оценки параметров фрагментов с помощью аналитической модели и детальных расчетов, оценки физического состояния фрагментов.

5. Результаты исследований области образования массивных звезд \У40, включая определение физических характеристик сгустков пыли и газа, исследование эффектов химической дифференциации в сгустках и в окружающем газе и вывод о том, что различие физических и химических характеристик сгустков связано с их различными эволюционными стадиями и процессом индуцированного звездообразования.

Апробация работы и публикации

Материалы, вошедшие в диссертацию, обсуждались на семинарах ИПФ РАН, обсерватории Онсала (Швеция), университета г. Нанкин, обсерватории РМО (Китай) и Института фундаментальных исследований им. Тата (TIFR, Индия). Основные результаты докладывались на Всероссийских астрономических конференциях (Санкт-Петербург, 2001, 2013; Москва, 2004; Казань, 2007; Нижний Архыз, 2010), на совещаниях "Межзвездная среда" (Москва, 2001), "Субпарсековые структуры в МЗС" (Москва, 2007), на русско-китайском совещании "Миллиметровая астрономия и звездообразование" (Нижний Новгород, 2007), на международных студенческих конференциях "Физика космоса" (Екатеринбург, 2005, 2007, 2008), на конференции "100-летие: прошлое, настоящее и будущее Крымской астрофизической обсерватории" (Симеиз, 2008), на международной научной конференции "Астрономия и астрофизика начала XXI века" (Москва, 2008), на конференции "Плотное межзвездное вещество в галактиках" (Церматт, 2003), на конференции "Миллиметровая и субмиллиметровая астрономия высокого разрешения" (Тайпей, 2009), на конференции "На переднем крае исследований межзвездной среды" (Пекин, 2010) и на конференции JENAM-2011 (Санкт-Петербург, 2011).

Основные результаты диссертации опубликованы в 16 статьях в ведущих отечественных и зарубежных изданиях, пять из них опубликованы в российских журналах из перечня ВАК (Известия ВУЗов. Радиофизика, Астрономический журнал, Письма в Астрономический журнал), девять в иностранных журналах, входящих в список Web of Science (Astrophysical Journal, Astronomy and Astrophysics, Monthly Notices of RAS), две в журнале Astronomical and Astrophysical Transactions. Также основные результаты диссертации опубликованы в электронном издании Astronomical Telegram и в 27 трудах международных, всероссийских конференций и симпозиумов.

Вклад автора, благодарности

Общая постановка задачи по исследованию химического состава плотных ядер и мелкомасштабной фрагментарности в ядрах принадлежат д.ф.-м.н. И.И. Зинченко, которому автор также выражает благодарность за многочисленные ценные дискуссии, постоянное внимание к работе и ценные замечания. Постановка задач по исследованию профилей плотности в ядрах и свойств области индуцированного звездообразования W40 принадлежит автору. Постановка задач для наблюдений осуществлялась автором как лично, так и совместно с д.ф.-м.н. И.И. Зинченко. Программы для наблюдений и заявки на получение наблюдательного времени в большинстве случаев подготовлены лично автором. Проведе-

ние наблюдений осуществлялось автором как лично, так и совместно с сотрудниками Института прикладной физики РАН д.ф.-м.н. И.И. Зин-ченко, Н.Р.Троицким, С.Ю.Малафеевым, с сотрудниками обсерватории Онсала д-ром JT. Йоханссоном и д-ром М. Томассоном, а также с сотрудниками обсерваторий SEST, IRAM, РМО и GMRT. В проведении наблюдений на GMRT принимал участие сотрудник TIFR К. Маллик. Всем им автор выражает свою искреннюю благодарность. Автором проведена обработка большей части полученных наблюдательных данных. Им проведен весь теоретический анализ, разработаны модели для расчета возбуждения молекул и проведены модельные расчеты. Все выводы диссертационной работы принадлежат автору.

Автор благодарен д.ф.-м.н. A.B. Лагганову за ценные дискуссии. Автор признателен проф. П. Каселли (University of Leeds) за помощь при анализе химических реакций, проф. Д. Янгу (РМО) за организацию наблюдений в обсерватории РМО и гостеприимство, проф. Ю. By (Pékin University) за ценные дискуссии, проф. Д.К. Оджха (TIFR) за ценные дискуссии и гостеприимство, а также персоналу обсерваторий Онсала, IRAM, S EST, РМО, Effelsberg, GMRT.

Данная работа проведена при поддержке грантов РФФИ 96-02-16472, 97-02-31011, 99-02-16556,03-02-16307,03-02-39016-ГФЕН, 06-02-16317,0802-00628, 11-02-92690, 12-02-00861 и 13-02-92697, гранта Совета при Президенте РФ по поддержке ведущих научных школ (НШ-1483), гранта Министерства Образования и Науки РФ (8421), грантов NASA-CRDF RP0-841, INTAS 99-1667 и 93-2168-ext, программами ОФН РАН "Протяженные объекты во Вселенной", "Активные процессы и стохастические структуры во Вселенной".

Содержание работы

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, пяти приложений и списка литературы из 215 наименований. Объем диссертации составляет 274 страницы, включая 45 рисунков и 51 таблицу.

Во Введении излагаются цели и задачи диссертации, ее актуальность, новизна, научное и практическое значение, приводятся краткое содержание работы и положения, выносимые на защиту.

В Главе 1 представлены результаты исследований представительных выборок плотных ядер газопылевых облаков, где образуются массивные звезды и звездные кластеры, а также отдельных характерных объектов. Объекты для исследования выбирались на основании ИК-данных о наличии кластеров и значений болометрических светимостей. Также для наблюдений были отобраны яркие источники из каталога

IRAS, расположенные во внешней части Галактики, и объекты из выборки "холодных" источников IRAS, являющихся индикаторами ранних стадий процесса звездообразования. Приведены результаты наблюдений на миллиметровых волнах в линиях различных молекул, индикаторов физических условий в плотном газе, а также в континууме по излучению пыли.

Обзор выборки из 35 объектов в линии N2H+(l-0) приведен в разделе 1.1. В выборку вошли объекты, содержащие кластеры ИК-источни-ков, со светимостями в ИК-диапазоне > 104 Lq, расположенные на расстояниях не более 5 кпк, а также имеющие протяженные области излучения в линиях аммиака и/или CS. Наблюдения были проведены с помощью радиотелескопов OSO-20 и SEST-15. Описание наблюдений приведено в разделе 1.1.1. Излучение N2H4" зарегистрировано в 33 источниках, подробное картирование проведено в 28-ми из них.

В разделе 1.1.2 приведены примеры полученных карт и описываются методы обработки спектральных данных и карт интегральной интенсивности. При обработке спектров N2H+(l-0) был применен оригинальный метод, учитывающий перекрытия сверхтонких компонент. Метод позволил рассчитать оптическую толщину и температуры возбуждения компонент для наиболее сильных линий. В приближении локального термодинамического равновесия (JITP) определены пиковые значения лучевых концентраций N2H+ (3.6-1012 — 1.5-1014 см-2). Оптические толщины компоненты (23-12) в направлении позиций с максимальной интенсивностью в 10-ти источниках составляют ~ 0.2— 1. Морфология карт интенсивностей N2H+ в большинстве источников имеет вытянутую или более сложную форму. Анализ карт проводился с помощью вписывания сверток двумерных гауссовых функций, одна из которых являлась круговой (основной луч диаграммы телескопа), а другая, соответствующая неизвестному распределению интегральной интенсивности, являлась эллиптической.

Выявлено 47 ядер в 26-ти объектах. Физические параметры ядер рассчитаны в разделе 1.1.3. Размеры ядер лежат в диапазоне: 0.32.1 пк, усредненные значения ширин линий: 1-4.7 км с-1, вириальные массы: ~ 30 — 3000 М©. Среднее значение распространенности N2H4" по 36-ти ядрам составило (5.2 ± 0.5) • Ю-10.

В разделе 1.1.4 проведен анализ распределения интегральных интенсивностей N2H+(l-0) и дисперсий скоростей в ядрах. Рассчитаны степенные индексы радиальных профилей интегральных интенсивностей N2H+ в ядрах с отношением осей < 2. Среднее значение этого индекса близко к 1.3 для полных карт интегральной интенсивности в 26-ти ядрах и около единицы для карт, у которых точки с интенсив-

ностьго ниже 20% от максимума не учитывались. Это значение соответствует среднему профилю плотности ос г-2 во внутренних областях ядер, полагая, что условия возбуждения и распространенности ЫгН"1" в ядрах постоянны, а эффекты насыщения линий малы. Показано, что в протяженных ядрах, данные наблюдений которых достаточно высокого качества, ширины линий N2H4" либо убывают, либо постоянны при увеличении расстояния от центра, что указывает на повышенную динамическую активность в центральных областях ядер вблизи источников IRAS, приводящую к уширению линий.

В разделе 1.1.5 проведен анализ пространственных распределений лучевых скоростей линий N2H+(l-0) в ядрах, на основании чего сделаны оценки градиентов скоростей. Приведены карты градиентов скоростей для избранных ядер (Рисунок 1). Получено, что во многих ядрах или отдельных областях ядер присутствуют систематические поля градиентов скоростей, значения которых по амплитуде и направлению близки к постоянным, указывая на существование вращения, близкого к твердотельному. Направления вытянутости 17-ти ядер коррелируют с направлением общего градиента скорости ядер, указывая на то, что вытянутость ядер может быть связана с вращением. Однако, отношения энергии вращения к гравитационной энергии (4 ■ Ю-4 — 7.1 • Ю-2) слишком малы для того, чтобы вращение играло существенную роль в динамике ядер.

В разделе 1.1.6 найдена корреляция между средними значениями ширин линий и размерами ядер: (ДV) ос d0,3*0,1. Между лучевыми концентрациями N2H+ и размерами корреляции не обнаружено. Данные результаты могут указывать на то, что ядра являются гравитационно связанными объектами, находящимися в вириальном равновесии.

В разделе 1.1.7 проведено сравнение между средними значениями физических параметров ядер в областях образования массивных звезд и звезд малой массы (по данным работы [11]). Исследованные нами ядра имеют бблыние размеры, более высокие значения лучевых концентраций NîH+, вириальных масс и дисперсий скоростей, а также меньшие значения средних плотностей и градиентов скоростей, чем для ядер в областях образования звезд малой массы. Средние значения распространенностей N2H+, отношений осей, отношений вращательной энергии к гравитационной, а также средние значения степенных индексов радиальных профилей интегральных интенсивностей N2H+ близки для этих классов объектов. Дисперсии скоростей в исследованных нами ядрах имеют тенденцию убывать с расстоянием от центра в отличие от ядер в областях образования звезд малой массы, где общих тенденций не обнаружено.

1-1-1-1—,-г

G264.28

Рис. 1: Карты локальных градиентов скоростей (белые стрелки), наложенные на карты интегральных интенсивностей N2H+(l-0) (оттенки серого). Направление общего градиента скорости в ядре показано жирными стрелками, его значение также указано (в единицах км с-1пк-1). Также показаны источники IRAS (звездочки), эллипсами отмечены неопределенности их положений.

I 1 1 1 1 I '

G268.42

G265.14

В разделе 1.2 приведены данные наблюдений двенадцати объектов из южной полусферы из первоначальной выборки в линии CS(5-4), а также данные наблюдений излучения пыли в континууме на длине волны 1.2 мм. Наблюдения проводились на радиотелескопе SEST-15.

В разделе 1.2.1 сделаны оценки физических параметров ядер. Средний размер 17-ти ядер, наблюдавшихся и в континууме, и в CS, составляет 0.30(0.06) пк (континуум) и 0.51(0.07) пк (CS). Усредненные значения ширин линий CS составляют: 1.7-5.2 км-с"1. Вириальные массы лежат в диапазоне: ~ 140 — 1630 М©.

В разделе 1.2.2 проведен анализ данных наблюдений в континууме совместно с ИК-данными для ядер с источниками IRAS. Получены оценки температур пыли в ядрах: (24-35 К), масс (90-6900 М0), лучевых концентраций молекулярного водорода, (0.7 — 12.0) ■ 1023 см-2 и болометрических светимостей, (0.6 — 46.0) • 104 LQ. Используя данные CS(5-4) и данные CS(2-1) из работы [6], проведены расчеты плотностей в приближении большого градиента скорости (LVG) для восьми источников. Плотности в направлении пиков излучения CS для областей размером 50" варьирует от источника к источнику в диапазоне: (3 — 40) • 105 см-3. Для четырех источников плотность спадает более чем на порядок величины на расстояниях ~ 0.8 - 2 пк от пиков CS, что может быть связано либо с наличием близких ядер меньшей плотности, либо с градиентами плотности в ядрах. Массы, рассчитанные по значениям LVG-плотностей, превышают вириальные массы и массы, рассчитанные из данных континуума, указывая на возможную мелкомасштабную фрагментарность в ядрах. В направлении позиций IRAS для восьми источников рассчитаны распространенности CS для областей размером 50": X(CS)= (0.3—2.7)• Ю-9. Рассчитаны распространенности N2H+ для тех же позиций: X(N2II+)= (0.3 - 4.4) ■ Ю"~10. Анализ нормированных разностей между лучевыми скоростями CS и N2H+ не выявил указаний на наличие систематических движений в источниках в направлении пиков CS, кроме G285.26. Ширины линяй CS(5-4) в некоторых источниках имеют тенденцию к уменьшению с расстоянием от пиков CS.

В разделе 1.3 приведены данные наблюдений шести областей образования массивных звезд северной полусферы из первоначальной выборки, которые демонстрируют существенное различие в картах CS и N2H+. Наблюдения в различных молекулярных линиях в диапазонах длин волн 3 мм и 1.3 мм, а также в континууме на 1.2 мм проводились на радиотелескопах OSO-20, IRAM-30 и NRAO-12. В разделе 1.3.1 из анализа спектров молекулы СНзССН(6-5) и (13-12) определены кинетические температуры ядер ~ 30 - 50 К, которые оказались близки

к температурам пыли. В разделе 1.3.2 по данным наблюдений пыли в континууме рассчитаны массы ядер, которые составляют от десятков до сотен солнечных масс, и средние плотности газа: ~ (0.5—4)-105 см-3. Ядра близки к гравитационному равновесию.

В разделе 1.4 приведены данные наблюдений 15-ти плотных ядер, связанных с яркими источниками IRAS во внешней части Галактики, имеющих потоки выше 500 Ян на длине волны 100 мкм, в линиях J = 5—4, 3 = 10—9 и J = 12—11 молекулы HC3N. Наблюдения проводились на радиотелескопе OSO-2Û. Размеры областей излучения в линии J = 10 — 9 составляют 0.1 — 0.8 пк. Лучевые концентрации HC3N, полученные в приближении ЛТР, лежат в диапазоне: (0.7 — 5.8) • 1013 см-2. Проведены модельные расчеты возбуждения HC3N в рамках многослойной изотермической микротурбулентной сферически-симметричной модели. Для анализа использованы данные наблюдений во всех трех переходах. В результате получены оценки плотности в нескольких ядрах. Для 4-х источников значения плотности в центральном слое лежат в диапазоне: ю5'5-5 9 см-3, что на ~ 0.5— 1 порядка величины выше, чем средние плотности. Сделан вывод, что модели данных объектов должны учитывать неоднородную структуру.

В разделе 1.5 приведены результаты наблюдений 23-х ядер, связанных с "холодными" источниками IRAS, в линиях С180(1-0) и СО(1-0). Наблюдения проводились на радиотелескопе РМО-13,7. Лучевые концентрации С180, рассчитанные в приближении ЛТР, составили ~ (2.5 — 10) • 1015 см-2, лучевые концентрации Нг составили ~ (1.5 — 6.1) • 1022 см-2. Кинетические температуры, определенные по наблюдениям СО, составили: 14 — 45 К. Для шести ядер рассчитаны размеры: ~ 1 — 2.5 пк, массы: M ~ (4 — 17) ■ 102 М© и средние плотности, ~ (0.3- 1.4) ■ 104 см"3.

В разделе 1.6 приводится сводка результатов обзора ядер, связанных с водяными мазерами и наблюдавшихся в линии CS(2-1). Данный обзор совместно с обзором [6] явился одним из первых систематических исследований свойств ядер в областях образования массивных звезд. Приведены диапазоны рассчитанных физических параметров. Одним из результатов обзора явилось отсутствие существенного уширения линий CS по сравнению с линиями C34S, ожидаемого из-за большой разницы в оптических толщинах. В качестве возможного объяснения было указано на мелкомасштабную неоднородную структуры ядер.

В Главе 2 с целью получения информации о химической структуре плотных ядер в областях образования массивных звезд, проведено сравнение карт в молекулярных линиях с картами в континууме на длине волны 1.2 мм. Также приводятся результаты расчетов распространен-

ностей молекул и относительных электронных концентраций. Описание задачи дано в разделе 2.1.

В разделе 2.2 проведено сравнение карт CS(5-4), N2H+(l-0) и карт в континууме на длине волны 1.2 мм для южных источников из первоначальной выборки. Показано, что в отличие от ядер в областях образования звезд малой массы, пики CS и континуума в большинстве случаев находятся вблизи источников IRAS, а интегральные интенсивности CS(5-4) коррелируют со значениями плотностей потоков в континууме. Интегральные интенсивности CS(5-4) и N2H+(l-0) нередко имеют различное пространственное распределение. Наибольшие различия наблюдаются вблизи наиболее ярких ИК-источников, где отношения интенсивностей CS к N2H+ наиболее высоки 10). Самые низкие отношения 0.1) наблюдаются в направлении центров ядер N2H+, не ассоциирующихся с ядрами CS и ИК-источниками. Вероятными объяснениями могут быть процессы диссоциативной рекомбинации N2H+ [12, 13] и ускоренного коллапса в ядрах [14],

В разделе 2.3 анализируются систематические различия в пространственных распределениях различных молекул и пыли в нескольких избранных объектах северной полусферы из первоначальной выборки. Для них рассчитываются распространенности молекул, а также относительные электронные концентрации. Показано, что распространенности СО, CS и HCN близки к постоянным значениям, а оптически тонкие линии более редких изотопов этих молекул могут служить индикаторами общего распределения плотного газа в данных областях. В то же время распространенности N2H+, HNC и НСО+ сильно варьируют в наблюдавшихся источниках. Распространенности молекул убывают с ростом электронных концентраций в направлении внутренних молодых звездных объектов, как X(N2H+)oc Л""1-3*0-3 и X(HN13C)oc ЛГ"08*0-2. Для N2H+ этот тренд может быть объяснен разрушением молекулы из-за процесса диссоциативной рекомбинации. Сделан вывод, что ядра без внутренних источников с повышенным излучением N2H+ и HNC могут находиться на более ранних протозвездных стадиях развития,чем ядра с сильным излучением CS.

В Главе 3 приведены результаты анализа карт в континууме на длине волны 1.2 мм плотных ядер в областях образования массивных звезд из южной полусферы из первоначальной выборки с целью оценить радиальные профили плотности, что важно для выбора моделей звездообразования. В карты проводилось вписывание двумерных функций, представляющих собой свертку основного луча диаграммы направленности телескопа и распределения концентрации пыли на луче зрения, задаваемого в виде различных функций. Описание задачи и выбор ис-

точников даны в разделах 3.1 и 3.2.

В разделе 3.3 приведены результаты анализа с помощью степенных функций. Показано, что радиальные профили плотности во внутренних областях 16-ти ядер (на расстояниях 0.2 - 0.8 пк от центра) в среднем близки к зависимости р ос г~а, где а = 1.6 ± 0.3. Во внешних областях плотность спадает более резко.

В разделе 3.4 приведены результаты анализа карт с помощью гидростатических моделей. Рассмотрены модифицированная модель Бон-нора-Эберта, описывающая сферу с тепловыми и нетепловыми (микротурбулентными) движениями и ограниченную внешним давлением, а также политропная и логотропная модели. В большинстве случаев наилучшие результаты дает модифицированная модель Боннора-Эберта. С помощью этой модели можно оценить плотности в центре ядер, дисперсии нетепловых скоростей в ядрах и их размеры.

В разделе 3.5 проведено сравнение полученных модельных оценок центральных плотностей с плотностями, рассчитанными из возбуждения молекулы CS. Выявлены различия в нескольких случаях, что может быть связано с неоднородностями плотности. Дисперсии нетепловых скоростей в большинстве случаев находятся в согласии со значениями, полученными из наблюдений молекулярных линий.

В разделе 3.6 приведены оценки профилей плотности для двух ядер, связанных с яркими источниками IRAS во внешней части Галактики, сделанные по данным модельных расчетов возбуждения HC3N в рамках микротурбулентной модели. Рассчитанные степенные индексы оказались близки к среднему значению, полученному в разделе 3.3 для южных источников.

В Главе 4 приводятся результаты поиска проявлений не разрешаемой при наблюдениях мелкомасштабной фрагментарной структуры в избранных областях образования массивных звезд. Наличие такой структуры должно приводить к появлению на профилях молекулярных линий флуктуаций интенсивности, связанных с флуктуациями числа мелких фрагментов на луче зрения на данной скорости. Описание задачи и обзор существующих указаний на мелкомасштабную фрагментарность в плотных ядрах приведены в разделе 4.1.

В разделе 4.2 представлены результаты наблюдений на радиотелескопе OSO-20 профилей линий HCN(l-O) и CS(2-1) с высоким отношением сигнал/шум в направлении избранных позиций в плотных ядрах облаков S140, S199 и S235. Для анализа применялись методы вписывания и вычитания полиномных функций в участки спектров и метод режекции низкочастотных гармоник у спектра мощности от наблюдаемого профиля. В нескольких случаях на профилях линий вблизи пика

обнаружено приращение дисперсии остаточных флуктуаций над дисперсией шумов вне линии, что можно интерпретировать, как результат наличия в диаграмме телескопа большого числа случайно расположенных не разрешаемых мелких фрагментов, двигающихся со случайными скоростями. Анализ с помощью аналитической модели [15, 16] позволил оценить общее число фрагментов в диаграмме телескопа, которое варьирует в диапазоне ~ 2 ■ 104 — 3 • 105 в зависимости от источника на масштабах ~ 0.2 — 0.5 пк. Детальные модельные расчеты возбуждения молекул HCN и CS в рамках модели облака, состоящего из ансамбля мелких тепловых фрагментов, распределенных по случайному закону и движущихся со случайными скоростями, позволили оценить физические параметры фрагментов. Для областей S140 и S199 приведены оценки плотностей фрагментов: ~ 3 ■ 105 — 106 см-3, их размеров: ~ (1 — 3) • 10~3 пк и фактора объемного заполнения пространства фрагментами: ~ 0.03 — 0.12. Показано, что для согласования модельных профилей HCN и CS с наблюдаемыми необходимо учитывать наличие межфрагментного газа, плотность которого составляет не менее ~ (2 — 7) • 104 см-3. Проведенный анализ состояния фрагментов показал, что их внутренняя тепловая энергия намного превышает гравитационную энергию, условие равновесия давлений с межфрагмент-ным газом также не выполняется. Будучи изолированными, фрагменты могут находиться в режиме долговременных осцилляций. Для ансамбля фрагментов среднее время их жизни может определяться средним временем свободного пробега между столкновениями и составлять ~ 104 —105 лет. Сделан вывод, что подобные структуры, вероятно, могут являться флуктуациями плотности, возникающими за счет турбулентности в областях образования массивных звезд.

В разделе 4.3 приведены результаты поиска мелкомасштабной фрагментарности в направлении избранных позиций областей образования массивных звезд в Орионе и W3 на основании анализа профилей линий HCN(l-O), НСО+(1-0), полученных на радиотелескопе OSO-20 а также в линиях CO(l-O) и 13СО(1-0), полученных на радиотелескопе РМО-13,7. В результате анализа с помощью аналитической модели получены оценки общего числа фрагментов, которые варьируют от ~ 200 — 1200 (Orion Bar) до ~ 4 ■ 105 (W3 IRS5).

В разделе 4.4 приведены результаты анализа профилей линий HCN (1-0) и (3-2), полученных в направлении центральных позиций в областей S140 и S199 на радиотелескопе IRAM-30. Данные наблюдений HCN(l-O), полученные с более высоким отношением сигнала/шум, чем при наблюдениях на OSO-20, позволили достоверно зарегистрировать остаточные флуктуации для каждой из трех сверхтонких компонент.

Приведены результаты модельных расчетов физических параметров, сделано сравнение с параметрами, полученными ранее. Наблюдаемый спектр НСК(1-0) в 8140 и результаты модельных расчетов показаны на Рисунке 2.

V, км/с V. км/с

Рис. 2: Профиль HCN(l-O), полученный в направлении центральной позиции S140 на IR.AM-30 (левая диаграмма). На правой диаграмме приведен модельный профиль, к которому добавлены шумы с дисперсией равной дисперсии наблюдаемых шумов. Под профилями приведены остаточные флуктуации, увеличенные в 10 раз. Модельный профиль имеет параметры (интенсивности компонент, ширины и величины дисперсий шумов в диапазонах, отмеченных вертикальными штриховыми линиями), близкие к полученным для наблюдаемого профиля (без учета высокоскоростной компоненты).

В Главе 5 приведены результаты исследования в различных молекулярных линиях и в континууме на миллиметровых и дециметровых волнах плотного газопылевого облака вблизи одной из наиболее близких к нам областей Н II, W40.

В разделе 5.1 приведен краткий обзор имеющихся данных наблюдений области W40, включая оценку расстояния.

В разделе 5.2 приведены параметры наблюдений на радиотелескопах IRAM-30, OSO-20 и Effelsberg-100, а также на интерферометре GMRT на частотах 1280 и 610 МГц.

Результаты и анализ данных приведены в разделе 5.3. Обнаружено, что облако имеет сложную морфологию и кинематическую структуру, включая кольцо из пылевых сгустков и обширное плотное ядро. Вероятно, что кольцо сформировано за счет механизма "collect & collapse", в результате расширения соседней компактной области II II вглубь облака. Обнаружены резкие различия в морфологии молекулярных карт и карт континуума (Рисунок 3). Молекулярные линии со скоростями ~ 4.5 — 5 км с-1 зарегистрированы по всему облаку. Линии CS и неко-

200 100 0 -100 200 100 0 -100

Рис. 3: Карты интегральных интенсивностей молекулярных линий, наложенные на карту излучения пыли в континууме на длине волны 1.2 мм (оттенки серого). Левая диаграмма: СЭ(2-1) (голубые контуры), N113(1,1) (штрихованные красные контуры), С8(5-4) (синие контуры). Правая диаграмма: НСК(1-0) (бледно зеленые контуры), НСС)+(1-0) (штрихованные синие контуры), К2Н+(1-0) (красные контуры) и С348(2-1) (голубые контуры). Источники ближнего ИК диапазона помечены квадратами, основной движущий источник области Н II помечен красной звездой большего размера. Кольцо пылевых сгустков, вероятно, связано с соседней областью Н II, движущий источник которой помечен звездой меньшего размера.

торые другие со скоростями ~ 7 — 8 км-с-1 наблюдаются в восточной части, где области излучения С8(2-1) и (5-4) ассоциируются с пылевыми сгустками. Излучение аммиака и Н13СО+ ассоциируется с западными пылевыми сгустками. Излучение НС1Ч(1-0) и НСО+(1-0) не коррелирует с пылью и не концентрируется в сгустки.

В разделе 5.4 рассчитаны параметры пылевых сгустков, включая размеры: ~ 0.02—0.11 пк, массы и пиковые лучевые плотности водорода: ~ 0.4 — 8.1 М© и ~ (2.5 — 11) ■ 1022 см-2, соответственно.

В разделе 5.5 рассчитаны физические параметры газа по данным наблюдений в молекулярных линиях в направлении отдельных позиций, используя как приближение ЛТР (раздел 5.5.1), так и не-ЛТР анализ (раздел 5.5.2). Определены кинетические температуры для двух западных сгустков (~ 21 К и ~ 16 К, соответственно). Их вириальные массы составляют ~ 3 М© и ~ 2 М©, данные сгустки близки к вириаль-ному равновесию. Плотности газа составляют ~ (0.3 — 3.2) • 10® см-3. В разделе 5.5.3 представлены результаты модельных расчетов профилей СБ в рамках неоднородной не-ЛТР сферически-симметричной модели с

радиальными профилями плотности ос г-2 и систематической скорости сх г-01, а также с протяженной однородной оболочкой более низкой плотности. Модельные профили находятся в хорошем согласии р наблюдаемыми профилями СЭ в С34Я в направлении избранной позиции в восточной части облака. В разделе 5.5.4 приведены оценки распро-страненностей молекул и относительных электронных концентраций, которые указывают на сильную химическую дифференциацию. Распространенности СЯ повышены в восточной части. Распространенности аммиака, М2Н+, Н13СО+ в направлении западных сгустков в несколько раз выше, чем в других точках облака. Электронные концентрации, рассчитанные для двух позиций облака, составили ~ (2 — 3) • Ю-7. Вероятно, что эти высокие значения Х(е) и низкие распространенности азотосодержащих молекул в направлении восточных и южной позиций, связаны с газом, который окружает сгустки и наблюдается, в основном, в линиях НСО+ и НСИ.

В разделе 5.6 представлены карты распределения ионизованного газа по данным наблюдений области '\У40 на интерферометре вМИТ. Показано, что в восточной части облака морфология ионизованного газа близка к морфологии нейтрального вещества, что указывает на взаимодействие этих компонентов.

В разделе 5.7 проведено обсуждение результатов. Сделан вывод о том, что восточная часть облака отличается от западной, как по физическим свойствам, так и по химическому составу. В восточной части сгустки более массивны и имеют более высокую степень нетепловых движений и более высокие температуры пыли. На границе этих сгустков происходит взаимодействие между ионизованным и нейтральным веществом, есть указания на наличие ударных волн и сжатие газа. Восточная ветвь облака, очевидно, опережает1 западную в эволюционном развитии и представляет собой область, где происходит индуцированное образование звезд, возможно, с массами выше солнечной.

В разделе 5.8 приведены данные наблюдений новых компактных нетепловых радиоисточников, обнаруженных в окрестности области Ш40 при наблюдениях на СМИТ.

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

В Приложениях приведены данные наблюдений плотных ядер, методика расчета кинетической температуры по данным наблюдений метил ацетилена, дано описание влияния различий в возбуждении СБ и ИгН"1" на наблюдаемые отношения интенсивностей этих молекул, описаны методики расчетов возбуждения молекул в моделях с неоднородным распределением физических параметров.

Основные результаты диссертационной работы

1. По данным исследований плотных ядер в областях образования массивных звезд, проведенных в молекулярных линиях и в континууме,

• определены основные физические характеристики ядер:

- размеры: ~ 0.1 — 3 пк,

- массы: ~ 10 - 7000 М0,

- кинетические температуры газа: ~ 15 — 50 К,

- температуры пыли: ~ 25 — 50 К,

- средние плотности: ~ 103 — 105 см-3,

- ширины линий 1 — 6 км с-1);

• обнаружено, что дисперсии нетепловых движений либо убывают, либо остаются постоянными при удалении от центра ядер, что указывает на повышенную динамическую активность в центральных областях ядер вблизи внутренних источников;

• показано, что направление вытянутости ядер коррелирует с направлением общего градиента скорости, указывая на то, что вытянутость связана с вращением. Однако отношения энергии вращения к гравитационной энергии (4 • Ю-4—7.1 • Ю-2) слишком малы, чтобы вращение влияло на динамику ядер;

• показано, что по данным N211"'" (1-0) ядра в областях образования массивных звезд обладают ббльшими размерами, большими массами и дисперсиями скоростей, а также меньшими значениями средних плотностей и градиентов скоростей по сравнению с ядрами, в которых образуются звезды малой массы.

2. Обнаружены эффекты химической дифференциации, выражающиеся в систематических различиях между пространственными распределениями отдельных молекул и пыли.

• В исследованных объектах не найдено указаний на вымерзание молекул СЭ и/или СО на пыли, как в маломассивных ядрах. Карты СБ коррелируют с картами пыли в ядрах с внутренними источниками.

• Обнаружено, что распространенности СО, СБ и НСИ близки к постоянным значениям, а оптически тонкие линии более

редких изотопов этих молекул могут служить индикаторами общего распределения плотного газа в данных областях.

• В большинстве случаев электронные концентрации в несколько раз повышены в направлении внутренних молодых звездных объектов. Обнаружены сильные вариации распростра-ненностей и НИС. Они антикоррелируют с электронными концентрациями, уменьшаясь в направлении внутренних объектов. В случае N211"'" это можно объяснить диссоциативной рекомбинацией.

3. Рассчитаны радиальные профили плотности в ядрах. Во внутренних областях 16-ти ядер (на расстояниях 0.2 — 0.8 пк от центра) профили плотности в среднем близки к зависимости ос г~а, где а = 1.6 ± 0.3. Во внешних областях ядер плотность спадает более резко. При анализе с помощью гидростатических моделей более предпочтительной является модифицированная модель Боннора-Эберта, которая учитывает нетепловые микротурбулентные движения.

4. На профилях молекулярных линий, наблюдавшихся в отдельных областях образования массивных звезд, обнаружены флуктуации интенсивности малой амплитуды вблизи пиков линий, вероятно, связанные с наличием в диаграмме телескопа большого числа мелких фрагментов, распределенных по случайному закону и движущихся со случайными скоростями.

• С помощью аналитической модели и детальных расчетов в рамках модели облака, состоящего из ансамбля идентичных тепловых фрагментов, сделаны оценки числа фрагментов в диаграмме телескопа и их физических параметров.

- Общее число фрагментов на масштабах ~ 0.1 — 0.6 пк варьирует в диапазоне ~ 103 — 4 ■ 105 в зависимости от источника,

- плотности фрагментов: ~ 3 • 105 — 10® см-3,

- размеры фрагментов: ~ (1 — 3) • 10_3 пк,

- фактор объемного заполнения пространства фрагментами ~ 0.03-0.12,

- параметры фрагментов варьируют в зависимости от масштаба исследуемой области.

• Фрагменты неравновесны и, будучи изолированными, могут находиться в режиме долговременных осцилляций. Для ансамбля фрагментов среднее время их жизни определяется

средним временем свободного пробега между столкновениями: ~ 104 — 105 лет. Подобные структуры могут являться флуктуациями плотности, возникающими за счет турбулентности в областях образования массивных звезд.

5. Исследована область образования массивных звезд W40.

• Обнаружены резкие различия в распределениях плотного газа и пыли. Пыль концентрируется в кольце из маломассивных сгустков, вероятно, образованном в результате процесса "collect and collapse". В газе, связанном со сгустками, обнаружена сильная химическая дифференциация.

• Содержание NH3, N2H+ и Н13СО+ повышено в сгустках, удаленных от зоны Н II. Эти сгустки находятся в вириальном равновесии.

• В области существует газ, который не коррелирует с пылью, в нем понижены концентрации азотосодержащих молекул и повышены электронные концентрации.

• В сгустках, расположенных вблизи зоны Н II, повышено содержание CS. Эти сгустки массивнее остальных, более турбулентные и обладают более высокими температурами пыли. Под воздействием ионизационного фронта от зоны Н II в них происходит сжатие газа и идет процесс индуцированного звездообразования.

СПИСОК ОСНОВНЫХ РАБОТ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

[l*j Пирогов JI.E., Зинченко И.И., Каселли П., Йоханссон Л.Е.Б., Май-ерс Ф. Обзор массивных ядер молекулярных облаков в линии N2H4" (1-0) // Всероссийская астрон. конф., Санкт-Петербург, 2001, Тезисы докл., С. 144-145.

[2*] Зинченко И.И., Йоханссон Л.Е.Б., Каселли П., Майерс Ф., Пирогов Л.Е. Градиенты химического состава в массивных ядрах межзвездных облаков // Всероссийская астрон. конф., Санкт-Петербург, 2001, Тезисы докл., С. 73-73.

[3*] Zinchenko, I., Pirogov, L., & Toriseva, M. Studies of dense molecular cores in regions of massive star formation. VII. Core properties on the galactic scale // Astron. Astrophys. Suppl. , 1998, V. 133, P. 337-352.

[4*] Есепкина H.A, Зинченко И.И., Саенко И.И., Антюфеев А.В., Вдо-вин В.Ф., Елисеев А.И., Круглое С.К., Лапкин И.В., Мышенко В.В., Нестеров Н.С., Пирогов Л.Е., Шанин В.Н., Штанюк A.M., Шульга В.М. Спектральные наблюдения в 3-мм диапазоне длин волн на радиотелескопе РТ-22 КрАО с использованием акустооптического анализатора спектра // Известия ВУЗов. Радиофизика, 2000, Т. 43, С. 935-941.

[5*] Pirogov L., Johansson L.E.B., Zinchenko I. HC3N observations of the outer Galaxy dense cores // Astron. Astrophys. Transactions, 2003, V. 22, P. 33-41.

[6*] Pirogov L., Zinchenko I., Caselli P., Johansson L.E.B., Myers P.C. N2H+(l-0) survey of massive molecular cloud cores // Astron. Astrophys., 2003, V. 405, P. 639-654.

[7*] Zinchenko I., Pirogov L., Johansson L.E.B. Small-scale structure of massive dense cores // International Astronomical Union. Symposium No. 221, Sydney, 2003, Abstract book, P. 72.

[8*] Pirogov L., Zinchenko I., Caselli P., Johansson L.E.B., Myers P.C. Structure of dense cores in regions of massive star formation // The 4-th Cologne-Bonn-Zermatt Symposium, 2003, Abstract book, P. 178.

[9*] Pirogov L., Johansson L.E.B., Zinchenko I. Densities of the outer Galaxy dense cores from multi-line HC3N observations // The 4-th Cologne-

Bonn-Zermatt Symposium, 2003, Abstract book, P. 179.

[10*] Zinchenko I., Caselli P., Johansson L.E.B., Myers P.C., Pirogov L., Turner B.E. Chemical differentiations in regions of massive star formation // The 4-th Cologne-Bonn-Zermatt Symposium, 2003, Abstract book, P. 297.

[11*] Пирогов Л.Е., Зинченко И.И., Йоханссон Л.Е.Б. Радиальные профили плотности в ядрах массивных облаков по наблюдениям излучения пыли // Всероссийская астрон. конф., Москва, 2004, Тезисы докл., С. 163-164.

[12*] Пирогов Л.Е., Зинченко И.И., Йоханссон Л.Е.Б. Вариации химического состава плотного газа в областях образования // Всероссийская астрон. конф., Москва, 2004, Тезисы докл., С. 153.

[13*] Малафеев С.Ю., Зинченко И.И., Пирогов Л.Е., Йоханссон Л.Е.Б. Исследование пространственных вариаций температуры в областях образования массивных звезд // Письма в Астрон. журнал, 2005 Т. 31, С. 262-268.

[14*] Троицкий Н.Р., Пирогов Л.Е., Зинченко И.И., Янг Д. Обзор областей звездообразования, связанных с инфракрасйыми источниками, в линии 1-0 молекулы СО и ее изотопов. Результаты наблюдений в линии С180(1-0) // Известия вузов. Радиофизика, 2005, Т. 48, С. 553-562.

[15*] Zinchenko I., Pirogov L., Caselli P., Johansson L.E.B., Malafeev S., Turner B.C. Physical and chemical structure of dense cores in regions of high-mass star formation // Proceedings of IAU symposium No. 227, 2005, P. 92-97.

[16*] Троицкий H.P., Пирогов Л.Е., Зинченко И.И., Янг Д. Обзор областей звездообразования, связанных с ИК-источниками, в линии 1-0 молекулы СО и ее изотопов // Труды 34-й международной студенческой конференции "Физика космоса", 2005, С. 262.

[17*] Zinchenko I., Pirogov L., Caselli P., Johansson L.E.B., Malafeev S., Turner B.C. Variations of molecular abundances in regions of of high-mass star formation // IAU symposium No. 231, 2005, Abstract book, P. 115.

[18*] Троицкий H.P., Зинченко И.И., Пирогов Л.Е. Исследования областей массивного звездообразования, связанных с "холодными" IRAS-

источниками, в линии 1-0 С180 // Труды конф. 'Звездообразование в Галактике и за ее пределами" 2006, С. 22-28.

[19*) Pirogov L., Zinchenko I., Caselli P., Johansson L.E.B. Chemical differentiation in regions of massive star formation - CS, dust and N2H+ in southern sources // Astron. Astrophys., 2007, V. 461, P. 523-535.

[20*] Zinchenko I., Pirogov L. Molecular line surveys in high-mass star forming regions // Proceedings of the conference "Molecules in space and laboratory 2007, P. 43-44.

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

[22*] Pirogov L. J = 1 — 0 HCN towards bright far-infrared sources in the outer Galaxy // Astron. Astrophys., 1999, V. 348, P. 600-613.

[23*] Пирогов Л.E., Зинченко И.И. Поиск мелкомасштабной фрагментарности в массивных плотных ядрах // Труды семинара "Субпарсеко-вые структуры в МЗС", 2008, С. 74-80.

[24*] Pirogov L. Density profiles in massive star forming cores // Proceedings of Russian-Chinese Workshop "Millimeter wave astronomy and star formation", 2007, P. 43^18.

[25*] Troitsky N., Zinchenko I., Pirogov L., Yang J., Johansson L.E.B. A 13CO, C180 k, CO survey of cold IRAS sources // Proceedings of Russian-Chinese Workshop "Millimeter wave astronomy and star formation", 2007, P. 68-72.

[26*] Zinchenko I., Caselli P., Johansson L.E.B., Pirogov L., Turner B.C. Molecular multiline and dust continuum studies of high-mass star forming regions // Proceedings of Russian-Chinese Workshop "Millimeter wave astronomy and star formation", 2007, P. 108-114.

[27*] Пирогов Л.Е. Структура ядер в областях массивного звездообразования // Труды Всероссийской астрон. конференции ВАК-2007, 2007, С. 353-354.

[28*] Троицкий Н.Р., Зинченко И.И., Пирогов Л.Е. Оценки физиче-

ских параметров областей массивного звёздообразования, связанных с "холодными" IRAS источниками // Труды 36-й международной студенческой конференции "Физика космоса", 2007, С. 241.

[29*] Пирогов JI.E. Структура ядер в областях образования массивных звезд // Труды 37-й международной студенческой конференции "Физика космоса", 2008, С. 265.

[30*] Троицкий Н.Р., Зинченко И.И., Пирогов JI.E., Yang Ji, Johansson L.E.B. Обзор холодных IRAS источников // Труды 37-й международной студенческой конференции "Физика космоса", 2007, С. 269.

[31*] Пирогов JI.E. Поиск мелкомасштабной фрагментарности в областях образования массивных звезд в Орионе и W3 // Международная научная конференция 'Астрономия и астрофизика начала XXI века", 2008, С. 78.

[32*] Пирогов Л.Е., Зинченко И.И. Поиск мелкомасштабной фрагментарности в плотных ядрах молекулярных облаков // Астрон. журнал,

2008, Т. 85, С. 1072-1085.

[33*] Пирогов Л.Е. Профили плотности в ядрах молекулярных облаков, связанных с областями образования массивных звезд // Астрон. журнал, 2009, Т. 86, С. 1206-1215.

[34*] Zinchenko I., Caselli P., Pirogov L. Chemical differentiation in regions of high-mass star formation. II. Molecular multiline and dust continuumstudies of selected objects // Monthly Not. R.A.S., 2009, V. 395, P. 2234-2247.

[35*] Pirogov L., Zinchenko I. Implications for small-scale dumpiness in massive cores // Abstract Book for Posters of the International Conference on Millimeter and Submillimeter Astronomy at High Angular Resolution,

2009, P. 12.

[36*] Pirogov L. Density and chemical structure of high-mass star-forming regions // Abstract Book of the Conference "Frontiers in Interstellar Medium - 40th Anniversary of Astro-CO Discovery", 2010, P. 41.

[37*] Пирогов Л.Е. Коллапсирующее ядро в темном инфракрасном облаке G79.34 // Тезисы Всероссийской астрон. конференции ВАК-2010,

2010, С. 103.

[38*] Pirogov L., Thomasson M., Wu Y.-F., Zhu L. Structure of W40 dense core // Book of Abstracts of the conference JENAM-2011, 2011, P. 166-167.

[39*] Pirogov L., Zinchenko I., Johansson L.E.B., Yang J. A search for small-scale dumpiness in Orion and W3 high-mass star-forming regions // Astron. Astrophys. Transactions, 2012, V. 27, P. 475-487.

[40*] Pirogov L., Zinchenko I., Lapinov A.., Myshenko V., Shul'ga V. H13CN, H13CO+, HCN and HCO+ observations of dense gas in galactic molecular clouds // Astron. Astrophys. Suppl., 1995, V. 109, P. 333-340.

[41*] Pirogov L., Zinchenko I., Ojha D.K., Ghosh S.K. Discovery of new non-thermal radio sources in the W40 region // Astron. Telegram, 2012, No. 4236, P. 1

[42*] Пирогов Jl.E. Исследования области индуцированного звездообразования W40 // Тезисы докладов Всероссийской астрон. конференции ВАК-2013, 2013, С. 213-214.

[43*] Mallick К.К., Kumar M.S.N., Ojha D.K., Bachiller R., Samal M.R., Pirogov L. W40 region in the Gould Belt: An embedded cluster and HII region at the junction of filaments // Astrophys. Journal, 2013, V. 779, P. 113.

[44*] Pirogov L., Ojha D.K., Thomasson M., Wu Y.-F., Zinchenko I. Multiline and continuum study of the W40 cloud // Monthly Not. R.A.S., 2013, V. 436, P. 3186-3199.

ЦИТИРОВАННАЯ ЛИТЕРАТУРА

[1] Zinnecker Н., Yorke H.W. Toward Understanding Massive Star Formation // Ann. Rev. Astron. Astrophys., 2007, V. 45, P. 481-563.

[2] McKee C. F., Tan J. C. The Formation of Massive Stars from Turbulent Cores // Astrophys. Journal, 2003, V. 585, P. 850-871

[3] Krumholz M. R., Klein R. I., McKee C. F., Offner S. S. R., Cunningham A. J. The Formation of Massive Star Systems by Accretion // Science, 2009, V. 323, P. 754

[4] Bonnell I. A., Bate M. R., Clarke C. J., Pringle J. E. Competitive accretion in embedded stellar clusters // Monthly Not. R.A.S. 2001, V. 323, P. 785-794

[5] Benson P.J., Myers P.C. A survey for dense cores in dark clouds // Astrophys. Journal Suppl., 1989, V. 71, P. 89-108.

[6] Zinchenko I., Mattila, K., Toriseva M. Studies of dense molecular cores in regions of massive star formation. II. CS J=2-l survey of southern H2O masers in the longitude range 1=260-310 deg // Astron. Astrophys. Suppl., 1995, V. Ill, P. 95-114.

[7] Mueller К. E., Shirley Y. L., Evans II N. J., Jacobson H. R. The Physical Conditions for Massive Star Formation: Dust Continuum Maps and Modeling // Astron. Astrophys. Suppl., 2002, V. 143, P. 469-497.

[8] McLaughlin D. E., Pudritz R. E. Gravitational collapse and star formation in logotropic and nonisothermal spheres // Astrophys. Journal, 1997, V. 476, P. 750-765

[9| R. Kandori, Y. Nakajima, M.Tamura M., et al. Near-Infrared Imaging Survey of Bok Globules: Density Structure // Astron. Journal, 2005, V. 130, P. 2166-2184

[10] Beuther H., Schilke P., Menten К. M., Motte F., Sridharan Т. K., Wyrowski, F. High-Mass Protostellar Candidates. II. Density Structure from Dust Continuum and CS Emission // Astrophys. Journal, 2002, V. 566, P. 945-965

[11] 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. Journal, 2002, V. 572, P. 238-263.

[12] Geppert W. D., Thomas R., Semaniak J., Ehlerding A., Millar T. J., Osterdahl F., af Ugglas M., Djuric N., Pail A., Larsson M. Dissociative Recombination of N2H+: Evidence for Fracture of the NN Bond // Astrophys. Journal, 2004,V. 609, P. 459^164.

[13] Vigren E., Zhaunerchyk V., Hamberg M., Kaminska M., Semaniak J., Ugglas M. af, Larsson M., Thomas R. D., Geppert W. D. Reassessment of the Dissociative Recombination of N2H+ at CRYRING // Astrophys. Journal, 2012, V. 757, P. 34.

[14] Lintott C. J., Viti S., Rawlings J. M. C., Williams D. A., Hartquist T. W., Caselli P., Zinchenko I., Myers P. Molecular Abundance Ratios as a Tracer of Accelerated Collapse in Regions of High-Mass Star Formation // Astrophys. Journal, 2005, V. 620, 795-799.

[15] Martin H.M., Sanders D.B., Hills R.E. CO emission from fragmentary molecular clouds - A model applied to observations of M17 SW // Monthly Not. R.A.S., 1984, V. 208, P. 35-55.

[16] Tauber J.A. The smoothness of line profiles: a useful diagnostic of clump properties // Astron. Astrophys., 1996, V. 315, P. 591-602.

К - - 5 2 7 в

201

4066350

ПИРОГОВ Лев Евгеньевич

ИССЛЕДОВАНИЯ СТРУКТУРЫ И ХАРАКТЕРИСТИК ПЛОТНЫХ ЯДЕР В ОБЛАСТЯХ ОБРАЗОВАНИЯ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД

Автореферат

Подписано в печать 15.01.2014 г. Формат 60 х 90 1/16. Усл. печ. л. 2. Тираж 100 экз. Заказ № 4 (2014)

Отпечатано в типографии Института прикладной физики РАН, 603950 Н. Новгород, ул. Ульянова, 46

2014066350