Моделирование инфракрасных полос поглощения в спектрах звезд и протозвездных объектов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

На правах рукописи

Зиновьева Татьяна Васильевна

МОДЕЛИРОВАНИЕ ИНФРАКРАСНЫХ ПОЛОС ПОГЛОЩЕНИЯ В СПЕКТРАХ ЗВЕЗД И ПРОТО ЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТОВ

Специальность 01.03 02 — астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург — 2005

Работа выполнена в Санкт-Петербургском государственном университете

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук

Вощинников Николай Васильевич

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор Ивлев Лев Семенович

доктор физико-математических наук Юдин Руслан Викторович

Ведущая организация.

Инстит>т астрономии РАН, Москва

Защита состоится 25 октября 2005 г в 15 ч. 30 м на заседании диссертационного совета Д 212 232 15 по защите диссертации на соискание ученой степени доктора наук при Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр , 28, ауд 2143 (математико-механический факультет)

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке СПбГУ

Автореферат разослан

9 » сЛ^лТЛХ^й.

2005 г

Ученый секретарь диссертационного совета

Орлов В.В

ш-ч

/575/

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы. Межзвездная пыль играет важную роль во многих астрофизических процессах Информацию о свойствах межзвездной пыли можно получить из наблюдений различных объектов в инфракрасной (ИК) области спектра, в частности ЙК полос в их спектрах До сих пор полосы поглощения исследовались в спектрах лишь отдельных источников Очевидна необходимость рассмотреть сегодня наблюдаемые характеристики полос для достаточно большого числа источников, как протозвезд, так и звезд, находящихся в молекулярных облаках Это позволило бы сделать выводы о составе, структуре и форме пылинок около этих источников, а также об эволюции пыли в областях звездообразования. Ранее при интерпретации полос обычно использовались сферические частицы Однако наличие поляризации в полосах, отличной от поляризации в континууме, указывает на присутствие ориентированных несферических пылинок. Также детально не рассматривалось влияние шероховатости поверхности пылинок на профили полос При интерпретации наблюдаемых полос важно данные наблюдений сопоставить с результатами модельных расчетов для измеренных показателей преломления веществ. Для небольшого числа источников это было проделано Молстером [X], однако для большого числа объектов подобное рассмотрение еще не проводилось

Данная работа посвящена исследованию инфракрасных полос поглощения в спектрах протозвездных источников и звезд Были поставлены следующие задачи:

1 Разработка новой модели пылинок, учитывающей мелкомасштабные отклонения формы частиц от шара.

2 Исследование влияния мелкомасштабной несферичности поверхности частицы на характеристики наиболее глубоких полос поглощения (3 Уцт полоса водяного льда и 9 7/Ш1 полоса силикатов), наблюдаемых в спектрах звезд и протозвезд.

3 Исследование влияния параметров сфероидальных частиц и их ансамблей на характеристики ледяной и силикатной полос

4 Получение ограничений на параметры моделей из сравнения наблюдаемых и вычисленных характеристик профилей полос поглощения и поляризационных профилей

5 Интерпретация профилей ледяной и силикатной полос поглощения, наблюдаемых в спектрах нескольких источников.

Первая задача рассмотрена в первой главе диссертации, вторая и третья -во второй главе, четвертая и пятая — в третьей.

Научная новизна полученных результатов заключается в следующем. В диссертации разработана модель пылевой частицы в виде радиально-нсоднород-ного шара, состоящего как из одного вещества, так и из нескольких Впервые представлена и исследована модель шара с промежуточными слоями для частиц с оболочками, позволяющая описывать частицы с негладким (шероховатым и клочковатым) ядром и оболочками Написаны программы, позволяющие рассчитывать характеристики светорассеяния такими частицами и моделировать

ИК спектры Изучено влияние мелкомасштабной несферичности частицы на характеристики (положение центра, ширина полосы) и профили полос поглощения В работе впервые проводится детальное исследование влияния параметров ориентированных двухслойных сфероидальных частиц на характеристики 3 1/zm ледяной и 9 7/im силикатной полос Впервые получены выводы о свойствах частиц создающих полосы поглощения в спектрах нескольких протозвезд, найдены ограничения на параметры частиц и относительное содержание льда и силиката

Научная и практическая ценность. Расчет рассеяния света шарами с промежуточными слоями позволяет определять оптические свойства частиц с шероховатой и клочковатой поверхностью, в том числе и частиц состоящих из нескольких веществ расположенных слоями Созданные программы дают возможность вычислять различные характеристики рассеянного излучения: факторы эффективности ослабления, рассеяния, поглощения, рассеяния назад, индикатрисы рассеяния Программы могут быть использованы при решении различных задач астрофизики, биофизики, оптики атмосферы и океана

Результаты влияния параметров моделируемых частиц (как шаров с промежуточными слоями так и двухслойных софокусных сфероидов) на характеристики двух инфракрасных полос могут быть применены к исследованиям этих и других полос поглощения в спектрах различных объектов Ограничения на объемные доли льда и силиката могут быть использованы при исследованиях распространенно* ти химических элементов в космиче< ком пространстве

Автор выносит на защиту:

1 Методику и результаты расчетов рассеяния света шарами с промежуточными слоями

2 Результаты расчетов полос поглощения для радиально-неоднородных шаров с промежуточными слоями

3 Результаты расчетов полос поглощения для ориентированных сфероидальных частиц

4 Интерпретацию наблюдаемых инфракрасных полос поглощения в < пектрах протозвездных источников и звезд

Апробация работы. Результаты работы докладывались на семинаре кафедры астрофизики С -Петербургского университета, а также на следующих научных конференциях:

1 NATO Advanced Research Workshop on Optics of Cosmic Duit Bratislava, 2001

2 Конференция по "ФиЗи\е межзвездной среды" Москва, 2001

3 Всероссийская Астрономическая Конференция, Москва, 2004

Публикации. Основные результаты диссертации опубликованы в 7 печатных работах в различных научных журналах

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения списка цитируемой литературы (197 наименований) Полный объем диссертации — 160 страниц, 60 рисунков, 11 таблиц.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении дается краткое описание методов ИК исследований и основных этапов в изучении ИК полос поглощения, обоснована актуальность темы исследования , приведена постановка задачи, описывается научная новизна полученных результатов, научная и практическая ценность, приведено краткое содержание диссертации.

В Первой главе диссертации представлено решение задачи рассеяния света шаровыми частицами с переменным профилем показателя преломления и рассматриваются модели шара с промежуточными слоями, состоящего из одного или нескольких веществ. Исследуется мелкомасштабная неоднородность (шероховатость и клочковатость) поверхности пылевых частиц

В первом параграфе рассматривается модель шара с промежуточными слоями, состоящего из одного вещества, поведение факторов эффективности с ростом ширины промежуточного слоя, исследуется возможное влияние вида контура показателя преломления на поведение факторов эффективности. Изменение профиля показателя преломления вдоль радиуса такой частицы имеет вид (см рис. 1)

i rao, 0 < р < р0;

М(р) = I М(р), ро<й< х, (1)

I ТОй, р > X

Здесь М(р) — произвольная непрерывная функция, х — 2nai\ дифракционный радиус частицы (безразмерная величина), р — параметр дифракции ра — расстояние от центра шара до первого промежуточного слоя (дифракционный радиус ядра), т0 — показатель преломления ядра, та — показатель преломления среды, в которой находится частица Величины ро- то- и М(р) являются параметрами задачи

Во втором параграфе рассматривается модель радиально-неоднородного шара с несколькими промежуточными слоями (шар, состоящий из ядра и оболочек), исследуется контур показателя преломления в зависимости от относительного объема промежуточных слоев Контур показателя преломления для сферически-симметричной частицы с несколькими промежуточными слоями имеет вид

М(р) =

ТОО, 0<р<ро =

М(р), г'}<р<г¿ = 1,2,.. Л + 1; . .

М,-, г}<р<т>}+1, ¿ = 1,2,.. ,/, 1 >

7Па, р > X = П+1

Здесь М3 (} — 1,2, ..,!) показатели преломления оболочек, I — количество таких оболочек, М(р) - произвольная функция, описывающая показатель преломления в промежуточных слоях, г'3 — расстояние от центра шара до начала ¿-го промежуточного слоя, т2 — расстояние от центра шара до начала ¿-той оболочки Частица имеет (I + 1) промежуточный слой шириной

М(р)

Рис. 1 Контур показателя преломления для диэлектрического шара с промежу-

точным слоем

Д. = r,-r'„ j = 1,2,. ,/ + 1 (3)

Параметрами задачи являются m0, М, Mj, р„. х т} г'3тита Контур показателя преломления в промежуточных слоях определяется следующим образом

= (4)

•=о Р

где коэффициенты а, находятся из условия непрерывности показателя преломления на краях оболочек

М(р0) = т0,

М(т,) = М3. i = l, ,1,

М(г'3) = М,_х, з=2„. ,1+1, ^

М{х) = М

D виде иллюстрации на рис 2 представлен контур показателя преломления для непоглощающего шара, со< тоящего из ядра, двух оболочек и трех промежуточных слоев Сопоставление факторов эффективности ослабления для частицы с промежуточными слоями с расчетами, выполненными при помощи метода дискретных диполей (DDA), показало их хорошее согласие Отметим, что расчеты методом DDA требуют гораздо больших компьютерных ресурсов

Результаты, представленные в данной главе, показывают, что новое решение задачи рассеяния света радиально-неоднородными шарами с промежуточными слоями является весьма эффективным с вычислительной точки зрения Модели таких частиц, состоящие как из одного вещества, так и из нескольких, могут быть применимы к описанию оптических свойств любых частиц (от гладких до

б

Риг 2' Контур показателя преломления диэлектрического шара с промежуточными слоями (а) и геометрическое сечение шероховатой частицы (Ь).

сильно клочковатых), которые можно пред< тавить в виде шара с центром в вдре пылинки.

Во Второй главе диссертации первый параграф содержит краткое описание основных инфракрасных полос поглощения

Во втором параграфе описаны модели наблюдаемых объектов- молодых звездных объектов, глубоко погруженных в молекулярные облака, и звезд, находящихся на луче зрения за молекулярными облаками.

В третьем параграфе обсуждаются модели космических пылевых частиц. В четвертом параграфе описаны характеристики трехмикронной ледяной и десятимикронной силикатной полос поглощения и представлен наблюдательный материал, собранный из публикаций

В пятом параграфе описаны исследования изменений характеристик и профилей полос при вариациях параметров модели радиально-неоднородного шара В шестом параграфе подобное рассмотрение выполнено для модели двухслойного сфероида для случайной (ЗБ) ориентации, статической ориентации (невраг щающиеся частицы), полной и неполной ориентации типа Дэвиса-Гринстейна

Было получено, что на положение центральной длины волны А0 в ледяной полосе влияют размер частицы, ее форма, относительный объем ядра, ориентация частицы Увеличение отношения длин полуосей а/Ь сфероида ведет к смещению А0 и для силикатной полосы Заметные изменения Ао происходят также и при относительном объеме ядра Упгге/Уша1 <0 7, когда становится заметным вклад 12/;т ледяной полосы Полуширина ледяной полосы сильно зависит от толщины оболочки и неоднородности поверхности частицы лишь если У„„е/У1Ыа1 > 0 9 и относительный объем промежуточных слоев Уа/Ушп1 >09 Полуширина силикатной полосы более всего зависит от формы частицы и от толщины оболочки Наибольшее влияние на степень линейной поляризации в обеих полосах оказывает форма частицы.

При исследовании полос поглощения наиболее первостепенное значение имеет

положение центральной длины волны и отношение оптических толщин Положение центральной длины волны определяет форму частицы, а отношение оптических толщин толщину оболочки В случае силикатнои полосы существенную роль играет внешний вид профиля, по которому можно оценить толщину оболочки пылинок, создающих эту полосу

В первых трех параграфах Третьей главы выполнено сравнение теоретических расчетов с наблюдательными данными и выбираются параметры моделей пылевых частиц, производящих полосы поглощения, схожие с наблюдаемыми

В четвертом параграфе проводится совместное моделирование ледяной и силикатной полос поглощения в спектрах шести протозвезд (BN, AFGL 2136, AFGL 2591, AFGL 2884, NGC 7538 IRS1, MonR2 IRS2)

Гис 3 Наблюдательные и теоретические полуширины ледяной (а) и силикатной (Ь) полос поглощения и поляризующей способности в ледяной (с) и силикатнои (¿) полосах в зависимости от отношения оптических толщин в центрах Рассмотрены вытянутые сфероидальные частицы с ядром из оливина и оболочкой из загрязненного льда при неполной ориентации Дэвиса-Гринстейна (ИЮ, параметр ориентации £ = 0 9) Иллюстрируется эффект изменения формы и толщины оболочки частицы Расчеты проведены для частиц с относительным объемом ядра Усаге¡Уилл от 0 б до 0 99 На рис ЗЬ пунктирные кривые показывают результаты расчетов для ансамбля частиц с ядрами из Л^0вРе1 23Ю4 и Л^Ре8Ю4. взятыми в равных количествах

Сравнение теоретических расчетов с наблюдательными данными позволяет оценить следующие характеристики пылевых частиц:

Галмер Как ледяная, так и силикатная полосы поглощения с характеристиками, похожими на наблюдаемые, получаются, если будем брать пылинки, радиус а (для шаров) или эквиобъемный радиус ту (в случае сфероидов) которых не превосходит 0 Такие ограничения на размер пылевой частицы сохраняются при любом типе ориентации несферической пылинки

Форма-Полосы с положением центра, близким к наблюдаемому, создают сферические частицы или сфероидальные частицы с отношением полуосей а/Ь и 2 и меньше Если использовать сильно вытянутые или сплюснутые сфероиды, то полосы смещаются в длинноволновую область спектра при любой ориентации пылинки

Для объяснения ширин обеих полос поглощения одновременно хорошо подходят сфероиды с одинаковыми значениями а/Ь, полностью или частично ориентированные (рис За, ЗЪ) Однако, как показывают рис Зс и 3<1, такие частицы не позволяют одновременно воспроизвести поляризацию в ледяной и в силикатной полосе Противоречие можно разрешить, если предположить, что у пылинки почти сферическое ядро (а/Ь ^ 1 1 1 2) и несферическая оболочка (а/Ь й 2 -г 3) Направление ориентации частиц с •»хвиобъемным радиусом ту = О 15/Ш1 перпендикулярно лучу зрения (П = 90°)

Структура- Наблюдательные данные для протозвездных объектов показывают, что для большинства объектов т(9 7рт)/г(3.1/лп) > 1 Такие отношения оптических толщин получаются лишь для частиц с тонкими оболочками: Уг„е/УШа1 й 0 7 -т- 0 75 в случае сфероидов (рис. 3), й 0 7 для гладких шаров и шаров с неровной поверхностью Для звезд, находящихся в молекулярных облаках, т(9.7/ип)/т(3 1р.т) > 0.3, что приводит к оценке Ус„е1УЫа1 й 0.5

Наличие у пылинок, создающих силикатные полосы поглощения, тонких ледяных оболочек независимо подтверждается из анализа профилей этой полосы в спектрах протозвездных объектов Если ледяная оболочка толстая, то 12/лп ледяная полоса должна искажать профиль силикатной полосы, чего обычно не наблюдается

Иная картина наблюдается в случае звезд, расположенных позади молекулярных облаков, в чьих спектрах профили силикатных полос обычно сильнее искажены за счет влияния двенадцатимикронной полосы, что указывает на более толстые ледяные оболочки пылинок

Мелкомасштабная структура поверхности частицы (шероховато/ть, клоч-коватость) ■ Поверхность пылевых частиц, создающих полосы поглощения, похожие на наблюдаемые, скорее всего, должна иметь небольшую шероховатость При *том между толщиной ледяной оболочки пылинки и шириной промежуточных слоев корреляции нет частицы могут иметь тонкие оболочки и узкие промежуточные слои (почти гладкие частицы), тонкие оболочки и широкие промежуточные слои (тугоплавкое силикатное ядро имеет сильно клочковатую, несферическую форму) или толстые ледяные оболочки и узкие промежуточные слои (почти гладкое ядро)

Химический состав Лучше всего наблюдательные данные воспроизводятся в рамках модели частиц с ядром из оливина Д^овРе! 23Ю4 (рис 3). Наблюдаемые силикатные полосы поглощения с малой полушириной ¥У/НМ — 254- 2.6;хт можно объяснить, если взять оливины М^о 8^1 2 Э104 и М^евЮ« в равных количествах (см рис. ЗЬ) Для некоторых наблюдаемых полос положение центральной длины волны смещается к Ао ~ 9 4 4 9 6/пп. что указывает на присутствие пироксенов (МйУРе1_и810з) Пироксены дают более узкие полосы поглощения, чем оливины, однако используя смесь пироксенов и оливинов, можно получить весьма широкие полосы Увеличение доли пироксена в пылинках приводит к смещению А0 в коротковолновую область спектра и росту полуширины полосы Подобные изменения для А0 и РШНМ наблюдались для ряда звезд, погруженных в молекулярное облако в Тельце (см рис. 9 в [3])

В Заключении резюмируются основные результаты полученные в диссертации:

1 Составлены программы позволяющие эффективно рассчитывать различные характеристики излучения, рассеянного радиально-неоднородными сферическими частицами, состоящими как из одного вещества, так и из нескольких

2 Исследовано влияние мелкомасштабной несферичности (шероховатости) поверхности пылевой частицы на характеристики двух наиболее глубоких полос поглощения, наблюдаемых в спектрах звезд и протозвезд Рассматривались полоса водяного льда около 3 1//ш и полоса силикатов около 9 7/лт Для этого использована модель частицы с оболочкой в виде радиально-неоднородного шара с промежуточными слоями, в которых показатель преломления меняется

Показано, что шероховатость пылинки играет значительную роль, уширяя профили полос, что и наблюдается в спектрах некоторых ИК источников В некоторых случаях наблюдаемый профиль 9 7цт силикатнои полосы можно описать, используя модель гладкой частицы или модель частицы с узкими промежуточными слоями В других случаях (например, для протозвездного источника 0МС1 II? Э2) необходимо использовать частицы с шероховатой и клочковатой поверхностью

3 Исследовано влияние размера, формы, структуры и химического состава пылевых частиц на характеристики инфракрасных полос поглощения водяного льда около 3 1/лп и силикатов около 9 7/гт. Для этого использовалась модель двухслойного софокусного сфероида, состоящего из ядра (силикат) и оболочки (водяной лед с примесями) Расчеты были выполнены для случайной ориентации, статической ориентации, полной вращательной и неполной вращательной ориентации типа ДэвисагГринстейна.

Показано, что полосы с характеристиками, похожими на наблюдаемые в спектрах протозвездных источников и звезд, получаются, если эквиобъемный радиус частиц гу й О 35//Ш, отношение полуосей а/Ь'ё, 2, относительный объем вещества ядра У^от./Ума! < 0.7 Сильно вытянутые или сплюснутые сфероидальные частицы нельзя использовать для интерпретации силикатных полос, поскольку положение их центров смещается к Ао и 10 что не соответствует большинству наблюдательных данных

4 Показано, что 9.7/хт силикатные полосы с профилями, полуширинами и

положением центров, похожими на наблюдаемые, можно получить, если использовать оливин (Mg0 sFe^SiOi) Другие силикаты создают более узкие полосы Широкие полосы с центрами около 9 5/ип или 9 6/лп воспроизводятся при помощи моделей пылинок с добавлением пироксенов.

Основные результаты по теме диссертация опубликованы в следующих научных статьях:

1 А Я. Перельман, Т В Зиновьева. Влияние контура показателя преломления в промежуточном слое на характеристики рассеяния света Оптика атмосферы и океана, Т 14, N 8, с 669-671, 2001

2 А Я. Перельман, Т В Зиновьева Рассеяние света шаром с переменными оптическими свойствами промежуточного слоя. Оптика и спектроскопия, Т. 92, N 3, с 468-474, 2002.

3 А Я Перельман, Т В Зиновьева Аппроксимация оптических свойств сферических частиц с радиально меняющимся показателем преломления Физика атмосферы и океана, Т 38, N 4, с. 515-522, 2002.

4. Т V. Ziuov'eva. Interpretation of infrared absorption bands using inhonioge-neous grains Astronomical and Astiophysical Transactions, V 22, Nip. 51-54, 2003

5 T.B Зиновьева Рассеяние света неоднородной шаровой частицей с промежуточными слоями Оптика и спектроскопия, Т. 97, N 3, с 451-463, 2004

6 Т В Зиновьева Композитные пылевые частицы моделирование инфракрасных полос поглощения Астрономический журнал, Т 32, N 5, с 466 473, 2005

7 Т В Зиновьева Моделирование инфракрасных полос поглощения при помощи несферических частиц Письма в астрономический журнал, Т. 31, N 7, с 513-530, 2005

В совместных работах [1]-[3] А Я Перельманом была поставлена задача, выведены все формулы и дана схема решения Автором диссертации написан комплекс программ и проведены все вычисления Вклад соавторов в обсуждение результатов одинаков

Литература

1 F J.Molster, PhD Thesis, University of Amsterdam, 2000

2. H.M.Lee and В T Draine, Astrophys.J., 1985, V. 290, P 211

3. J E Bowey, A J Adamson and J.Yates, MNRAS, 2003, V 340, P 1173.

IS 217

2006^4 15751

ВВЕДЕНИЕ

ГЛАВА 1. РАССЕЯНИЕ СВЕТА ЧАСТИЦАМИ С ПЕРЕМЕННЫМ ПРОФИЛЕМ ПОКАЗАТЕЛЯ

ПРЕЛОМЛЕНИЯ

1.1 Шар с промежуточными слоями.

1.1.1 Задача дифракции плоской волны на сферической частице и ее решение.

1.1.2 Тесты, расчеты и результаты.

1.1.3 Влияние вида контура показателя преломления в промежуточном слое на поведение факторов эффективности.

1.1.4 Сравнение с расчетами методом дискретных диполей

1.2 Радиально-неоднородный шар с промежуточными слоями

1.2.1 Определение и исследование контура показателя преломления.

1.2.2 Тесты и численные расчеты.

1.2.3 Сравнение с расчетами методом дискретных диполей

ГЛАВА 2. РАСЧЕТЫ ПРОФИЛЕЙ ИНФРАКРАСНЫХ

ПОЛОС ПОГЛОЩЕНИЯ

2.1 Пылевые полосы поглощения.

2.2 Модели наблюдаемых объектов.

2.3 Модели космических пылинок.

2.4 Наблюдаемые характеристики межзвездных полос поглощения

2.4.1 Общее описание.

2.4.2 Наблюдаемые характеристики ледяной и силикатной полос поглощения.

2.5 Радиально-неоднородные сферические частицы.

2.5.1 Зависимость характеристик полос от параметров модели.

2.5.2 Обсуждение результатов.

2.6 Двухслойные сфероиды.

2.6.1 Параметры модели.

2.6.2 Случайно ориентированные частицы.

2.6.3 Статическая ориентация.

2.6.4 Полная ориентация типа Дэвиса-Гринстейна.

2.6.5 Неполная ориентация типа Дэвиса-Гринстейна

2.6.6 Обсуждение результатов.

ГЛАВА 3. СРАВНЕНИЕ С НАБЛЮДЕНИЯМИ

3.1 Радиально-неоднородные шары.

3.2 Двухслойные сфероиды.

3.2.1 Случайно ориентированные сфероиды.

3.2.2 Статически ориентированные сфероиды.

3.2.3 Полная ориентация типа Дэвиса-Гринстейна.

3.2.4 Неполная ориентация типа Дэвиса-Гринстейна

3.3 Выбор параметров пылевых частиц на основании модельных расчетов.

3.4 Моделирование ледяной и силикатной полос поглощения в спектрах протозвезд.

3.4.1 Объект Беклина-Нейгебауэра

3.4.2 Объект AFGL

3.4.3 Объект AFGL

3.4.4 Объект AFGL

3.4.5 Объект NGC 7538 IRS1.

3.4.6 Объект MonR2 IRS2.

Одной из центральных проблем астрономии было и остается изучение процессов формирования и эволюции звезд. Согласно наиболее распространенной точке зрения в настоящее время звезды образуются в результате коллапса вещества газо-пылевых межзвездных облаков. Коллапсирующие объекты звездной массы называются протозвездами. Они состоят из компактного ядра и протяженной оболочки из газо-пылевого вещества. Зародившаяся звезда нагревает и видоизменяет легкоплавкие пылинки в своей окрестности. Сильный звездный ветер также принимает активное участие в сортировке околозвездной пыли, и через некоторое время молодая звезда становится наблюдаемой в видимой части спектра. На этом этапе звездной эволюции быстро меняется состав околозвездной пыли. В инфракрасных (ИК) спектрах протозвездных объектов часто наблюдаются сильные полосы поглощения. Изредка они наблюдаются также в спектрах звезд, находящихся позади молекулярных облаков, и никогда не видны в направлениях, где луч зрения пересекает лишь диффузные облака.

Пыль играет важную роль на начальных и конечных этапах эволюции звезд. Формирование новой звезды по существу есть завершающий этап эволюции пыли из протозвездного облака. В то же время на заключительных этапах своей эволюции звезды производят новые пылинки, таким образом завершая цикл эволюции звезд в нашей и других галактиках.

Межзвездная пыль играет существенную роль во многих астрофизических процессах, таких как образование молекул, превращение энергии высокоэнергичных фотонов в ИК излучение и т.д. Для того, чтобы глубоко разобраться в эволюции галактик, необходимо изучать межзвездную пыль и ее взаимодействие с излучением. Многое для понимания свойств межзвездной пыли можно получать из наблюдений в ИК области спектра, однако земная атмосфера в значительной степени непрозрачна для электромагнитных волн в диапазоне 1 /лп — 1 мм. Наблюдения проводят, используя несколько окон прозрачности (около 2, 5, 10, 20 цт и ряд других), но лишь наземные И К измерения не позволяют составить полное представление о свойствах пылевых объектов. Поэтому, начиная с 60-ых годов прошлого столетия по настоящее время, для научных исследований используются самолеты и баллоны. На высоте 12 км от поверхности Земли более 99% водяных паров и около 70% СОг остается внизу и в области длин волн между 1/лт и 15/хт исключены практически все внешние помехи, что позволяет проводить качественные наблюдения космических объектов. Подробные описания самолетных телескопов и внеатмосферных исследований можно найти в работах [1] и [2].

Первый инфракрасный астрономический спутник (IRAS, InfraRed Astronomical Satellite) был запущен в 1983 году. Он был оснащен 57-см телескопом и работал в диапазоне АА (8 -г 120)/лп. Со спутника IRAS было обнаружено около 350 ООО инфракрасных источников, зодиакальные пылевые полосы, 6 новых комет, полезные инфракрасные данные для ряда астероидов и многое другое. Следующий ИК спутник — ISO (Infrared Space Observatory), был запущен в конце 1995 года и действовал до середины 1998 года. С его помощью были открыты более 20 новых пылевых полос, обнаружены кристаллические силикаты в оболочках звезд и новые межзвездные молекулы. На спутнике был установлен 60-см телескоп и четыре инструмента:

ИК камера (ISOCAM, фотокамера, 2.5 -г 17//ш) с двумя различными детекторами; фотометр-поляриметр (ISOPHOT, АА 2.5 -г 240/лп); коротковолновый спектрометр (SWS, АА 2.4 -г 45/лп); длинноволновый спектрометр (LWS, АА 45 Ч- 196.8/хга).

Ббльшая часть наблюдательных данных, обсуждаемых в диссертации, была получена на спутниках IRAS и ISO, а также на ИК-телескопе UKIRT обсерватории на Гавайях.

Как отметил Гласс [3], "центральная роль пыли в астрономии больше всего видна в инфракрасной области".

В ИК область спектра попадает максимум теплового излучения относительно холодных объектов с температурой от 2-3 тысяч К до ~ 10 К: звезд поздних спектральных классов и окружающих их пылевых оболочек, звезд на начальных стадиях звездообразования, межзвездных газо-пылевых об- * лаков, а также планет и малых тел Солнечной системы. Инфракрасная спектроскопия пыли позволяет изучать химический состав пылевых частиц непосредственно.

И К спектры плотных облаков получают, наблюдая источники внутри облаков. Типичный объект — объект Беклина-Нейгебауэра (BN) в Орионе [4]. Предполагается, что это недавно образовавшаяся звезда (young stellar objects, YSO), окруженная плотным пылевым коконом [5]. BN — представитель большого класса объектов-протозвезд, отличающихся сходными свойствами. Они имеют приблизительно чернотельное распределение энергии в области от 2 до 20 микрон с яркостной температурой от 400 до 600 К. Протозвездные источники отличаются от компактных областей НИ, которые имеют обычно большой угловой диаметр и существенную тепловую эмиссию от ионизованного газа. Оба типа источников ассоциируют с молекулярными облаками [6, 7]. Вернер и др. [8] предположили эволюционный последовательный статус обоих типов объектов.

В первых спектрах протозвезд, полученных с небольшим спектральным разрешением, были найдены широкие полосы поглощения около 3.1 и 9.7 микрон. 9.7/хт-полоса была открыта в спектрах кислородных гигантов и сверхгигантов и идентифицирована с силикатными частицами [9,10]. Полосу поглощения на 3.1/ли обычно приписывают частицам из аморфного водяного льда [11]. Вклад в коротковолновое крыло 3.1/мп полосы поглощения может вносить аммиачный лед (NH3) [12]. Трехмикронная ледяная полоса была обнаружена также в спектрах звезд, находящихся внутри и позади темного облака в Тельце [13]. Она наблюдается в спектрах большинства плотных облаков [12,14]. Первые попытки интерпретировать наблюдения показали, что наблюдаемый профиль 3.1 //га полосы льда шире вычисленного для кристаллических частиц из Н20. Для объекта BN Лежё и др. [15] предложили использовать пылинки из аморфного льда с радиусами от 0.4/хш до 1.2/хш. В [15] указывается также, что водяной лед создает полосу поглощения на длине волны около 12 /tm, которая должна искажать наблюдаемый профиль 10-микронной силикатной полосы, что было обнаружено позднее. Ряд модельных расчетов 3.1//га полосы был выполнен в работах [13], [16]—[20], где рассматривались модели однородных и двухслойных сферических и цилиндрических пылевых частиц с силикатным ядром и ледяной оболочкой, состоящей как из аморфного льда из Н20, так и из смеси льдов из НгО и NH3. Бугерт [19] для объяснения наблюдений ледяной полосы в спектре звезды Elias 29 использовал частицы с а « 0.6/zm. Ван де Балт и др. [18] установили, что на профиль и силу ледяной полосы на 3.1/лп больше всего влияют форма частицы и химический состав оболочки, а размер частицы и химический состав ядра играют второстепенную роль. Из сравнения с наблюдениями звезд в Тельце они пришли к выводу, что доля НгО в оболочке должна составлять около 60%, а отношение радиусов оболочки и ядра — около 1.3.

Обнаружение 10-микронной полосы в спектрах кислородных гигантов и сверхгигантов [9] привело к идее образования тугоплавких силикатных ядер в атмосферах звезд и последующий их выброс в межзвездную среду вследствие истечения вещества из звезд. Широкие полосы около 9.7/лп наблюдают в спектрах многих объектов — от комет до ядер галактик, — в том числе и в спектрах протозвездных источников. Во многих случаях наблюдается также более слабая 18/хга полоса. Обе полосы видны в спектрах веществ, содержащих железо, кремний, кислород и магний. Однако до недавнего времени отождествлению мешало отсутствие измеренных показателей преломления для этих веществ. Исследованиями силикатных полос занимались Эйткен и др. (см. [21]—[29]), Роуч и др.[30], Смит и др. [31], Митчел и др. [32]. Было обнаружено, что для интерпретации наблюдений лучше подходят аморфные силикаты, чем кристаллические [33]—[35]. Следует отметить, что профиль 9.7/zm полосы, наблюдающийся в спектрах протозвезд, звезд, источников в молекулярных облаках и т.д. мало различается у различных объектов. Кнаке [36] провел сравнительный анализ различных минералов и отметил, что спектры межзвездных силикатов напоминают полосы силикатов, найденных в метеоритах. В 1984 году Ли и Дрейн [37] на основании профилей 9.7/лп и 18/хт силикатных полос, наблюдаемых в спектрах протозвездных источников в Орионе, смоделировали показатель преломления искусственного вещества, названного ими "астрономическим силикатом" ("астросилом"), который многократно использовался впоследствии. В последнее десятилетие были измерены показатели преломления для пироксенов (MgyFeij,Si03) и оливинов (Mg2VFe2-2ySi04), где 0 < у < 1. Показатели преломления этих веществ и многих других можно найти в базе данных оптических постоянных (JPDOC) на сервере Астрономического Института СПбГУ (http: / / www.astro.spbu.ru /JPDOC/entry.html).

Актуальность проблемы. До сих пор проводились исследования полос поглощения в спектрах лишь отдельных источников. Целесообразно рассмотреть наблюдаемые характеристики полос для достаточно большого числа источников, как протозвезд, так и звезд, находящихся в молекулярных облаках. Это даст возможность сделать выводы о составе, структуре и форме пылинок, а также об образовании и эволюции пыли в местах звездообразования. Чаще всего при интерпретации полос использовались сферические частицы. Однако наличие поляризации в полосах, отличной от поляризации в континууме, указывает на присутствие ориентированных несферических пылинок. Не проводилось детального рассмотрения влияния на профили полос шероховатость поверхности пылинок. При интерпретации наблюдений полос поглощения важно сопоставить их с модельными расчетами для реальных веществ. Для нескольких источников это проделал Молстер [38], однако для многих объектов подобное рассмотрение еще не проводилось.

Данная работа посвящена исследованию инфракрасных полос поглощения в спектрах протозвездных источников и звезд. В связи с этим были поставлены следующие задачи:

1. Разработка новой модели пылевой частицы, учитывающей мелкомасштабные отклонения формы поверхности от гладкого шара.

2. Исследование влияния мелкомасштабной несферичности поверхности частицы на характеристики двух наиболее глубоких полос поглощения (3.1 fj.m полоса водяного льда и 9.7/хт силикатная полоса), наблюдаемых в спектрах звезд и протозвезд.

3. Исследование влияния изменений свойств сфероидальных частиц и их ансамблей на характеристики ледяной и силикатной полос.

4. Получение ограничений на параметры моделей путем сравнения наблюдаемых и вычисленных характеристик профилей полос поглощения и поляризационных профилей.

5. Моделирование профилей ледяной и силикатной полос поглощения, наблюдаемых в спектрах нескольких источников.

Первая задача рассмотрена в первой главе, вторая и третья — во второй главе, четвертая и пятая — в третьей.

Научная новизна. Научная новизна полученных результатов заключается в следующем. В диссертации разработана модель радиально-неод-нородного шара, состоящего как из одного вещества, так и из нескольких. Впервые представлена и исследована модель шара с промежуточными слоями для частиц с оболочками, позволяющая описывать частицы с негладким, шероховатым и клочковатым ядром и оболочками. Написаны программы, позволяющие рассчитывать характеристики светорассеяния и моделировать ИК спектры. Впервые изучено влияние мелкомасштабной несферичности частицы на характеристики (положение центра, ширина полосы) и профили полос поглощения. В работе впервые проводится детальное исследование влияния параметров ориентированных двухслойных сфероидальных частиц на характеристики 3.1/лп ледяной и 9.7/яп силикатной полос. Впервые получены выводы о свойствах частиц, создающих полосы поглощения в спектрах нескольких протозвезд, найдены ограничения на параметры частиц и относительное содержание льда и силиката.

Научная и практическая ценность. Расчет рассеяния света шарами с промежуточными слоями позволяет определять оптические свойства частиц с шероховатой и клочковатой поверхностью, в том числе и частиц, состоящих из нескольких веществ, расположенных слоями. Программы дают возможность вычислять следующие характеристики рассеянного излучения: факторы эффективности ослабления, рассеяния, поглощения, рассеяния назад, индикатрисы рассеяния. Они могут быть использованы при решении различных задач астрофизики, биофизики, оптики атмосферы и океана.

Результаты влияния характеристик моделируемых частиц (как шаров с промежуточными слоями, так и двухслойных софокусных сфероидов) на параметры двух инфракрасных полос могут быть применены к исследованиям этих и других полос поглощения в спектрах различных объектов. Ограничения на объемные доли льда и силиката могут быть использованы при исследованиях распространенности химических элементов в космическом пространстве.

Автор выносит на защиту:

1. Методику и результаты расчетов рассеяния света шарами с промежуточными слоями.

2. Результаты расчетов полос поглощения для радиально-неоднород-ного шара с промежуточными слоями.

3. Результаты расчетов полос поглощения для ориентированных сфероидальных частиц.

4. Интерпретацию наблюдаемых инфракрасных полос поглощения в спектрах протозвездных источников и звезд.

Структура и объем диссертации: диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы (197 наименований). Полный объем диссертации — 160 страниц, 60 рисунков, 11 таблиц.

Основные результаты диссертации опубликованы в 7 статьях. Отметим вклад соавторов в совместные работы. В совместных работах [39]-[41] А.Я. Перельманом была поставлена задача, выведены все формулы и дана схема решения. Автором диссертации написан комплекс программ и проведены все вычисления. Вклад соавторов в обсуждение результатов одинаков.

БЛАГОДАРНОСТИ

В первую очередь я хочу поблагодарить Бога, без Его помощи и поддержки диссертации не было бы. Не могу не упомянуть своего духовного учителя и Шри Чинмоя, оказывавших огромную поддержку последние несколько лет; без их любящего участия я не смогла бы продвинуться в исследованиях.

Я также бесконечно благодарна Тане Константиновой, постоянно терпеливо поддерживающей меня все тяжелые последние 6 лет; без ее помощи я бы, наверное, не выдержала трудностей.

Я благодарна Татьяне Васильевне Герасимовой, нашему любимому библиотекарю, за то, что не смотря ни на что, она всегда верила в меня, за ее мудрые советы, доброту и материнскую поддержку. Я также благодарна своему научному руководителю Николаю Васильевичу Вощинникову, за то, что он дал мне возможность заниматься наукой и оказывал некоторую поддержку первые годы.

Я благодарна Анри Яковлевичу Перельману за то, что он влил в меня уверенность в себе, в своих способностях и силах.

А также Н.П.Питьеву, А.К.Колесову, Свете Стариковой, Андрею Васильеву, Ксении Савчук, Алану Кургосову и Максиму Луканину — за их элементарное человеческое участие и неравнодушие к моей научной судьбе.

A.Ф.Холтыгину, Н.Я.Сотниковой и остальной группе В.Г.Горбацкого — за их хорошее душевное отношение.

Доктору К.Смиту — за любезное предоставление наблюдательных данных для силикатной полосы в электронном виде.

B.В.Иванову — за то, что принимал некоторое участие в моей судьбе последний год.

Оппонентам — Льву Семеновичу Ивлеву и Руслану Викторовичу Юдину — за их огромный труд по проверке и рецензии моей работы. В.В.Орлову — за терпеливую возню с моей диссертацией. Всем остальным членам диссертационной комиссии — за то, что нашли время присутствовать на защите диссертации.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1. М.Бадер и Ф.Виттеборн, в: Инфракрасные методы в космических исследованиях, Мир, М., 1977, С. 34.

2. M.Bader and C.B.Wagoner, Appl.Opt., 1970, V. 9, P. 265.

3. I.S.Glass, Handbookof Infrared Astronomy, Cambrige Univ. Press, 1999.

4. E.E.Becklin and G.Neugebauer, Astrophys. J., 1967, V. 147, P. 799.

5. P.J.Bedijn, H.J.Habing and T. de Jong, A&A, 1978, V. 69, P. 73.

6. C.G.Wynn-Williams and E.E.Becklin, Pub.ASP., 1974, V. 86, P. 5.

7. R.C.Puetter, R.W.Russell, B.T.Soifer and S.P.Willner, Astrophys. J., 1979, V. 228, P. 118.

8. M.W.Werner, E.E.Becklin and G.Neugebauer, Science, 1977, V. 197, P. 723.

9. N.J.Woolf and E.P.Ney, Astrophys. J., 1969, V. 155, P. L181.

10. F.C.Gillett and W.J.Forrest, Astrophys. J., 1973, V. 179, P. 483.

11. B.T.Soifer, S.P.Willner, R.W.Capps et.al., Astrophys. J., 1981, V. 250, P. 631.

12. K.M.Merrill, R.W.Russell and B.T.Soifer, Astrophys. J., 1976, V. 207, P. 763.

13. D.C.B.Whittet et.al., Nature, 1983, V. 303, P. 218.

14. R.W.Capps, F.C.Gillett and R.F.Knacke, Astrophys. J., 1978, V. 226, P. 863.

15. A.L£ger, J.Klein, S. de Cheveigne et.al., A&A, 1979, V. 79, P. 256.

16. С. van de Bult, J.M.Greenberg, D.C.B.Whittet, MNRAS, 1984, V. 210, P. 803.

17. C. van de Bult, J.M.Greenberg, D.C.B.Whittet, MNRAS, 1985, V. 214, P. 289.

18. A.C.A.Boogert, A.G.G.M.Tielens, C. Ceccarelli at.al., Astron. Astrophys., 2000, V. 360, P. 683.

19. D.C.B.Whittet, R.Smith, A.J.Adamson, et.al., Astrophys.J., 1996, V. 458, P. 363.

20. Д.К.Эйткен, Симпозиум N 96, В: Инфракрасная астрономия. Мир. М., 1983.

21. D.K.Aitken, In: Polarimetry of the Interstellar Medium, ASP conf. Ser., 1996, V. 97, P. 225.

22. D.K.Aitken, P.F.Roche and P.M.Stepser, MNRAS, 1980, V. 193, P. 207.

23. D.K.Aitken, P.F.Roche, J.A.Bailey et.al., MNRAS, 1986, V. 218, P. 363.

24. D.K.Aitken, P.F.Roche, C.H.Smith et.al., MNRAS, 1988, V. 230, P. 629.

25. D.K.Aitken, C.H.Smith and P.F.Roche, MNRAS, 1989, V. 236, P. 919.

26. D.K.Aitken, C.H.Smith, P.F.Roche and C.M.Wright, MNRAS, 1990, V. 247, P. 466.

27. D.K.Aitken, C.H.Smith et.al., MNRAS, 1993, V. 262, P. 456.

28. D.K.Aitken, C.H.Smith et.al., MNRAS, 1997, V. 286, P. 85.

29. P.F.Roche and D.K.Aitken, MNRAS, 1984, V. 208, P. 481.

30. C.H.Smith, C.M.Wright, D.K.Aitken, et.al., MNRAS, 2000, V. 312, P. 327.

31. R.M.Mitchell and G.Robitson, MNRAS, 1981, V. 191, P. 801.

32. K.L.Day and B.Donn, Astrophys. J., 1979, V. 222, P. L45.

33. J.B.Stephen, R.W.Russell, Astrophys. J., 1979, V. 228, P. 780.

34. K.L.Day, Astrophys. J., 1979, V. 234, P. 158.

35. Р.Ф.Кнаке, В: Протозвезды и планеты. Мир. М., 1982.

36. B.T.Drain and H.M.Lee, Astrophys.J., 1984, V. 285, P. 89.

37. F.J.Molster, PhD Thesis, University of Amsterdam, 2000.

38. А.Я.Перельман, Т.В.Зиновьева, Опт. и спектр., 2002, Т. 92, N 3, С. 468.

39. А.Я.Перельман, Т.В.Зиновьева, Физ. атм. и океана, 2002, Т. 38, N 4, С. 515.

40. А.Я.Перельман, Т.В.Зиновьева, Опт. атм. и океана, 2001, Т. 14, N 8, С. 669.

41. Т.В.Зиновьева, Опт. и спектр., 2004, Т. 97, N 3, С. 451.

42. T.V.Zinov'eva, А&А Transact., 2003, V. 22, Р. 51.

43. Т.В.Зиновьева, АЖ, 2005, Т. 82, N 5, С. 466.

44. Т.В.Зиновьева, Письма в АЖ, 2005, Т. 31, N 7, С. 513.

45. К.Ф.Борен, Д.Р.Хафмен, Поглощение и рассеяние света малыми частицами. Мир. М., 1986.

46. К.С.Шифрин, Рассеяние света в мутной среде. Гостехиздат. М., 1951.

47. М.В.Кабанов, Рассеяние оптических волн дисперсными средами. Часть I. Дисперсные частицы. Издание Томского филиала СО АН СССР, Томск, 1983.

48. Г.Хюлст ван де, Рассеяние света малыми частицами. ИЛ. М., 1961.

49. Э.Мак-Картни, Оптика атмосферы, Мир, М., 1979.

50. Li Kai, P.Massoli, Appl.Opt., 1994, V. 33, N 3, P. 501.

51. А.П.Пришивалко, В.А.Бабенко, В.Н.Кузьмин, Рассеяние и поглощение света неоднородными и анизотропными сферическими частицами. Наука и техника. Минск, 1984.

52. А.П.Пришивалко, Оптические и тепловые поля внутри светорассеи-вающих частиц, Наука и техника. Минск, 1983.

53. A.Y.Perelman, Appl.Opt., 1979, V. 18, N 13, P. 2307.

54. A.Y.Perelman, Appl.Opt., 1996, V. 35, N 27, P. 5452.

55. К.С.Шифрин, А.Я.Перельман, А.М.Кокорин, Опт. и спектр., 1985, Т. 59, N 3, С. 597.

56. R.H.Giese, K.Weiss, R.H.Zerull,T.Ono, А&А, 1978, V. 65, P. 265.

57. К.С.Шифрин, А.Я.Перельман, А.М.Кокорин, Письма в ЖТФ, 1985, Т. 11, N 13, С. 790.

58. N.V.Voshchinnikov, Optics of Cosmic Dust. Part I., Astrophys. and Space Physics, 2002, V. 12, N 1.

59. N.V.Voshchinnikov, J.S.Mathis, Astrophys.J., 1999. V. 526, P. 257.

60. N.V.Voshchinnikov, Optics of Cosmic Dust, Kluwer Academ. Publ., 2002. P. 1.

61. T.Y.Brooke, K.Sellgren and T.R.Geballe, Astrophys.J., 1999, V. 517, P. 883.

62. J.E.Chiar, P.A.Gerakines, D.C.B.Whittet at.al., Astrophys.J., 1998, V. 498, P. 716.

63. J.E.Chiar, A.G.G.M.Tielens, D.C.B.Whittet at.al., Astrophys.J., 2000, V. 537, P. 749.

64. L.d'Hendecourt, C.Joblin and A.P.Jones, Eds., Solid Interstellar Matters: the ISO Revolution Springer-Verlag, Berlin, 1999.

65. W.W.Duley, Astrophys.J., 2000, V. 528, P. 841.

66. D.Fabian, H.Mutschke, F.Kerschbaum and J.Dorschner, A&A, 2001, V. 373, P. 1125.

67. E.L.Gibb, D.C.B.Whittet, W.A.Schutte et.al., Astrophys.J., 2000, V. 536, P. 347.

68. E.L.Gibb, D.C.B.Whittet, J.E.Chiar, Astrophys.J. 2001, V. 558, P. 702.

69. K.D.Gordon, A.N.Witt, R.J.Rudy et.al., Astrophys.J., 2000, V. 544, P. 859.

70. Th.Henning, Astrophys. and Spase Science, 1983, V. 97, P. 405.

71. J.H.Lacy, H.Faraji, S.A.Sandford and L.J.Allaraandola, Astrophys.J., 1998, V. 501, P. L105.

72. Y.J.Pendleton, A.G.G.M.Tielens, A.T.Tokunaga and M.P.Bernstein, Astrophys.J., 1999, V. 513, P. 294.

73. W.A.Schutte, K.A. van der Hucht, D.C.B.Whittet et.al., A&A, 1998, V. 337, P. 261.

74. W.A.Schutte, A.C.A.Boogert, A.G.G.M.Tielens, D.C.B.Whittet et.al., A&A, 1999, V. 343, P. 966.

75. R.Siebenmorgen, E.Kritgel, and R.J.Laureijs, A&A, 2002, V. 377, P. 735.

76. A.K.Speck, M.Barlow, R. J.Sylvester and A.M.Hofmeister, A&ASS, 2000, V. 146, P. 437.

77. H.W.W.Spoon, J.V.Keane, A.G.G.M.Tielens et.al., A&A, 2002, V. 385, P. 1022.

78. A.G.G.M.Tielens, A.T.Tokunaga, T.R.Geballe and F.Baas, Astrophys.J., 1991, V. 381, P. 181.

79. A.G.G.M.Tielens and D.C.B.Whittet, Molecules in Astrophysics: Probes and Processes, IAU Symp., 1997, V. 178, P. 45.

80. D.C.B.Whittet, A.Adamson, W.W.Duley at.al., MNRAS, 1989, V. 241, P. 707.

81. D.C.B.Whittet, P.A.Gerakines, A.G.G.M.Tielens at.al., Astrophys.J., 1998, V. 498, P. L159.85 8687