Диагностика структуры и кинематики протозвездных объектов

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

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

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

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

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

Ларсона-Пенстона не согласуется с результатами наблюдений L1544.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Цели диссертации.

Основными задачами диссертации являются:

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

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

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

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

Структура диссертации.

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

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

Благодарности.

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

Заключение

<

Публикации по теме диссертации.