Химия и динамика газа вблизи молодых массивных звезд

Построение теории образования массивных звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Зоны Ни и индуцированное звездообразование.

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

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

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

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

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

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

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

Цели и задачи диссертационной работы.

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

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

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

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

Методы исследования.

Для проведения исследования в настоящей работе были проведены:

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

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

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

Научная новизна работы.

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

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

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

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

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

Научная и практическая ценность работы.

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

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

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

Структура диссертации.

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

Результаты работы были представлены на следующих семинарах и конференциях:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Благодарности.

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

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

Заключение

.

Основные положения, выносимые на защиту.

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

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

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

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

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