11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 С.Н. Лузгин (ИЗМИРАН), Резонансное световое давление галактического Лайман-альфа фона как механизм диссипации турбулентных движений и нагрева межзвездного газа в областях HI
Aннотация. Показано, что учёт эффектов отдачи при рассеянии атомами водорода в областях межзвёздного газа HI фотонов галактического Лайман-альфа фона приводит к появлению силы вязкого трения атомов о фон. Эта сила приводит как к диссипации турбулентных движений в газе, так и к охлаждению газа; флуктуации же силы светового давления всегда нагревают газ. В результате световое давление Лайман-альфа фона нагревает газ, эффективно преобразовывая энергию его турбулентных движений в тепловую энергию его атомов. Механизм нагрева межоблачного газа световым давлением галактического Лайман-альфа фона может оказаться основным и полностью объяснить наблюдаемую температуру газа.
`
Приглашаются желающие для участия в семинаре. Заявки направлять секретарю семинара М.С. Кирсановой (kirsanova_AT_inasan.ru). Заявки рассматриваются организационным комитетом. Длительность докладов 20-60 мин.
Семинары проводятся в системе zoom. Для получения ссылки и/или включения в список рассылки обращаться к М.С. Кирсановой.
0. Физика МЗС и МГС;
1. Химический состав МЗС и пыль;
2. Молекулярные облака и их ядра;
3. Области звездообразования;
4. Взаимодействие МЗС и МГС;
5. Звездообразование и эволюция галактик.
Н.Г. Бочкарев (МГУ)
Е.О. Васильев (АКЦ ФИАН)
Д.З. Вибе (ИНАСАН)
А.В. Засов (МГУ)
И.И. Зинченко (ИПФ РАН)
М.С. Кирсанова (ИНАСАН, МФТИ) — секретарь семинара
А.М. Соболев (УрФУ)
Д.Д. Соколов (МГУ, ИЗМИРАН)
Ю.А. Щекинов (АКЦ ФИАН) — председатель семинара
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 С.Н. Лузгин (ИЗМИРАН), Резонансное световое давление галактического Лайман-альфа фона как механизм диссипации турбулентных движений и нагрева межзвездного газа в областях HI
Aннотация. Показано, что учёт эффектов отдачи при рассеянии атомами водорода в областях межзвёздного газа HI фотонов галактического Лайман-альфа фона приводит к появлению силы вязкого трения атомов о фон. Эта сила приводит как к диссипации турбулентных движений в газе, так и к охлаждению газа; флуктуации же силы светового давления всегда нагревают газ. В результате световое давление Лайман-альфа фона нагревает газ, эффективно преобразовывая энергию его турбулентных движений в тепловую энергию его атомов. Механизм нагрева межоблачного газа световым давлением галактического Лайман-альфа фона может оказаться основным и полностью объяснить наблюдаемую температуру газа.
`
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Л.Н. Цвикки (УрФУ), Молекулярные линии как индикаторы прошлых вспышек фуоров
Aннотация. Вспышки фуоров - это мощные вспышки светимости (~100 Lsun), наблюдаемые у молодых звездных объектов. Такие вспышки, длящиеся несколько десятилетий, способны значительно влиять на физическую и химическую структуру протопланетного диска, окружающего протозвезду. С помощью астрохимической модели ANDES, кода переноса излучения RADMC-3D и симулятора CASA телескопа ALMA, в работе изучаются последствия вспышки в дисках с оболочкой и без нее, а также то, как вспышка изменяет поток излучения в выбранных молекулярных линиях. На основе синтетических потоков сформулированы критерии, указывающие на недавнюю вспышку, и проведен анализ эффективности этих критериев. Также рассмотрены химические процессы, лежащие в основе изменений потоков. Сформулированные критерии были применены к имеющимся наблюдениям спокойных дисков, что позволило обнаружить десять объектов с возможными вспышками в прошлом, при этом четыре из них удовлетворяют нескольким предложенным критериям.
`
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Т.А. Корюкова (АКЦ ФИАН), А.Б. Пушкарев, S. Kiehlmann, A.C.S. Readhead, Расщепление квазара 2005+403 на плазменной линзе в Галактике
Aннотация. Обнаружено редкое явление формирования множественных изображений активного ядра галактики, вызванное рефракционным рассеянием в межзвездной среде, в квазаре 2005+403, луч зрения на который проходит сквозь высокотурбулентную область в созвездии Лебедя. Установлено, что угловой размер видимого компонента ядра, а также расстояние между главным и cуб-изображениями ядра имеют квадратичную зависимость от длины волны, что является прямым доказательством рассеяния на промежуточном экране.
`
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Л.Е. Пирогов (ИПФ РАН), Молекулярно-пылевые волокна и области образования массивных звезд
Aннотация. Межзвездные газопылевые облака состоят из волокон и нитей, масштабы и физические параметры которых варьируются в широких пределах. Массивные и протяженные волокна содержат в себе ядра повышенной плотности, в которых происходит образование звезд большой массы и звезд в скоплениях. Исследования кинематики и структуры таких волокон важны для понимания причин формирования ядер и их взаимосвязи с родительским облаком. В докладе приводятся данные о современном состоянии исследований молекулярно-пылевых волокон, а также дается обзор наших результатов. В частности, приводятся результаты исследования кинематики волокна и плотного ядра в области L1287.
`
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 И.В. Петрашкевич (Уральский Федеральный Университет), Фракционирование дейтерия в холодных плотных ядрах в области образования звезд малых масс L1688
Aннотация. В этой работе мы исследуем фракционирование дейтерия в четырех беззвездных ядрах в области образования звезд малых масс L1688, в молекулярном облаке Змееносца. Мы исследуем, как доля дейтерия (R_D) зависит от среды, в которую погружены ядра, сравниваем дейтерирование ионов и молекул, долю дейтерия в центре и оболочке ядра, а также пытаемся воспроизвести наблюдаемые результаты с помощью двухфазной химической модели. Мы выбрали трассеры газа высокой и низкой плотности для изучения центров и оболочек ядер. Мы построили карты излучения N2H+(1–0), N2D+(1–0), H13CO+(1–0) или H13CO+(2–1), DCO+(2–1) и p-NH2D(1_11–1_01) по наблюдениям с телескопа IRAM-30m. Недостающие наблюдения линий молекул NH3 и N2H+(1–0) были взяты из литературы. Также из литературы были взяты карты лучевой концентрации молекулярного водорода, температуры пыли (по наблюдениям пылевого континуума с Herschel/SPIRE) и газа (по наблюдениям аммиака на GBT в проекте GAS), а также карты излучения СО (по наблюдениям 13СО на FCRAO в проекте COMPLETE) для оценки верхнего предела вымерзания CO. Мы показываем карты долей дейтерия (R_D) для трех соединений в четырех беззвездных ядрах. Доля дейтерия в оболочках ядер, отслеживаемых по DCO+/H13CO+, на порядок ниже (∼0,08), чем в центральных частях ядер, отслеживаемых по соединениям с азотом (∼0,5). Доля дейтерия увеличивается с плотностью газа, о чем свидетельствуют высокие доли дейтерия у трассеров газа высокой плотности и низкие доли дейтерия у трассеров газа низкой плотности, а также уменьшение R_D с увеличением расстояния от центра ядра, что согласуется с предсказаниями химической модели. Результаты химической модели хорошо согласуются с наблюдениями для R_D(N2D+/N2H+) и R_D(DCO+/HCO+). Однако, результаты модели гораздо ниже для R_D(NH2D/NH3), чем в наблюдениях.
Статья
`
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Ю.А. Щекинов, Б.Б. Натх (Исследовательский Институт им. Рамана), Межзвёздная среда и звездообразование в галактиках ранней Вселенной: z>7
Aннотация. Многие галактики ранней Вселенной (z>7, возраст Вселенной <800 млрд лет) демонстрируют в своих МЗС наличие довольно большого количества пыли. Первые свидетельства присутствия следов пыли в спектрах далёких (z>5) квазаров, обнаруженные около четверти века назад, явились стимулом для пересмотра возможных источников космической пыли. С тех пор к традиционным добавились сверхновые. В последние годы, однако, появилось много свидетельств об избытке пыли, который не всегда можно связать даже с её производством сверхновыми. Это породило проблему "кризиса бюджета пыли" в ранней Вселенной. Очень похоже на то, что "кризис бюджета пыли" указывает на наше не вполне адекватное понимание (и описание) процессов, происходящих в межзвёздном газе ранних галактик. В этом сообщении на примере галактики A1689-zD1 мы обсуждаем некоторые аспекты, связанные с наблюдаемым избытком пыли и возможные механизмы, способные по крайней мере сгладить проблему кризиса пыли в ранней Вселенной.
`
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 С.Ю. Мельников (Тюрингская обсерватория в Таутенбурге, Астрономический институт им. Улугбека, Академия наук Узбекистана), Исследование биполярного джета ThA 15-28 по наблюдениям с высоким разрешением на SINFONI/VLT
Aннотация. Исследован биполярный газовый джет, текущий из молодого звездного объекта ThA 15-28 (V1190 Sco). Спектральные наблюдения на 1.1 мкм —2.45 мкм с разрешением 0.1" получены на спектрографе интегрального поля SINFONI на телескопе VLT ESO (Чили). Центральный источник области виден во многих эмиссионных линиях (H2, [Fe II], PaB, BrG и др.). Помимо этого просматривается асимметричная структура джета (в линиях [Fe II]) и аккреционного диска (в основном в линиях молекулярного водорода H2). Работа посвящена изучению морфологии джета, а также оценке физических параметров, таких как лучевая скорость, столбцовая плотность и температура возбуждения линий H2. Обсуждается природа асимметричности джета.
Статья
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 С.А. Балашев (ФТИ РАН), Межзвёздная среда в линзирующей галактике по данным наблюдения квазара PKS1830-211 телескопом MeerKAT
Aннотация. В работе представлены результаты наблюдений широко известного квазара PKS1830-211, выполненные в радиодиапазоне телескопом MeerKAT в ходе обзора MeerKAT Absorption Line Survey. Помимо обнаружения сателлитных линий молекулы OH 1612 и 1720 МГц, причем последняя указывает на наличие вынужденного стимулированного излучения, представлено обнаружение стимулированного излучения в рекомбинационных линиях HI переходов с высокими главными квантовыми числами n=130-160. Обсуждаются оценки на физические параметры ионизованного газа в линзирующей галактике, полученные на основе анализа этих линий, а также возможности наблюдения рекомбинационных линий в других внегалактических источниках.
Запись доклада
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Г.А. Гончаров (ГАО РАН), Трехмерная аналитическая модель межзвездного поглощения в ближайшем килопарсеке
Aннотация. Представлена новая версия нашей аналитической модели пространственных вариаций межзвездного поглощения в ближайшем к Солнцу килопарсеке. Эта модель рассматривает трехмерное распределение пыли как наложение трех пересекающихся слоев: 1) слоя вдоль основной плоскости Галактики, 2) слоя в поясе Гулда и 3) слоя, проходящего через комплексы пылевых облаков в Цефее и Хамелеоне. В каждом слое пространственная плотность пыли экспоненциально убывает с удалением от основной плоскости слоя. Кроме того, вдоль основной плоскости каждого слоя имеются синусоидальные долготные вариации поглощения. Наиболее вероятные значения 29 параметров нашей модели найдены с использованием четырех наборов данных: трехмерных карт покраснения звезд Гончарова-2017, Лаллемент-2019 и Грина-2019, а также полученных Андерсом поглощений для 993 291 гиганта из Gaia Early Data Release 3. Все данные дают схожие оценки параметров модели. Поглощение для звезды или точки пространства предсказывается нашей моделью с точностью от сигма(AV)=0.07 до 0.37 для высоких и низких галактических широт соответственно.
Презентация.
Статья
(см. также работу).
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 И. Д. Новиков мл., Образование Н2 в высокоскоростных оттоках АЯГ
Aннотация. Мы представляем численную модель высокоскоростного молекулярного оттока за счет поступления энергии от центральной сверхмассивной черной дыры активного ядра галактики. Такие истечения в последние десятилетия широко наблюдаются в локальной Вселенной и на больших красных смещениях z > 5, и иногда обнаруживаются удивительно высокие скорости > 1000 км/с для молекулярного газа. Несмотря на широко обсуждаемые феноменологические модели, мы пытаемся изучить формирование такого истечения в двухмерном гидродинамическом описании сильной ударной волны, вызванной инъекцией энергии от яркого АЯГ со светимостью класса ULIRG L ∼ 1e12 Lsun. Мы реализуем в модели разрушение пыли и молекулярного газа за фронтом ударной волны и допускаем возможность воссоздания молекулярного газа в формирующейся тонкой плотной оболочке за ударной волной на фазе радиационного расширения. Мы показываем, что даже если частицы пыли эффективно разрушаются, сохранившаяся фракция может быть достаточной для катализации образования H2. Мы оцениваем долю массы молекулярного газа, которую в итоге можно увидеть в широких крыльях эмиссии линии СО(1-0). Мы утверждаем, что такое излучение может проявляться молекулярным истечением со скоростями до 1200 км/с в компактных частях ULIRG.
Презентация.
Запись доклада
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 П.М. Землянуха (ИПФ РАН), Об алгоритме семплирования функции невязки для вписывания сложных моделей в данные на примере анализа распределения физических параметров протозвездных ядер с помощью не-ЛТР моделирования
Aннотация. Задача оценки физических параметров протозвездного газа, как и многие другие задачи астрономии, связана с минимизацией невязки между экспериментальными данными и аналитической функцией или результатами модельных расчетов. Наиболее часто применяются варианты метода наименьших квадратов. Увеличение числа свободных параметров модели приводит к необходимости задействовать более сложные методы требующие большой вычислительной мощности. Возможен и альтернативный метод, в котором параметры модели заполняются набором прецедентов, что, при наличии достаточного числа прецедентов, позволяет оценить вероятностные характеристики числа найденных минимумов функции невязки или максимумов функции правдоподобия. Методы поиска минимума функции ошибки, как и методы заполнения прецедентами функции правдоподобия, в конечном счете сводятся к заполнению многомерного объема Vn, где n - число параметров модели, что приводит к степенной зависимости сложности алгоритма от числа параметров. Эту проблему называют проклятием размерности, и она является фундаментальной в такой постановке задачи, что ограничивает использование сложных моделей при анализе данных. Наша идея заключается в применении методов снижения размерности при заполнении функции невязки прецедентами. Параметры модели как правило являются связанными, статистический поиск связи и ее исключение позволяет выбрать более оптимальную стратегию семплирования в пространстве пониженной размерности и повысить сходимость метода. Введение метода снижения размерности, в свою очередь, открывает другие проблемы, которые будут обсуждены в рамках доклада. Метод проиллюстрирован на примере поиска оптимальных параметров с помощью не-ЛТР моделирования излучения ядра L1287 в линиях молекул HCO и H13CO переходов (1-0) (OSO 20m) и (3-2) (IRAM 30m). Представлены результаты работы алгоритма для поиска оптимальных параметров с включением некоторых линий молекул CS и HCN. Моделирование предполагает расчет спектральных карт с помощью собственного алгоритма моделирования сферически-симметричных объектов или 3-х мерного моделирования используя код LOC в предположении радиально распределения физических параметров. В докладе представлено развитие идей, изложенных в работе.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 О.В. Кочина (ИНАСАН), Субъядра DR21(OH): определение эволюционного статуса
Aннотация. Представлены результаты химического моделирования двух субъядер хорошо изученной области образования массивных звезд DR21(OH): MM1a и MM1b. Эти субъядра расположены в непосредственной близости друг от друга, но их наблюдаемые спектры весьма различны. В особенности различаются интенсивности эмиссионных линий серосодержащих соединений. Проведено теоретическое исследование, позволившее проследить и объяснить происхождение этих особенностей.
Ссылка на опубликованную работу.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Т.В. Демидова, В.П. Гринин (ГАО РАН), Облачная аккреция у звезд до Главной последовательности и ее наблюдательные проявления
Aннотация. В работе исследуется развитие возмущений в околозвездных дисках звезд до главной последовательности, вызванных аккрецией сгустков вещества из остатков протозвездного облака. Методом SPH (Smooth Particle Hydrodynamics) выполнено трехмерное моделирование газодинамики дисков, возмущенных недавним падением на диск сгустка газа. Показано, что одним из результатов этого события является вспышка темпа аккреции на звезду, по форме напоминающая вспышку фуора. Ее амплитуда и характерные времена подъема и затухания зависят от массы сгустка и расстояния от места падения до звезды. В результате возмущения в диске формируются волны плотности. После нескольких оборотов они трансформируются в туго свернутые спирали и кольцевые структуры, подобные тем, которые наблюдаются на изображениях дисков в миллиметровом диапазоне. В области падения сгустка образуется неоднородное газовое кольцо, наклоненное относительно внешнего диска. В течение нескольких оборотов вокруг звезды это кольцо объединяется с внутренним диском и образует наклонный диск. Таким образом, результаты моделирования показывают, что облачная аккреция на протопланетные диски позволяет объяснить практически весь комплекс крупномасштабных возмущений, наблюдаемых у молодых звезд и окружающих их дисков.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 В.Г. Элбакян (Ун-т Лестер), Раскрытие планетарной щели в дисках с МГД ветром
Aннотация. Планеты открывают глубокие щели в протопланетных дисках, когда их масса превышает массу открытия щели, Mgap. Мы используем одно- и двумерное моделирование для изучения раскрытия планетарной щели в дисках с переносом углового момента, приводимым в действие дисковыми МГД ветрами. Мы параметризуем эффективность переноса углового момента МГД дисковым ветром безразмерным параметром αdw, который является аналогом турбулентной вязкости αv. Мы обнаружили, что магнитные ветры гораздо менее эффективны в противодействии приливным моментам планет, чем турбулентность. Для дисков с астрофизически реалистичными значениями αdw, Mgap всегда определяется остаточной турбулентностью диска и от несколько до десяти раз меньше, чем обычно получается для вязких дисков. Мы вводим критерий открытия щели, применимый для любых значений αv и αdw, который может быть полезен для популяционного синтеза формирования планет. Мы показываем, что в дисках, приводимых в действие магнитными ветрами, растущие планеты отрываются от диска при массах планет менее ∼0.1 масс Юпитера в пределах 10 а.е. Это способствует образованию в этом регионе планет-суперземель, а не газовых гигантов, в частности, препятствуя образованию горячих Юпитеров in situ. Более глобально, планеты-кандидаты ALMA открывающие щель, могут быть менее массивными, чем считается в настоящее время. Будущие наблюдения с высоким разрешением с помощью таких инструментов, как расширенный ALMA, ngVLA и SKA, вероятно, покажут множество узких кольцевых структур на R < 10 а.е. из-за большого количества планет-суперземлей.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Д. А. Ладейщиков (УрФУ), Мазеры в линии H2O как ранние трассеры процессов звездообразования
Aннотация. Представлено исследование корреляции между излучением мазеров в линии водяного пара на 22 ГГц и источниками дальнего инфракрасного/субмиллиметрового диапазона (ИК/суб-мм). Для прогнозирования обнаружения мазеров H2O использована обобщенная линейная модель (GLM). Прогнозы были проверены с помощью 100-метрового телескопа Эффельсберга. Всего наблюдалось 359 источников. Мазеры H2O были обнаружены в 124 источниках, из них 56 новых обнаружений. В 22 источниках найдена значительная переменность потока по сравнению с архивными данными. При помощи обобщённой линейной модели выполнена оценка, что в Галактике может содержаться 2392 ± 339 областей звездообразования (SFR) с мазерами H2O, которые могут быть обнаружены при наблюдениях на однозеркальном телескопе со средним уровнем шума ~ 0.05 Ян. Анализ отношения светимости к массе (L/M) для сгустков ATLASGAL и Hi-GAL, связанных с мазерами различных молекул и переходов, показал, что водные мазеры на частоте 22 ГГц имеют значительно более низкие значения L/M по сравнению с метанолом класса II на частоте 6.7 ГГц и гидроксилом на 1665 МГц. Это означает, что водные мазеры с частотой 22 ГГц могут появляться раньше мазеров метанола на 6.7 ГГц и гидроксила в эволюции областей звёздообразования. Тесная связь между мазерами H2O и источниками в ИК/суб-мм диапазоне может дать представление об условиях накачки этих мазеров и эволюционных стадиях их появления.
Работа поддержана грантом РНФ №18-12-00193.
Ссылка на опубликованную работу.
назад
12:00—12:05 Приветствие
12:05—13:05 Д. Ш. Сабиров (Институт нефтехимии и катализа РАН), Квантовохимические исследования фуллеренов и полициклических ароматических углеводородов в контексте их астрохимии
Aннотация. В докладе обобщены результаты теоретических и экспериментальных работ по реакционной способности и поляризуемости фуллеренов и конденсированных ароматических углеводородов. Ключевое место в докладе отводится поляризуемости молекул – как параметру, связанному одновременно со строением молекул и их откликом на внешние электрические поля. Обсуждается использование расчетных значений средней поляризуемости для анализа физико-химических процессов (взаимодействия с позитронами, молекулярных столкновений, тушения электронно-возбужденных состояний и диэлектрического экранирования) и химических реакций. Рассмотрена идея совместного использования принципов минимальной поляризуемости и минимальной энергии для поиска новых молекул в веществе межзвездной среды. В частности, на основе поляризуемости была предсказана возможность обнаружения в астрохимических условиях гелиценов – неплоских полициклических ароматических углеводородов. Позже эти соединения были обнаружены в числе основных продуктов лабораторных экспериментов, моделирующих условия околозвездных конвертов красных звезд-гигантов.
назад
12:00—12:05 Приветствие
12:05—13:05 С.А. Балашев (ФТИ), К.Н. Теликова, П. Нотердам, Отношение CII*/CII в межзвёздной среде с низкой металличностью
Aннотация. Доклад посвящён измерениям отношения CII*/CII и темпа охлаждения в линии [CII] 158мкм в дэмпфированных лайман-альфа (DLA) системах с большими красными смещениями. Отношение CII*/CII обозначает относительную распространённость уровней тонкой структуры основного состояния ионизованного углерода, которые связывает запрещённый переход на длине волны 158 мкм. Излучение в этой линии является одним из главных механизмов охлаждения холодной межзвёздной среды (T~<500К). Мы показали, что наблюдаемая бимодальность темпа охлаждения в линии [CII], полученная в наблюдениях DLA систем на больших красных смещениях, естественным образом объясняется разделением нейтральной среды на тёплую и холодную фазу, и её зависимости от металличности, не привлекая идею о бимодальности темпов звездообразования, использованную ранее. Предполагая реалистичные распределения физических параметров для расчета фазовых диаграмм, мы также качественно воспроизвели зависимость от металличности наблюдаемой бимодальности. Важно заметить, что DLA c большими красными смещениями в основном ассоциированы с газом низкой металличности (Z≲0.1Z⊙), в котором нагрев определяется космическими лучами (и/или турбулентностью), а не фотоэлектрическим эффектом. Следовательно, даже если газ в DLA преимущественно находится в холодной фазе (для которого охлаждение определяется излучением в линии [CII] 158мкм), измерения CII* можно использовать для определения скорости ионизации космическими лучами (и/или турбулентного нагрева), а не УФ-поля, как считалось ранее. Также обсуждается как металличность влияет на интенсивность излучения в линии [CII] 158 мкм.
Ссылка на опубликованную работу.
назад
12:00—12:05 Приветствие
12:05—13:05 Ю.А. Щекинов (АКЦ), Галактики и межзвездная среда в ранней (z>10) Вселенной
Aннотация. Существование в ранней Вселенной -- z>6, ярких галактик и сверхмассивных черных дыр класса M87* уже не удивляет -- их насчитывается более двухсот. В последние пять лет появились данные о ярких (M < -23) галактиках на красных смещениях z>11, когда возраст Вселенной составлял всего 300 млн. лет. Их светимость в оптике в 3 раза превосходит светимость типичной галактики в существенно более поздней Вселенной на красных смещениях z~7. По оценкам плотность таких галактик во Вселенной превышает ожидаемую на порядки. Удивительным, если ни сказать невозможным, является и то, что металличность в них достигает порой 10% от солнечной -- значение, которое привычно относится к галактикам в сравнительно близкой Вселенной в период "рассвета" -- z~2--3. В докладе речь будет идти о свойствах межзвездного газа в таких галактиках, о его динамике и ожидаемых эмиссиях.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 А.Ф. Пунанова (УрФУ), Метанол в холодных ядрах: проверка химической модели
Aннотация. Метанол - простейший спирт, один из важнейших прекурсоров сложных органических и пребиотических молекул. В областях формирования звезд метанол образуется достаточно рано, он виден уже в газе холодных дозвездных ядер. В такой среде, при температуре ~10 K, метанол образуется в ледяных мантиях межзвездной пыли путем последовательного присоединения атомов водорода к молекуле СО, которая активно физисорбирует на пыль. На последнем шаге гидрирования энергия, выделяющаяся при протекании реакции, может быть потрачена на десорбцию вновь образовавшейся молекулы метанола с поверхности мантии. Моделирование этого процесса предсказывает, что максимум метанола в газе дозвездного ядра будет на внешней границе области активного "вымораживания" СО, где на поверхности пыли достаточно материала для образования метанола, а плотность среды достаточно высокая, чтобы метанол мало разрушался внешним ультрафиолетом, и достаточно низкая, чтобы скорость физисорбции метанола не превышала скорость его образования и десорбции. Часто распределение метанола связывают с межзвездным поглощением света, Av, своего рода эквивалентом плотности газа. В этой работе мы использовали карты излучения четырех линий метанола в направлении семи плотных ядер в области звездообразования L1495, полученные с помощью телескопа IRAM 30 m, и карты Av, построенные по данным непрерывного излучения пыли с телескопа имени Гершеля, чтобы проверить предсказания химической модели. Это первое исследование метанола, выполненное сразу в нескольких источниках одной и той же области звездообразования, с угловым разрешением, достаточно высоким, чтобы разрешить плотные ядра. Сравнение результатов модели с результатами наблюдений позволили ограничить важные свободные параметры модели. Чтобы воспроизвести наблюдаемое в холодном газе содержание метанола, необходима поверхностная диффузия атомов водорода путем туннелирования, а эффективность реактивной десорбции должна быть 0.64%, что соответствует расчетам по эмпирической формуле Миниссале, полученной в ходе лабораторных исследований, с использованием общепринятых значений энергии десорбции метанола и эффективной массы элемента поверхности.
назад
12:00—12:05 Приветствие
12:05—13:05 П. М. Землянуха (ИПФ РАН), Анатомия оболочки зоны S187
Aннотация. В докладе представлен анализ структуры оболочки HII зоны S187. Выявлена сильная фрагментированность атомарной оболочки. Соотношение масса-размер для фрагментов предполагает, что они являются продуктом диссоциации дозвездных молекулярных конденсаций массой до 2 солнечных. Масса оболочки оценивается в 113±34 масс Солнца, что значительно превосходит оценки массы атомарной фракции для классических моделей областей HII, не предполагающих такой фрагментированности газа. Рассматривается влияние HII зоны на молекулярные ядра.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Д. Н. Косенко (ФТИ им. Иоффе) и др., Молекулы HD на больших красных смещениях: оценка скорости ионизации космическими лучами в диффузной фазе межзвездной среды
Aннотация. Мы произвели систематический поиск молекул HD в абсорбционных системах на больших красных смещениях, найденных в спектрах квазаров. В результате в 4 системах мы идентифицировали HD, а в 12 поставили верхние пределы на лучевые концентрации HD. На основе полученного нами ранее простого полуаналитического описания относительной распространенности молекул HD/H2, мы произвели оценки физических условий в среде по измеренным значениям N(HD)/N(H2). Используя оценки на интенсивность фона ультрафиолетового излучения и объемную концентрацию из анализа относительной населенности уровней тонкой структуры CI и вращательных уровней H2, мы оценили скорость ионизации космическими лучами для новых и некоторых уже известных систем, содержащих HD.Полученные значениях скорости ионизации космическими лучами имеют значительный разброс: от 10^{-18} c^{-1} до 10^{-15} c^{-1}. Для нашей выборки мы нашли сильную корреляцию между скоростью ионизации космическими лучами и интенсивностью УФ излучения, что вероятно, отражает связь источников космических лучей с областями звездообразования.
назад
15:00—15:05 Приветствие
15:05—16:05 Г. А. Галазутдинов (Университет Католика дель Норте), Diffuse bands 9577 and 9633 – relations to other interstellar features (arXiv)
Aннотация. We study, for the first time, the relations of two strong diffuse bands (DIBs) at 9633 and 9577 Å, commonly attributed to C+60, to other interstellar features seen in optical and UV spectra including Hi, Cai, Feii, Nai, Tiii, CN, CH, CH+, and C2 and DIBs 5780, 5797, 6196, 6269, 6284, and 6614. We analyzed 62 lines of sight where the stellar contamination by MgII was corrected or found negligible for DIB 9633. Equivalent widths of DIB 9577 were measured in 62 lines of sight. Poor mutual correlation between the strengths of the above features and the major diffuse bands (5780 and 5797) as well as with other DIBs (with some exceptions) were revealed. The considered DIBs are also poorly correlated with the features of neutral hydrogen, molecular carbon, and those of simple interstellar radicals. Perhaps this phenomenon can be explained if the diffuse band 9577 is an unresolved blend of two or more interstellar features. There are indications that 9633 and 9577 diffuse bands are stronger in σ-type clouds, i.e. these features resemble the behavior of reasonably broad DIBs, which are strong in the lines of sight where the UV flux from the very hot nearby stars plays an important role.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 А. И. Буслаева (ИНАСАН), Межзвездные молекулы вокруг областей HII S255 и S257
Aннотация. Представлены результаты наблюдений линий излучения молекул в направлениях на области HII S255 и S257 и молекулярное облако между ними. Получены радиальные профили яркости молекул, лучевые концентрации и обилия. Приводится сравнение температур возбуждения различных переходов с температурой пыли и газа. Особое внимание уделяется малоатомным углеводородам. Показано, что радиальный профиль обилия этинила (С2Н) имеет практически плоскую форму в направлениях на области HII, но падает в направлении молекулярного облака примерно в два раза. Вместе с тем обнаружено, что обилие этинила максимально в направлении на точечные источники в молекулярном облаке -- звезды с эмиссионными линиями либо рентгеновским излучением. Профили линий согласуются с предположением о наличии у обеих областей HII передней и задней нейтральных стенок, которые движутся относительно друг друга.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 А. В. Нестерёнок (ФТИ им. Иоффе), Мазеры метанола и гидроксила в остатках сверхновых звезд
Aннотация. В работе рассматривается столкновительная накачка мазеров гидроксила ОН и метанола СН3ОН в недиссоциативных ударных волнах. Исследуется возникновение инверсии населенностей в мазерных линиях ОН и СН3ОН для различных значений параметров ударной волны. Для образования гидроксила необходимы высокие скорости ионизации газа, в то время как метанол эффективно разрушается в ион-молекулярных реакциях в этом случае. Исследуются условия, при которых возможно существование мазеров метанола и гидроксила в одном и том же источнике. В докладе обсуждаются наблюдательные данные по мазерам в остатках сверхновых звезд.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 О.А. Катушкина (ИКИ РАН), Е.А. Годенко (ИКИ РАН), В.В. Измоденов, Д.Б. Алексашов, Численное моделирование распределения межзвездной пыли в астросферах и гелиосфере
Aннотация. В последнее время наблюдается стремительный рост интереса к исследованию астросфер - областей взаимодействия звездных ветров с окружающей межзвездной средой. Это связано с появлением новых изображений астросфер в ИК диапазоне. Большая часть этих наблюдений связана с тепловым изучением от межзвездной пыли в астросферах. Для анализа и интерпретации этих данных необходимо использовать численную модель движения пыли в астросфере. В данной работе мы представляем модель распределения межзвездной пыли в астросферах. Модель учитывает несколько сил, определяющих траекторию движения пылинки: электромагнитная сила Лоренца, сила гравитационного притяжения к звезде, сила радиационного отталкивания и сила трения, обусловленная взаимодействием пылинок с плазмой. Рассмотрены несколько случаев, когда одна из сил является доминирующей. Для расчета параметров плазмы и магнитного поля в астросфере мы используем трехмерную МГД модель астросферы, разработанную нашей группой. Показано, что распределение пыли в астросфере может быть довольно сложным и сильно зависит от отношения заряда к массе рассматриваемых пылинок. Кроме того, в работе представлены результаты численного моделирования межзвездной пыли в гелиосфере. При этом используются два подхода - жидкостной подход, который состоит в решении уравнения неразрывности, записанного в лагранжевых координат, а также кинетический подход. Для решения кинетического уравнения используется метод Монте-Карло. В кинетической модели мы учитываем нестационарность гелиосферного магнитного поля, связанную с циклами солнечной активности и вращением Солнца вокруг своей оси, а также ненулевую дисперсию скоростей пыли в межзвездной среде, возникающую из-за неоднородностей и турбулентностей межзвездного магнитного поля. Исследуются области накопления (сингулярности) в распределении концентрации пыли, а также влияние дисперсии скоростей на это распределение.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 А. В. Додин (ГАИШ МГУ), О наблюдательных проявлених и природе пылевых выбросов, вызывающих затмения у молодых звезд
Aннотация. В докладе будут обсуждаться наблюдательные проявления и природа пылевых выбросов, вызывающих затмения у молодых звезд. В частности: 1) Крупномасштабное затмение у звезды RW Aur A. Будут представлены аргументы в пользу того, что это затмение вызвано осесимметричным пылевым ветром, а наблюдаемое излучение в видимом и УФ диапазоне представляет собой свет, рассеянный в пылевой оболочке на расстоянии около 10 а.е. над плоскостью диска. 2) Затмение RW Aur A позволило лучше изучить параметры компаньона RW Aur B и найти у неё нерегулярные пылевые затмения. В отличие от RW Aur A, затмения RW Aur B укладываются в устоявшиеся представления о звездах типа UX Ori. 3) Изучение спектральной переменности уксора CQ Tau позволило установить клочковатую структуру пылевого окружения на масштабах сравнимых с размером звезды.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 C.А. Балашев (ФТИ), Д.Н. Косенко, Н. Гупта, Молекула OH в диффузной фазе межзвёздной среды
Aннотация. Молекула OH - это первая молекула идентифицированная в радиодиапазоне. В данный момент OH наблюдается в поглощении и эмиссии (включая мазерное излучение) в большом количестве астрофизических объектов. В докладе представлена простая полуаналитическая модель химии молекул, содержащих кислород, в диффузной фазе межзвёздного вещества. Показано, что результаты расчётов этой моделью хорошо согласуются с расчётами химии межзвёздного газа численным кодом PDR Meudon. На основе модели мы исследовали, как относительное содержание молекул OH к атомарному и молекулярному водороду зависит от вариации физических условий в межзвёздной среде: металличности, плотности газа, интенсивности ультрафиолетового излучения и скорости ионизации космическими лучами. Получено, что расчёт с характерными условими для холодной фазы межзвёздной среды (n~50 cm^-3, скорость ионизации космическими лучами z=3e10^-17 с^-1 и cреднегалактический фон УФ) хорошо согласуются с наблюдаемым содержанием OH/HI в диффузной фазе МЗС в нашей Галактики. На основе результатов расчёта модели, а также измеренной функции распределения по лучевым концентрациям H2, сделаны оценки на функцию распределения по лучевым концентрациям OH, а также частоте идентификаций линий OH в слепых космологических обзорах неба, таких как MALS и FLASHES, который в данный момент выполняется на телескопе MeerKAT и ASKAP, соответственно.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 П. М. Землянуха, Л. Е. Пирогов (ИПФ РАН), Методы снижения размерности многопараметрических моделей для анализа спектральных карт плотных ядер и горячих сгустков
Aннотация. Для извлечения распределения физических параметров в газе межзвездной среды требуется вписывание модельных спектральных карт в наблюдаемые. Значительное число связанных параметров не-ЛТР моделей затрудняет использование градиентных и итеративных методов вписывания. Поэтому мы предлагаем использовать статистические подходы для восстановления профилей физических параметров. В качестве объектов анализа выбраны протозвездные ядра и сгустки, чье структура близка к сферической, а на профилях линий есть признаки систематических движений (например коллапса). В качестве методов снижения размерности предлагается использовать метод главных и независимых компонент. Выборка моделей, основанная на главных компонентах, позволяет определять доверительные области пространства параметров. В качестве примера представлен анализ ядра L1287 и сгустка W42-MME.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 Р. А. Степанов (Институт Механики Сплошных Сред, УрО РАН), Вейвлет анализ волокнистой структуры межзвездных молекулярных облаков (arXiv)
Aннотация. Молекулярные облака представляют собой волокнистые структуры, как показали обзоры плоскости Галактики в дальнем ИК-диапазоне, выполненные с помощью космического телескопа «Гершель». Для характеристики свойств молекулярных облаков был разработан и применен вейвлет-метод двумерных многомасштабных распределений, который позволяет выделить спектры энергии изотропных и анизотропных структур. Введена новая мера локальной и глобальной степени анизотропии турбулентных полей. Исследована структура молекулярных волокон в созвездиях Орла и Малой Медведицы (волокна Aquila и Polaris Flare) на основе данных «Гершеля». Показано, что к этим волокнам не применимо понятие об универсальном масштабе, на котором структура волокна становится связной. Например, в волокне Polaris Flare доминирует структура с размером 0.4 пк, а в волокне Aquila равнозначны структуры с размерами 0.05-0.2 пк. Кроме того, в волокне Aquila присутствует выделенное направление, вдоль которого расположены суб-структуры, тогда как в Polaris Flare такого направления нет. Сравнивая спектры энергии изотропных и анизотропных структур можно выделить доминирующую модель коллапса облаков: сферическую либо циллиндрическуюий, а также пространственное распределение областей, где та или иная модель преобладает.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 М.С. Мурга (ИНАСАН), Влияние фотодиссоциации ПАУ на образование малоатомных углеводородов в ФДО Барьер Ориона и Конская голова (arXiv)
Aннотация. Наблюдения линий излучения малоатомных углеводородов (напр. C2H, c-C3H2 и др.) вблизи фотодиссоциационных областей (ФДО) указывают на необходимость расширить стандартные сетки химических реакций в моделях и учесть высокотемпературную химию, а также рассмотреть влияние полиароматических углеводородов (ПАУ) на химическую эволюцию в моделях ФДО. Эта работа посвящена изучению вклада ПАУ в процесс образования малоатомных углеводородов в ФДО. Мы исследовали эволюцию 20 типов ПАУ, а именно рассмотрели дегидрогенизацию и разрушение углеводородного скелетона под действием УФ-поля излучения в двух хорошо изученных ФДО: Барьер Ориона и Конская голова. Эти ФДО рассмотрены как примеры объектов, подвергнутых облучению УФ-излучением высокой и низкой интенсивности, соответственно. Результаты лабораторных экспериментов и теоретического моделирования показывают, что молекулы ацетилена (С2Н2) могут быть основным носителем углерода при диссоциации ПАУ. Мы сравнили скорость образования ацетилена в ходе реакций газофазной химии со скоростью его поступления в межзвездный газ при диссоциации ПАУ. В результате мы показали, что в модели ФДО Барьер Ориона скорость образования ацетилена из-за разрушения ПАУ выше, чем эта величина из газофазной химии при значениях экстинкции Av<1 и Av> 3.5. В модели Конской головы газофазная химия дает больше ацетилена, чем ПАУ. Ацетилен участвует в реакциях образования малоатомных углеводородов (C2H, C3H, C3H+, C3H2, C4H). При Av> 3.5 в модели ФДО Барьер Ориона участие продуктов диссоциации ПАУ может приводить к росту обилия малоатомных углеводородов в газовой фазе. В модели Конской головы вклад ПАУ в химию незначителен. Таким образом, мы пришли к выводу, что в обеих ФДО процесс диссоциации ПАУ не являются основным источником малоатомных углеводородов, кроме некоторых областей в Барьере Ориона.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 А.М. Соболев (УрФУ), Новые виды мазеров, отслеживающие спиральные аккреционные потоки в молодом звездном объекте с большой массой
Aннотация. Численное моделирование предсказало, что такие субструктуры, как
спиральные рукава, могут возникать в гравитационно неустойчивых дисках
вокруг Массивных Молодых Звездных Объектов (HMYSO). Недавние наблюдения
с высоким разрешением с помощью Большой Миллиметровой/субмиллиметровой
Решетки в Atacama (ALMA) исследовали эти субструктуры с пространственным
разрешением ~ 100 а.е. Аккреционная вспышка, которая является
проявлением увеличения скорости аккреции, вызванной гравитационной
нестабильностью в диске, может привести к вспышке светимости, как это
наблюдалось в некоторых HMYSO. Однако четкой взаимосвязи между
аккреционными всплесками и дисковыми подструктурами не было установлено.
Здесь мы сообщаем об обнаружении трех новых видов молекулярных мазеров,
HDO, HNCO и 13CH3OH, в направлении HMYSO G358.93-0.03 во время вспышки
метанольного мазера на 6.7 ГГц. Наблюдения высококачественных
изображений трех новых видов мазеров демонстрируют последовательные
наблюдательные свидетельства того, что эти мазеры четко прослеживают
подструктуры в виде спиральных рукавов вокруг этого HMYSO. Быстрое
затухание излучения в спектральных линиях, излучаемых этими молекулами,
говорит о том, что это транзиентные явления (в течение всего ~ 1
месяца), вероятно, связанные с быстрыми изменениями поля излучения,
вероятно, из-за аккреционной вспышки. Таким образом, эти новые виды
мазеров предоставляют доказательства связи субструктур спиральных
рукавов с аккреционной вспышкой, ожидаемой из-за большой нестабильности
диска.
назад
11:00—11:05 Приветствие
11:05—12:05 С.А. Балашёв (ФТИ), Изучение выброса квазара J0015+1842 с красным смещением z=2.631
Aннотация. В докладе представлены наблюдения квазара J0015+1842 с красным смещением z=2.631 с помощью спектрографа X-shooter, установленного на телескопе VLT. Этот квазар был отобран по каталогу SDSS, как квазар, содержащий DLA-систему с молекулярным водородом и красным смещением близким к квазару. Наблюдения X-shooter показали, что (i) в эмиссионных линиях [OIII], Lya, CIV видно протяжённое излучение на масштабах вплоть до 5 кпк, которое согласуется с биполярным истечением газа из родительской галактики (ii) абсорбционные линии элементов ионизованной, нейтральной и молекулярной фазы, принадлежащие DLA-системе, по-видимому, формируются в этом истечении и позволяют измерять физические условия в газе связанным с истечением. (iii) молекулярный водород, идентифицируемый в абсорбционных линиях, находится в плотном (n ~ 10^4 см^-3) и холодном газе T ~ 200 K, на расстоянии порядка 10-20 кпк от активного ядра галактики. Мы также выполнили наблюдения этого квазара телескопе NOEMA, и идентифицировали достаточно сильное излучение в линии CO 3-2, что указывает на большое количество молекулярного газа в родительской галактике.
назад
11:05—12:05 А.В. Засов, Гигантское облако HI в галактике NGC90: межзвездное или межгалактическое?
Aннотация
назад
(c)309team