Аннотация результатов, полученных в 2015 году
МГД-модель аккреционных дисков Дудорова и Хайбрахманова (Вестник ЧелГУ, 2013, №9 (300), 27; ApSS, 2014, 352(1), 103) модифицирована для учета плавучести магнитного поля. Развитие модели необходимо для корректного расчета интенсивности и геометрии магнитного поля молодых звездных объектов в областях его эффективной генерации. Расчеты показывают, что плавучесть магнитного поля стабилизирует интенсивность тороидальной компоненты магнитного поля вне «мертвых» зон аккреционных дисков молодых звезд на уровне интенсивности полоидального магнитного поля. В «мертвых» зонах магнитное поле является квазиполоидальным за счет омической диффузии и магнитной амбиполярной диффузии. Квазирадиальная геометрия магнитного поля во внешних областях дисков возможна в случае больших скоростей ионизации или присутствия крупных пылинок. При уменьшении темпа аккреции в процессе эволюции молодых звездных объектов геометрия магнитного поля сохраняется. Магнитные силовые трубки периодически всплывают из внутренних областей аккреционных дисков молодых звезд со скоростями 1-10 км/с. Период истечений сравним с орбитальным периодом вращения диска. Темп истечения массы составляет ∼10^(-8) M_⊙/год. В результате спектроскопического мониторинга, выполненного на 1.2-метровом телескопе Астрономической обсерватории Уральского федерального университета, и анализа архивных данных наблюдений двойной звезды Ве Хербига HD 200755 была впервые обнаружена переменность оптических запрещенных линий кислорода в спектре этой звезды. Показано, что переменность этих линий связана с двойственностью HD 200775. В результате расчетов переноса излучения в линиях молекулы метанола в радиодиапазоне на основе моделей протопланетного диска с учетом и без вертикального переноса вещества и с использованием наиболее современных данных о столкновительных переходах в молекуле метанола было показано, что учет вертикального турбулентного переноса вещества значительно влияет на интенсивность линий метанола. При учете переноса вещества интенсивность линий метанола возрастает в 1000 раз по сравнению с моделями без вертикального переноса. Отношение интенсивностей сильных линий метанола также зависит от учета переноса вещества. Это связано с чувствительностью отношения интенсивностей к физическим условиям в диске. В результате расчетов поляризации излучения на основе аналитической магнитогидродинамической модели аккреционного диска было показано, что области в «мертвой» зоны диска происходит уменьшение степени поляризации субмиллиметрового излучения пыли. На примере звезд скопления NGC 7129 отработана методика, позволяющая проводить измерения поляризации звезд с точностью лучше 1% при помощи телескопов сети MASTER. Этой точности оказалось недостаточно для измерения поляризации отдельных звезд скопления. Окончательный вывод об отсутствии значительной линейной поляризации звезд, входящих в скопление NGC 7129, требует проведения наблюдений на другом телескопе сети MASTER с поворотом поляризаторов, перпендикулярным используемому на MASTER-II Ural. В ходе выполнения работ по гранту трехфазный (газ-поверхность-толща льда) химический код MONACO существенно доработан. К настоящему времени код включает возможность моделирования химической эволюции в газовой фазе и в ледяных мантиях межзвездных пылевых частиц. Химические процессы на поверхности ледяных мантий и в толще льда моделируются раздельно. На поверхности льда химическая эволюция происходит в основном за счет диффузионного механизма Ленгмюра-Хиншельвуда. Химия во внутренних слоях мантии моделируется в предположении, что химические реакции в толще льда возможно только вследствие тепловых "скачков" атомов и молекул между вакантными местами в неидеальной кристаллической решетке льда. Выполнена работа по включению в численную модель MONACO результатов новейших лабораторных исследований эффективности химической (реактивной) десорбции продуктов поверхностных реакций на аналогах межзвёздных пылевых частиц, полученных в работе Minissale & Dulieu (2015, arXiv:1510.03218). Согласно данным экспериментов, эффективность реактивной десорбции существенно зависит от свойств поверхности (голая силикатная пылевая частица или покрытая льдом), а также от химического состава ледяной мантии, если она имеется. С использованием разработанного трехфазного химического кода проведена оценка содержания химически активных радикалов в толще ледяных мантий межзвездных пылевых частиц. Показано, что доля радикалов может превышать 0.01% от общего количества молекул, составляющих ледяные мантии, что достаточно для «химического взрыва» мантий при столкновении пылевых частиц с частицей космических лучей высоких энергий (Ivlev et al. 2015, ApJ, 805, 9). Одна из ключевых составляющих частей кода – база данных о газофазных и поверхностных химических реакциях («сетка реакций») существенно обновлена. В предыдущей версии «сетки» (Vasyunin & Herbst, 2013, ApJ, 762, 86) было включено лишь ограниченнное количество органических молекул земного типа. Обновленная сетка включает в себя большое количество органики земного типа, в т.ч. химию изомеров, таких, как CH3O/CH2OH, метилформиат/гликольальдегид/уксусная кислота и т.п. Таким образом, обновленная сетка пригодна для моделирования сложной органической химии в широком диапазоне физических условий, соответствующих дозвездным ядрам, горячим ядрам и протопланетным дискам. Выполнены тестовые расчеты химической эволюции дозвездного ядра L1544 и стандартного протопланетного диска с использованием простой модели пассивного диска. Показано, что код MONACO пригоден для моделирования образования сложных органических молекул в холодной межзвездной среде, типичной для дозвездных ядер и срединных областей протопланетных дисков. Определены физические параметры молекулярного вещества, входящего в диск (вращающуюся структуру) вокруг молодого звездного объекта S255IR-SMA1. По результатам работа опубликована статья Zinchenko et al. The Disk-outflow System in the S255IR Area of High-mass Star Formation. The Astrophysical Journal, 2015, Volume 810, Issue 1, article id. 10, 18 pp. Систематические наблюдения линий метанола от объекта IRAS 19312+1950 в диапазонах λ = 3, 7 и 13 мм позволили определить физические параметры вещества в окрестностях метанольного мазера 1 класса, обычно возникающего в результате истечений из молодых звездных объектов, окруженных аккреционным диском. Полученные данные свидетельствуют о том, что содержащее метанол вещество имеет относительно низкую температуру. По результатам работа опубликована статья Nakashima et al. Methanol observation of IRAS 19312+1950: A possible new type of class I methanol maser. Publications of the Astronomical Society of Japan, 2015, 67, #5, id.95, 12 pp. Проведены расчеты переноса излучения в линиях молекулы метанола в радиодиапазоне на основе моделей протопланетного диска с учетом и без вертикального переноса вещества и с использованием обновленных данных о столкновительных переходах в молекуле метанола. Было показано, что излучение метанола от протопланетного диска, находящегося на расстоянии 140 пк, возможно зарегистрировать на радиоинтерферометре ALMA в течение трех часов наблюдений. Были отобраны интенсивные линии метанола, наиболее подходящие для детектирования при наблюдениях на ALMA. По результатам расчетов подготовлена публикация. В результате обработки данных наблюдений молодого звездного объекта AFGL 4176, проведенных на инструментах Европейской Южной Обсерватории были определены параметры аккреционного диска вокруг молодой звезды класса 07: размер 870 ± 110 а.е. × 330 ± 300 а.е., имеющего массу ∼8 масс Солнца, рассчитанную в предположении, что температура пыли составляет 190 K. По результатам опубликована статья Johnston et al. A KEPLERIAN-LIKE DISK AROUND THE FORMING O-TYPE STAR AFGL 4176. The Astrophysical Journal Letters, 813:L19 (5pp), 2015.

Аннотация результатов, полученных в 2016 году
Исследованы интенсивность и геометрия остаточного магнитного поля аккреционных и протопланетных дисков с учетом омической диффузии, магнитной амбиполярной диффузии, плавучести и эффекта Холла. Показано, что плавучесть ограничивает генерацию тороидального магнитного поля во внутренних областях тепловой ионизации. Эффект Холла приводит к генерации квази-радиального магнитного поля в окрестности «мертвых» зон, где электроны замагничены. Построены синтетические поляризационные карты теплового излучения пыли аккреционных дисков молодых звезд. На поляризационных картах «мертвые» зоны проявляются как области наиболее низкой степени ионизации. Проведены расчеты параметров «мертвых» зон аккреционных дисков молодых звезд при различных значениях радиуса пылевых частиц. Показано, что коагуляция и рост пылевых частиц в аккреционных дисках молодых звезд приводят к уменьшению размеров «мертвых» зон. Геометрия магнитного поля внутри «мертвых» зон и вне них не меняется. Вне «мертвых» зон магнитное поле может замедлять седиментацию заряженных пылевых частиц размерами менее 10 мкм. Разработана и реализована модель ионизации аккреционных дисков с учетом влияния диссоциативных рекомбинаций с молекулярным ионом HCO+ и зарядов пылевых частиц. Расчеты показывают, что заряженные пылевые гранулы с размерами менее 0.5 мкм являются основными носителями заряда в «мертвых» зонах протопланетных дисков. Испарение материала пылевых гранул приводит к уменьшению их числа и к десятикратному увеличению степени ионизации плазмы протопланетных дисков в областях, где температура выше 150-450 К. В численном коде Enlil реализована модель расчета степени ионизации Дудорова и Сазонова (1987, Науч.Инф., Т.63, С.68) с учетом лучистых рекомбинаций и рекомбинаций на поверхности пылевых частиц. Проведены предварительные расчеты гравитационного коллапса магнитного вращающегося протозвездного облака и образования протозвездного диска. Расчеты показывают, что коллапс протозвездного облака солнечной массы с сильным магнитным полем (отношение магнитной энергии к гравитационной 0.4) приводит к образованию сплюснутой оболочки с соотношением осей 1:2 с внутренним диском размером 1000-3000 а.е. и отношением толщины к радиусу 1:10. Эффективное поглощение космических лучей в оболочке молодого звездного объекта приводит к тому, что «мертвая» зона образуется на стадии протозвездного диска. Зависимость магнитного поля от плотности в протозвездном диске соответствует магнитостатическому сжатию и согласуется с той, которая получена в кинематической МГД-модели аккреционных дисков. Продолжен фотометрический мониторинг восьми звёзд Ае/Ве Хербига в фильтрах JHK, проводимый на 2.2-метровом телескопе в Ла-Силье на инструменте GROND. Обнаружена переменность на временном интервале в один год в диапазоне от 0,13 до 0,24 mag для пяти звезд (HD 76534, LkHα 25, HBC 551, LkHα 208 и LkHα 218). У трех звезд (HBC 551, LkHα 208 и LkHα 218) обнаружено изменение показателей цвета (J-H) и (H-K) в пределах от 0,05 до 0,28 mag. Для двух звезд изменение звездной величины в трех фильтрах примерно равное. Обнаружена переменность линий Si II 6347 и 6371 A в спектрах двойной звезды Ве Хербига, полученных на 1.2-метровом телескопе Коуровской астрономической обсерватории, а также взятых из архивов спектральных данных. Анализ выполнялся на базе данных с высоким спектральным разрешением, полученных на 20-летнем временном интервале. Показано, что эта переменность определяется орбитальной фазой. Было проведено моделирование наблюдений линий метанола в протопланетном диске вокруг звезды TW Hya, представленных в работе Walsh et al. (2016 ApJ, 823, L10). В результате получено, что наблюдения Walsh et al. (2016 ApJ, 823, L10) на ALMA могут быть хорошо воспроизведены с помощью физической модели диска Gorti et al. (2011, ApJ, 735, 90), объединенной со сложной химической моделью ALCHEMIC (Semenov et al. 2010, A&A, 522, A42). Рассчитанные нами потоки излучения метанола в диске вокруг TW Hya отличаются от наблюдаемых примерно в два раза. Синтетические спектры излучения метанола, полученные для модели диска вокруг TW Hya с учетом отклонений от ЛТР, отличаются не более чем в три раза от ЛТР спектров. Дефицит крупных пылинок (размером ~10 мм), с которым ассоциируются темные кольца наблюдаемые в диске вокруг TW Hya в (суб-)мм и инфракрасном диапазонах (см., например, Tsukagoshi e al. 2016, ApJ, 829, L35), практически не влияет на интенсивность излучения диска в линиях метанола. Отношение энергии диффузии атомов/молекул на поверхности пылинок к энергии десорбции и начальный химический состав существенно влияют на результаты расчетов химической эволюции диска вокруг TW Hya. Было исследовано влияние неопределенности физических параметров диска вокруг TW Hya на результаты расчетов переноса излучения в (суб-)мм линиях метанола. Для этого проведено сравнение наблюдаемого потока излучения в линиях метанола из работы Walsh et al. (2016 ApJ, 823, L10), с оценками, полученными нами на основе расчетов переноса излучения и моделирования наблюдений Walsh et al. (2016 ApJ, 823, L10). Расчеты переноса излучения были выполнены с помощью модели диска вокруг TW Hya из работы Gorti et al. (2011, ApJ, 735, 90) и параметрической модели распределения метанола из работы Walsh et al. (2016 ApJ, 823, L10). В результате получено, что неопределенность физических параметров диска вокруг TW Hya не влияет существенно на результаты расчетов переноса излучения в линиях метанола. В работе Boley et al. (2016; Astronomy & Astrophysics 586, A78: A multi-wavelength interferometric study of the massive young stellar object IRAS 13481-6124) представлены инфракрасные интерферометрические наблюдения массивного молодого звёздного объекта IRAS 13481-6124, полученные при использовании приборов AMBER и MIDI на телескопах VLT Европейской южной обсерватории и прибора T-ReCS Южной обсерватории Джемини. Это самый большой объём инфракрасных интерферометрических данных, когда-либо получен для массивного молодого звёздного объекта. В работе также представлены результаты моделирования этих данных в виде геометрически тонкого, оптически толстого аккреционного диска. В данной модели установлены значения внутреннего радиуса (6,5 а.е.) и внутренней температуры (1760 К) диска, а также его наклон (48 градусов) и позиционный угол (107 градусов).

Аннотация результатов, полученных в 2017 году
Разработана численная двумерная МГД-модель аккреционных и протозвездных дисков. Для расчетов используется МГД-код Enlil, предназначенный для моделирования осесимметричных самогравитирующих течений. Степень ионизации рассчитывается с учетом ионизации космическим лучами, фоновым рентгеновским излучением и радиоактивными элементами, а также лучистых рекомбинаций и рекомбинаций на пылевых гранулах. Учитывается влияние омической диффузии и магнитной амбиполярной диффузии на эволюцию магнитного поля протозвездных облаков. Проведены расчеты образования и эволюции протозвездного диска в результате коллапса сферического протозвездного облака солнечной массы с магнитным полем. Расчеты показывают, что гравитационный коллапс протозвездного облака с сильным магнитным полем (отношение магнитной энергии к гравитационной 0.4) приводит к образованию сплюснутой оболочки с внутренним диском. Степень ионизации составляет ∼〖10〗^(-13) во внутренней части протозвездного диска, на расстояниях от 50-100 астрономических единиц от протозвезды. Это означает, что область эффективной диффузии магнитного поля (т.н. «мертвая» зона) образуется еще на стадии формирования протозвездного диска. Интенсивность магнитного поля B в протозвездном диске зависит от плотности как B∝ρ^(1/2). В центральной части протозвездного диска интенсивность магнитного поля составляет 0.01-0.1 Гс при плотности газа 〖10〗^(-13) г см^(-3), что подтверждает результаты МГД-модели аккреционных дисков (Khaibrakhmanov et al., 2017, MNRAS, 464, 586). Проведены расчеты коллапса массивного диска с поперечным магнитным полем. Показано, что ¬наблюдаемые молекулярные волокна с характерной толщиной ~0.1 пк и перпендикулярным магнитным полем могу¬т рассматриваться как диски, видимые с ребра. Постоянная толщина таких волокон может обуславливаться генерацией МГД-турбулентности. Исследована динамика магнитных силовых трубок (МСТ) во внутренних областях тепловой ионизации аккреционных дисков звезд типа Т Тельца. Показано, что МСТ, характеризующиеся плазменным параметром равным 1, формируют истекающую замагниченную корону диска. МСТ с сильным магнитным полем (плазменный параметр 0.1) могут формировать периодические молекулярные истечения со скоростями 20-50 км/с. Остаточное магнитное поле диска приводит к колебательному режиму всплытия МСТ. В этом случае МСТ совершают затухающие колебания вблизи поверхности диска. Периоды колебаний составляют от нескольких дней до нескольких месяцев. С помощью модели объяснены периоды ИК-переменности излучения в объектах 439 (32 дня) и 530 (35 дней) из скопления Хамелеон 1. В результате расчетов на основе МГД-моделей диска показано, что химическая структура, а также интенсивность субмиллиметрового излучения в линиях, диска существенно зависят от степени деплиции углерода и кислорода в диске. В результате расчетов поляризации излучения на основе модели протозвездного облака было показано, что поляризация субмиллиметрового излучения пыли в облаке соответствует конфигурации магнитного поля в виде песочных часов. Для трех звезд Be Хербига – LkHa 134, LkHa 234 и V 361 Cep, получены новые данные фотометрических наблюдений и величины J, H и K на фотометре Крымской Астрономической станции (КАС МГУ) в октябре-ноябре 2017 года. Продолжен оптический спектральный мониторинг двойной звезды Ве Хербига на 1.2метровом телескопе КАО УрФУ с использованием спектрографа высокого разрешения. В январе и марте 2017 года получено 4 новых спектра. Исследована переменность широких эмиссионных линий в спектре звезды и ее связь с орбитальной фазой на основе архивных данных и данных новых наблюдений, полученных на промежутке 23 лет. Излучение выбранных линий образовано вероятно в аккреционном диске звезды или дисковом ветре. Исследованы следующие линии: Линии Бальмеровской серии водорода, Fe II 5018, 5169, 5184, 5317 A, Si II 5041, 5056, 5980, 6347, 6371 A, Ph11-17, триплет O I 7772 А, O I 8446 A, Ca II 8498, 8542, 8662 А, Mg I 8807 A. Продолжено исследование линий Si II 6347, 6371 A, [O I] 6300 и 6363 A в новых спектрах. В результате показано, что переменность линий коррелирует с орбитальной фазой. Интенсивность компонент линий Fe II, Si II, [O I] меняется на интервале орбитальных фаз от 0.5 до 1.1. Переменность линий Halpha, Hbeta, Hyamma (а также возможно линий Ph11-17, O I 8446 A, Ca II), возникает на другом интервале орбитальных фаз – от 0,75 до 1,25. Для скоплений NGC7129 и Tr37 ошибки измерения поляризации для звезд 12-14 величины в фильтре V составляют 0.5-1%, для звезд 18 величины ошибки возрастают до 10%. Ошибки не зависят от степени поляризации. Средняя медианная поляризация для скопления и звезд поля составила <1%. Распределение количества источников по степени поляризации несколько ассиметрично относительно нуля, 90% источников имеют поляризацию <3%. Поляризация источников слабо зависит от положения, хорошо выделяется только повышение поляризации вблизи ядра скопления. В среднем, поляризация слабых в оптическом диапазоне объектов выше, чем поляризация ярких. Положение некоторых источников с относительно высокой поляризацией совпадает с яркими объектами по наблюдениям WISE на длине волны 4.5мкм.