Аннотация результатов, полученных в 2018 году
На первом этапе работ по проекту № 18-72-10132 «Исследования областей образования массивных звёзд и молодых звёздных объектов с использованием пространственно разрешённых наблюдений в оптическом и инфракрасном диапазонах» были проведены наблюдения на российских и зарубежных оптических и инфракрасных (ИК) телескопах. На российских телескопах, принадлежащих Специальной астрофизической обсерватории РАН и Коуровской астрономической обсерватории, в ноябре 2018 – январе 2019 годов проведены спектроскопические наблюдения молодых массивных звёзд, принадлежащих области звездообразования S235. Эта область яркая в оптике и ИК, что хорошо для наблюдений. В ней образуются звёзды в широком диапазоне масс и можно обнаружить весь спектр физических условий, достижимых в межзвёздной среде – от холодных и плотных сгустков молекулярного газа до горячих ионизованных областей (HII) вблизи массивных звёзд. Впервые с помощью спектров высокого разрешения был определен спектральный класс ионизующей звезды в области HII S235 – это звезда главной последовательности типа O9.7, что означает звезду в 20 раз более массивную, чем Солнце. Привлекая к анализу архивные данные была определена величина межзвёздного поглощения в направлении на эту звезду, равная 4 звёздным величинам. Анализ спектрального распределения энергии звезды показал, что она, по-видимому, окружена протяжённой оболочкой излучающего в дальнем инфракрасном диапазоне вещества, хотя это характерно, в первую очередь, для более молодых звёзд, находящихся на стадии формирования. С использованием фотометрических наблюдений с прибором MaNGaL на телескопе Цейсс-1000 САО РАН были построены карты межзвёздного поглощения и электронной плотности по всей области ионизации S235, а также выявлены ударные фронты, которые находятся на границе между областью HII и молекулярным газом, в котором происходит процесс звёздообразования. Также были исследованы звёзды, особо яркие в ИК-диапазоне: объекты S235 IRS1 и IRS2. На основе спектров с длинной щелью сделан вывод, что объекты S235 IRS1 и IRS2 являются звёздами типа Be Хербига, их массы в разы меньше массы ионизующей звезды в области HII. В молодом звёздном объекте S235 IRS2 нами обнаружен высокоскоростной джет. Наблюдения на зарубежных телескопах позволили исследовать массивные молодые звёздные объекты, которые находятся на ранней стадии эволюции и излучают преимущественно в ИК. В ближнем ИК (2,0-2,4 мкм) на большом бинокулярном телескопе LBT (США) нами исследован объект G192.16-3.82, окружённый околозвёздным диском и яркими «узлами» эмиссии в линиях молекулярного водорода на ИК-изображении, которые связаны с эпизодическими истечениями вещества от образующейся массивной звезды. Мы оценили лучевые скорости (ок. 100 км/сек) узлов истечений и температуру газа в них (ок. 2600 К), а также времена между вспышками аккреции газа на центральный объект (вспышки происходят с интервалом примерно 200 лет). На телескопе VLT Европейской южной обсерватории с помощью прибора VISIR на длине волны 20 мкм были получены изображения звёзд типа Хербига Ae/Be и массивных молодых звёздных объектов. Обнаружена биполярная эмиссия вокруг звезды B[e] V921 Sco, которая, согласно предыдущим исследованиям, может быть связана с эпизодическими выбросами материала от центрального источника. На изображении массивного молодого звёздного объекта IRAS 13481-6124 обнаружены два ранее неизвестных компаньона (на расстоянии 1,2 и 2,6 секунд дуги), которые могут оказать влияние на структуру аккреционного диска вокруг этой массивной образующейся звезды. Также на телескопах VLT с использованием прибора PIONIER, который соединяет 4 отдельных телескопа в один “виртуальный” телескоп с эффективным диаметром до 130 м, было достигнуто высокое пространственное разрешение (1,3 миллисекунд дуги) при наблюдениях массивных молодых звёздных объектов PDS 27 и PDS 37. Совместный с международной командой анализ данных показал, что в обеих системах имеются протозвёзды-компаньоны на расстоянии 30-50 астрономический единиц (10-30 миллисекунд дуги). На сегодняшний день это наиболее тесные кратные системы массивных молодых звёздных объектов из всех, что были когда-либо открыты. Совместно с коллегами из Университета Лидса (Англия) и Института астрономии Общества Макса Планка (Германия) ведётся исследование молодого массивного звездного объекта IRAS 13481-6124 с использованием интерферометрического прибора второго поколения MATISSE на телескопах VLT в инфракрасном диапазоне и радиоинтерферометра ALMA в диапазоне длин волн 0,8-1,1 мм, что позволяет достичь пространственного разрешения 5 миллисекунд дуги (~10 астрономических единиц). Эти наблюдения разрешают асимметричную структуру диска вокруг этой образующейся массивной звезды, а также позволят оценить роль фрагментации диска и механизмы аккреции материала на центральный объект.

Аннотация результатов, полученных в 2019 году
В рамках второго года проекта были построены карты физических параметров ионизованного газа в области HII S235: электронная плотность, оптическая экстинкция, глубина вдоль луча зрения. Показано, что электронная плотность в S235 варьируется от 10-20 см(-3) до более чем 300-400 см(-3) при переходе с северо-востока на юго-запад области, где располагается ионизующая звезда BD+35 1201. Более плотная часть области HII вместе с ионизующей звездой глубже погружены в окружающий нейтральный газ. Размер плотной части области HII около 2 пк в картинной плоскости и вдоль луча зрения, а размер вдоль луча зрения протяженной и разреженной части достигает 10-20 пк. Проведено исследование физических параметров газо-пылевых родительских облаков, окружающих массивные молодые звездные объекты в области звездообразования RCW 120. Здесь молодое поколение звезд (плотные молекулярные сгустки Core 1 и Core 2), в т.ч. массивных, расположено на периферии протяженной области HII. Для оценки параметров использовались наблюдательные данные в диапазоне частот 220-241 Ггц: линии молекул C34S(5-4), CH3OH(8-7), серию линий метанола CH3OH(5-4), серию линий CH3CN(12-11). Определены обилия молекул относительно водорода в Core 2: x(CS)=4.5*10(-10), x(SO2)=6.6*10(-12), x(CH3OH)=3.2*10(-9), x(CH3CN)=2.5*10(-11). Показано, что плотность газа в RCW 120 Core 2 выше, чем 10(6) см(-3). Температура газа в RCW 120 Core 1 всего 8 К, а в Core 2 = 22 К. Хотя в Core 2 обнаружены высоко возбуждённые линии CH3CN(12-11), этот объект еще не перешел на эволюционную стадию горячего ядра и находится на начальной стадии эволюции. В отчетный период построены карты температуры возбуждения и лучевой концентрации молекулярного водорода, а также карта межзвёздного поглощения в направлении молодого звёздного объекта Th 28. Полученные значения температуры лежат в пределах от 1000--3000 К, поглощение -- от 1 до 3 зв. вел. Наблюдается значительный разброс лучевых скоростей на разных картах: от 100 км/с до 200 км/с. Горизонтальный градиент скоростей в линиях железа на месте центрального источника, вероятно, является свидетельством наличия диска. В рамках международной коллаборации с коллегами из Великобритании и Германии выявлена спиральная структура газового диска вокруг молодой массивной звезды AFGL 4176 на основе наблюдательных данных, полученных радиоинтерферометром ALMA. Найденная спиральная структура несимметрична, что может быть вызвано взаимодействием звезды с компаньонами. Проведена оценка устойчивости диска в AFGL 4176 по критерию Сафронова-Тоомре с использованием данных об эмиссии в линиях CH3CN. Показано, что гравитационно неустойчивыми являются как западный так и восточный спиральные рукава. Наличие гравитационных неустойчивостей в диске, вероятно, свидетельствует о фрагментации диска вокруг этой образующейся массивной звезды. По наблюдениям ALMA также определён химический состав молекулярного газа диска и ближайших окрестностей AFGL 4176. Достоверно отождествлены больше 200 линий из 25 молекул. На основе карт скоростей для отдельных линий, показано, что структура диска особенно хорошо проявляется в линиях CH3CN и HC(O)NH2, а истечения и полости в оболочке -- в линиях C34S, H2CS и CH3CCN. Профили линий в диске указывают на наличие в нём ударных волн, положение которых совпадают со структурой в форме перемычки в спирали. Более крупномасштабное движение газа в виде вращающегося тора, видное на масштабах до 0,5 пк, хорошо отслеживается в линиях NH3. Масса тора оценивается в несколько тысяч масс Солнца.

Аннотация результатов, полученных в 2020 году
В рамках третьего года проекта проведено комплексное фитирование моделей переноса излучения для 15 молодых звёздных объектов и звёзд Ae/Be Хербига на основе данных VISIR/MSX/WISE. Комплексный подход позволяет подобрать модели, описывающие весь массив имеющихся наблюдательных данных. Моделирование проведено с использованием разработанного для проекта пакета, который позволяет учитывать пространственное распределение интенсивности излучения в зависимости от длины волны. Пакет находится в открытом доступе по ссылке https://github.com/avdyachenko/RADPROFfitter. По наблюдениям массивного молодого звёздного объекта AFGL 4176 на приборе VLTI/MATISSE произведено восстановление изображения с помощью трёх программных пакетов: EsoRex (алгоритм IRBis), MiRA и SQUEEZE. Также проведён компонентный анализ с использованием пакета PMOIRED, который позволяет включать спектральную зависимость и произвольные радиальные распределения интенсивности компонентов в процесс фитирования. Различие амплитуды функции видности на разных позиционных углах при одной базе показывает несферичность системы, поэтому в качестве одной из компонент была выбрана вытянутая гауссиана под наклоном к лучу зрения. Для градиента температуры диска был использован степенной закон, и найденный градиент температуры имеет вид T ~ r^-0.4. Проведён анализ наблюдений объекта Th 28, звезды типа Т Тельца, полученных на спектрографе интегрального поля VLT/SINFONI. Установлено, что излучение в спектральных линиях H, H2 и [Fe II] возникает преимущественно в трёх компонентах: в самом джете ([Fe II]), в околозвёздном диске (H2), и в сферической области вокруг центральной звезды (H). По соотношениям интенсивностей линий H2 сделан вывод о том, что они возбуждаются за счёт соударений со звёздным ветром, а не с веществом джета или механизма флуоресценции. В линиях [Fe II], помимо самого джета, видны компактные узлы излучения в обоих компонентах джета на расстоянии ~1 угл. сек. от центральной звезды. Протяжённая эмиссия в джете в линиях [Fe II] хорошо коррелирует с направлением сдвигов фотоцентров линий, полученных при использовании спектроастрометрического анализа. Форма извлечённого спектроастрометрического сигнала указывает на то, что наблюдаемая широкомасштабная асимметрия джета, вероятно, обусловлена механизмом запуска джета. Размер области запуска джета не превышает 17 ае, и начальный угол раскрытия джета составляет ~28 град. Это означает, что джет существенно менее коллимирован, чем большинство джетов классических звёзд типа Т Тельца. Определены лучевые концентрации молекул СО и HCO+, а также концентрация ионизованного углерода C+, в направлении на компактные области H II S235A и S235C. Показано, что лучевая концентрация молекул СО (N(CO)) и НСО+ согласуется с результатами 1D-модели, однако лучевая концентрация ионов С+ (N(C+)) на порядок и более превышает теоретические значения. Показано, что чтобы в модели получить наблюдаемые значения N(C+), необходимо либо увеличивать элементное обилие углерода в 2 и более раз, либо переходить от модели непрерывной среды к модели небольших плотных сгустков, погруженных в разреженный газ. Показано, что в условиях высоких УФ-полей, углерод может находиться не только в газовой фазе в виде молекул СО и/или ионов С+, но и на поверхностях пылинок. В менее плотном ФДО S235C такого эффекта не обнаружено. Проведенный анализ профилей спектральных линий СО, HCO+ и C+ позволил нам оценить скорость расширения областей H II в окружающее их молекулярное облако. Показано, что хотя профили линий ионизованного углерода [C II] отягощены эффектом самопоглощения и не обладают признаками, характерными для расширяющихся оболочек, скорости пиков линий [13C II] и НСО+(3-2) различаются, что говорит о расширении слоя ФДО, излучающего в линиях [C II], в окружающий молекулярный газ в направлении наблюдателя. Анализ синтетических диаграмм позиция-скорость показал, что наилучшим трассером расширения ФДО вокруг областей H II является линия [OI]. Расстояния между пиками на профилях этой линии соответствуют удвоенной скорости расширения. В оптически тонких линиях для компактных ФДО синтетические диаграммы позиция-скорость не дают двухпиковых линий. Также показано, что в реальных объектах анализ с помощью диаграмм позиция-скорость может быть дополнительно усложнен самопоглощением в разреженной холодной оболочке, окружающей молекулярные облака. Результаты данного исследования были представлены на международном онлайн-семинаре "SOFIA tele-talk" (https://www.sofia.usra.edu/science/meetings-and-events/events/pdr-structure-and-kinematics-around-compact-hii-regions-s235-and). В области звёздообразования RCW 120 показано, что массивные молодые протозвёздные объекты характеризуются нетипично малыми обилиями молекул, на порядок величины меньше тех, которые наблюдаются в горячих ядрах в других областях звёздообразования. Отношение обилий молекул CH3CN/CH3OH = 0.01 соответствует нижней границе диапазона значений, наблюдаемого в горячих ядрах. Сделано предположение, что эти обилия характерны для начального этапа прогрева в массивном протозвёздном объекте. Наконец, в рамках проекта расширена функциональность модуля языка Python для работы с файлами в формате OIFITS, разработанный для хранения обработанных наблюдательных данных оптических интерферометров. Новая версия модуля, свободно доступный по ссылке https://github.com/pboley/oifits/, теперь полностью поддерживает стандарт OIFITS2. Помимо поддержки всех формальных требований стандарта OIFITS2, разработанный модуль также следит за всеми перекрёстными ссылками в загруженных файлах, а также позволяет комбинировать и редактировать данные из разных источников и с разными конфигурациями интерферометрических массивов и приборов.