Аннотация результатов, полученных в 2019 году
1.1) Выполнены численные расчеты изотермической стадии коллапса магнитных вращающихся протозвездных облков (ПЗО) с начальной массой 1 M_⊙ и 10M_⊙ и начальной температурой 20 К. Численное моделирование проводилось с помощью двумерного магнитогазодинамического (МГД) кода Enlil. Расчеты показывают, что к окончанию изотермической стадии коллапса формируется иерархическая структура облака: сплюснутая оболочка облака, в которую погружен квази-гидро- или магнитостатический первичный диск, содержащий внутри непрозрачную область. К моменту образования непрозрачной области радиус первичного диска для облаков с начальной массой 1M_⊙ составляет от 50 до 3000 а.е. (1-78% от начального радиуса облака), для облаков 10M_⊙ - от 200 до 17000 а.е. (1-68% от начального радиуса). Соответствующие массы первичных дисков лежат в диапазонах 0.04 - 0.55 M_⊙ и 0.39 – 6.54 M_⊙ соответственно. Полученные значения качественно согласуются с данными наблюдений сплюснутых структур в МЗО класса 0, которые могу быть интерпретированы как первичные диски (пр., Andre et al., 1996, A&A, 314, 625; Lee et al.,2019, ApJ, 879,101; Andersen et al., 2019, ApJ, 873, 54). Выявлена зависимость радиуса и массы от отношения магнитной энергии облака к модулю его гравитационной энергии, ε_m. Для ε_m<0.2 отношение массы и радиуса первичного диска к массе и радиусу облака соответственно: M_pd/M_0 < 30%, R_pd/R_0 < 20%. При 0.2≤ε_m<0.6 : M_pd/M_0=(30 ÷ 70)%, R_pd/R_0=(20÷50)%. Для ε_m≥0.6 : M_pd/M_0> 70%, R_pd/R_0=(50÷80)%. При увеличении начальных параметров радиус и масса первичного диска увеличивается, в то время как масса оболочки уменьшается. 1.2) В численном коде Enlil реализовано кусочно-постоянное политропное уравнение состояния, позволяющее имитировать образование первого гидростатического ядра в процессе коллапса. Предварительные расчеты коллапса магнитного вращающегося протозвездного облака солнечной массы с помощью модифицированной численной модели показывают, что после образования первого ядра с поверхности первичного диска образуются биполярные истечения, затравкой для которых является распространение быстрой МГД-ударной волны в оболочке над диском. Одновременно с распространением волны происходит отвод углового момента из первичного диска в оболочку. Амбиполярная диффузия магнитного поля начинается проявляться до образования первого ядра, при плотности ρ>10^(-15) г см^(-3), и приводит к ослаблению магнитного поля по сравнению с вмороженным примерно в 2 раза. 1.3) В трехмерном численном МГД-коде FLASH (http://flash.uchicago.edu/), использующем технологии адаптивно-встраиваемых сеток AMR, реализована модель коллапса сферического магнитного вращающегося ПЗО. Результаты тестовых расчетов коллапса магнитного вращающегося облака солнечной массы согласуются с результатами расчетов двумерным МГД-кодом Enlil при одинаковых параметрах облака. 2) На основе расчетов коллапса магнитного вращающегося ПЗО кодом Enlil проведены расчеты переноса излучения в линиях аммиака NH3 (1,1) и (2,2). Получено, что в расчетах с сильным магнитным полем на картах излучения в линиях NH3 явно проявляется значительно уплощенная структура, которая соответствует первичному диску. 3) Впервые для расчета химического состава протопланетного диска вокруг звезды солнечного типа была использована модель Vasyunin & Herbst (2013), дополненная описанием химических процессов, приводящих к образованию сложных органических соединений в условиях темного холодного газа согласно работе Vasyunin et al. (2017, ApJ, 842, 33, 18), где проведено моделирование образования сложных органических соединений в условиях ядер молекулярных облаков. Поскольку условия в центральной плоскости диска могут быть схожими с условиями в плотных частях ядер молекулярных облаков, использование данной модели позволяет детально исследовать возможность образования сложных органических соединений в срединной плоскости диска, где условия наиболее благоприятны для образования планет. Обнаружено, что хотя сложные органические молекулы эффективно образуются на поверхности пылевых частиц вблизи экваториальной плоскости диска, их содержание в газе незначительно, что делает их обнаружение в наблюдениях невозможным. В то же время, содержания органических соединений в газе на высоте от нескольких десятков до сотни а.е. над экваториальной плоскостью существенно выше, и достигает величин, которые могут быть обнаружены в наблюдениях. 4) Разработана методика анализа корреляций распределения МЗО и газа для областей звездообразования в галактической плоскости. Методика заключается в последовательном выполнении следующих этапов: 4.1) Сбор данных о различных трассерах молекулярного газа в выбранной области, в том числе: картографирование излучения в линиях различных молекул, излучения в континууме, поглощения света, положения молодых звездных объектов (МЗО) I/II класса; 4.2) Визуальный анализ и интерпретация данных с использованием мультиволнового подхода; 4.3) Анализ данных с применением коэффициентов корреляции и приближением степенной функцией позволяет количественно оценить подобие различных трассеров газа и положения МЗО I/II класса; 4.4) Анализ корреляции МЗО и газа при помощи метода пространственной декомпозиции позволяет выявить зависимость коэффициентов корреляции от пространственного масштаба и исключить возможное влияние малых флуктуаций лучевых концентрации на распределение плотности МЗО I/II класса. Данная методика применена для области звездообразования S255, которая расположена в галактической плоскости. Между МЗО I класса и плотным молекулярным газом, трассируемым по излучению молекулы HCO+ и в континууме на 1.1 мм, обнаружена наиболее высокая степень корреляции (~0.8). Установлено, что МЗО II класса, которые являются более эволюционно развитыми, чаще ассоциируются с трассерами газа любой (AJ) и средней (13CO) плотности с коэффициентом корреляции ~0.4. При этом МЗО II класса имеют крайне низкие значения коэффициентов корреляции с трассерами плотного газа (<0.2). Предполагается следующая интерпретация полученных результатов: МЗО на более ранней стадии (класс I) образуются в плотном газе, который трассируется картами излучения молекулы HCO+ и в континууме на 1.1 мм. Эти трассеры показывают более «раннюю» историю звездообразования. Затем за время своей эволюции часть МЗО (класса I и II) смещается в сторону газа средней плотности, которая трассируется картами излучения молекулы 13CO и поглощения AJ. Эти трассеры показывают более «позднюю» историю звездообразования. Таким образом, различные трассеры молекулярного газа указывают на различные этапы развития скоплений МЗО. 5) Для звезды HD200775 в Коуровской астрономической обсерватории (КАО) УрФУ и TCO (Three College Observatory, Гринсборо) получены и проанализированы данные спектральных наблюдений на орбитальных фазах от 0.85 до 1., для которых ранее имелся недостаток наблюдательных данных. Эти данные позволили прописать пик кривой лучевых скоростей, зарегистрировать начало роста эквивалентной ширины линии H_α, зарегистрировать максимум излучения в одной из компонент линий кремния. Получена новая оценка M*sin3(i) ~ 1.45 M_⊙ для главной компоненты системы. Наряду с переменностью линии H_α, обнаружена переменность спектральных линий железа в спектре Lkha 234, а также снижение эквивалентной ширины фотосферных линий. Обнаружена переменность эмиссионных линий H_α и Не I 5875, наблюдаемых в спектре LkHa 134. У обоих звезд обнаружена переменность в ИК-диапазоне по данным наблюдений Крымской станции ГАИШ. При этом амплитуда переменности Lkha 134 растет в среднем ИК, а изменения во всех длинах волн согласованы. Переменность звезды LkHa 234, напротив, сильнее проявляется в фильтре J и в оптическом диапазоне.

Аннотация результатов, полученных в 2020 году
1) А) Выполнены численные расчеты коллапса магнитных вращающихся протозвездных облаков (ПЗО) с массой 1 и 10 M_⊙ с учетом образования первого гидростатического ядра. Исследована формирующаяся на изотермической стадии коллапса иерархическая структура облака, состоящая из сплюснутой оболочки, содержащей квазимагнитостатический первичный диск. Расчеты показывают, что иерархическая структура ПЗО сохраняется в процессе дальнейшей эволюции облака. После образования в центре первичного диска первого гидростатического ядра, вблизи ядра квазимагнитостатическое равновесие нарушается и впоследствии возникает истечение. Размер и масса первичного диска увеличиваются со временем. Значения радиусов первичных дисков составляют порядка нескольких тысяч а.е. и согласуются с характеристиками наблюдаемых оболочек молодых звездных объектов (МЗО) класса 0. Первичные диски играют определяющую роль в эволюции ПЗО. В процессе коллапса угловой момент накапливается на границе первичного диска и затем отводится в оболочку облака быстрой МГД-ударной волной, образующейся на границе первичного диска и распространяющейся вдоль оси вращения. В области за фронтом ударной волны генерируется тороидальное магнитное поле. Магнитное торможение отводит 2–30% полного углового момента облака в зависимости начального отношения магнитной энергии к модулю гравитационной энергии в диапазоне от 0.01 до 0.7. Геометрия магнитного поля меняется на протяжении иерархии коллапсирующего облака. Магнитное поле является квазиоднородным внутри первичного диска, квазитороидальным за фронтом быстрой МГД-ударной волны и квазирадиальным в оболочке облака. Эта иерархия может быть обнаружена в наблюдениях с помощью поляризационного картирования. Степень ионизации опускается ниже 10^(-13) внутри первого ядра и в этой области развивается омическая и магнитная амбиполярная диффузия. Для детального исследования эволюции магнитного потока первого ядра и первичного диска, а также для рассмотрения проблемы образования протозвездного диска необходимо дальнейшее моделирование коллапса ПЗО для различных параметров ионизирующего излучения и пылевых частиц с учетом наработок, полученных за отчетный период. Б) Построены полуаналитические модели эволюции распределения радиусов пылинок, когда они являются а) фрактальными агломератами, б) агломератами из частиц со степенным распределением радиусов, в) монолитными с одинаковым начальным отношением радиусов ядра и мантии. Получены решения для скоростей уменьшения эффективных радиусов пылинок в указанных случаях. Показано, что скорость уменьшения эффективного радиуса пылинки, являющейся агломератом сферических частиц с одинаковым составом поверхности, пропорциональна темпу потери массы с единицы этой поверхности и среднему по направлениям количеству частиц, укладывающихся на радиусе пылинки. Показано, что в одномерной модели коллапса ПЗО диффузия магнитного поля, вызванная рекомбинацией на пылевых частицах, слаба в центре протозвезды, но эффективно развивается в зоне формирования протопланетного диска (0.1-30 а. е. от центра облака). 2) МГД-модель аккреционных дисков Дудорова и Хайбрахманова расширена для моделирования аккреционных дисков Ae/Be звезд Хербига. В развиваемой модели вертикальная структура аккреционного диска рассчитывается в предположении о магнитостатическом равновесии с учетом вклада градиента магнитного давления. Тепловая структура рассчитывается с учетом нагрева за счет диссипации турбулентности внутри оптически толстого диска и нагрева за счет поглощения излучения звезды в оптически тонкой атмосфере диска. С помощью разрабатываемой модели рассчитана структура аккреционного диска типичной Ae/Be звезды Хербига. Показано, что аккреционный диск является более протяженным, плотным и горячим, чем в случае типичной звезды типа Т Тельца солнечной массы. «Мертвая» зона в аккреционном диске Ae/Be звезды Хербига также имеет бОльшую протяженность и располагается в области от 1 а.е. до 25 а.е. Интенсивность магнитного поля в диске выше, чем в диске ЗТТ. Внутренняя область диска, r<1 а.е., где магнитное поле вморожено в газ и происходит интенсивная генерация тороидального магнитного поля с последующим образованием и всплытием магнитных силовых трубок, характеризуется большей протяженностью и большей интенсивностью магнитного поля, чем в случае ЗТТ. Расчеты вертикальной структуры аккреционных дисков молодых звезд показывают, что температура внутри диска уменьшается с высотой и профили плотности являются более крутыми, чем в случае постоянной по высоте температуры. Вертикальные профили азимутальной компоненты магнитного поля являются немонотонными, и интенсивность магнитного поля максимальна внутри диска. Вследствие этого градиент магнитного давления вблизи поверхности диска приводит к увеличению характерной толщины диска на 10-15% по сравнению с гидростатической. 3) В результате расчетов переноса излучения получено, что на ранних стадиях звездообразования возможно обнаружить проявления первичного диска в линиях NH3 в случае сильно неравновесных быстро коллапсирующих ПЗО. Также получено, что первичный диск проявляется на картах поляризации излучения в континууме в виде области с существенным падением степени поляризации излучения. 4) С использованием обновленного кода MONACO выполнены расчеты вертикальной химической структуры аккреционного диска звезды типа Т Тельца солнечной массы. Вертикальная физическая структура диска рассчитывалась с помощью разрабатываемой в рамках проекта МГД-модели аккреционных дисков молодых звезд. Получены содержания молекул в газе и твердой фазе (поверхность + ледяная мантия пылевых частиц). Выполнен анализ вертикальных профилей молекул CN, излучение которых может быть использовано для определения интенсивности магнитного поля аккреционных дисков по измерениям зеемановского расщепления линий. Показано, что максимум содержания молекул CN находится вблизи фотосферы диска. Анализ вертикальных профилей молекул показал, что в рассмотренных областях диска они не могут быть индикаторами снеговых линий молекул, непосредственные наблюдения которых в диске затруднены. 5) С помощью пространственного корреляционного анализа исследовано положение МЗО относительно межвездного газа в широкой окрестности галактической плоскости (9 на 2 уг. градуса). Установлено, что более молодые МЗО класса I расположены более компактно по сравнению с МЗО класса II – вблизи мест высокой лучевой концентрации газа. Оценки показывают, что за время своей эволюции МЗО класса II (~2 млн. лет) могут заметно переместиться по области звездообразования благодаря собственным движениям и войти в состав других скоплений МЗО. Поэтому наблюдаемые скопления МЗО могут содержать как объекты, образовавшиеся in situ, так и объекты, которые родились в иных местах, но стали частью скопления благодаря собственному движению от изначального места своего образования. 6) По результатам анализа данных новых наблюдений, весной 2021 года на орбитальной фазе около 0.035 эквивалентная ширина линии H_α в спектре двойной звезды HD200775 снизилась до значения 56 Å, как в начале данного цикла активности. Таким образом, звезда перешла в спокойное состояние. Подобраны синтетические спектры, которые описывают все наблюдаемые в спектре HD200775 фотосферные линии с глубиной более 0.95 I/Ic. В результате отобран синтетический спектр со следующими параметрами компонент двойной системы: T_eff = 20000 К, log g = 4.0 dex, v_rot =140 км/с для главной и T_eff=19000 K, log g = 3.75 dex, v_rot = 36 км/с для вторичной компоненты. С помощью данного синтетического спектра, получена кривая лучевых скоростей вторичной компоненты по нескольким фотосферным линиям, включающая данные новых наблюдений. Амплитуда кривой согласуются с предыдущими оценками, полученными на основе скорости линии Не 5876 Å. По данным анализа переменности линии O5577 Å, в начале нового цикла активности изменения компонент профиля линий может быть обусловлено ростом температуры в области их образования на ~1000 К при постоянной электронной плотности или увеличением электронной плотности в 2.5 раза при постоянстве температуры. Продолжены оптические фотометрические и спектральные наблюдения звезд LkHa 134 и LkHa 234 в Коуровской астрономической обсерватории, а также фотометрические наблюдения в ближнем ИК в Крымской лаборатории ГАИШ. Согласно наблюдениям, рост интенсивности линии H_α в спектрах LkНа 134 продолжается. В новых спектрах LkHa 234 значения интенсивности в голубой и красном пике линии приближаются друг к другу по сравнению со спектрами, полученными в прошлом году. Максимальные изменения плотности потока двух звезд приходятся на ближний ИК-диапазон.

Аннотация результатов, полученных в 2021 году
Выполнено моделирование динамики магнитных силовых трубок (МСТ) в аккреционном диске типичной изолированной Ae/Be звезды Хербига. Структура диска рассчитывалась с помощью МГД-модели, разработанной в течение второго года выполнения Проекта. Определены скорости и периоды всплытия МСТ из аккреционных дисков Ae/Be звезд Хербига. Расчеты показывают, что в отсутствие внешнего магнитного поля МСТ периодически всплывают из аккреционного диска со скоростями до 10-12 км/с, формируя истекающую замагниченную корону диска. Давление внешнего магнитного поля диска останавливает всплытие МСТ и приводит к затухающим колебаниям МСТ вблизи поверхности диска. Период таких колебаний лежит в пределах от нескольких часов на r=0.012 а.е. до нескольких месяцев на r=1 а.е. Колебания МСТ сопровождаются вариациями температуры МСТ с амплитудой около 3000 К на r=0.012 а.е. и 300 К на r=1 а.е. Вариации температуры МСТ в процессе колебаний могут быть негармоническими и асимметричными, т.к. колебания происходят вблизи поверхности диска, где вертикальный профиль температуры диска является сложным и немонотонным. Температура короны над аккреционными дисками Ae/Be звезд Хербига больше, чем в случае звезд типа Т Тельца, поэтому амплитуда вариаций температуры в процессе колебаний МСТ больше. Это означает, что ИК-переменность, обусловленная колебаниями МСТ, будет более интенсивной в случае Ae/Be звезд Хербига. Определен вклад теплового излучения МСТ, всплывающих из аккреционных дисков молодых звезд, в поток излучения диска. Показано, что колебания МСТ вблизи поверхности аккреционного диска типичной Ae/Be звезды Хербига могут объяснить часть вариаций потока излучения звезды в ближнем инфракрасном диапазоне. При помощи численного моделирования исследованы химические процессы в экваториальной плоскости протопланетного диска типичной звезды типа Т Тельца солнечной массы. Анализ результатов показывает, что концентрации молекул в газе не всегда однозначно позволяет определить положение «снеговой линии» (snowline). Положение снеговых линий молекул CO, CO2 и H2O может быть однозначно определено по содержанию этих молекул в газовой фазе. Содержание аммиака в газе диска быстро эволюционирует со временем, что делает радиальный профиль содержания слабо зависящим от положения «снеговой линии» NH3. Показано, что сложные органические молекулы частично наследуются с предыдущих стадий развития протозвезды, а частично образуются в ледяных мантиях пылевых частиц в экваториальной плоскости диска. Наиболее эффективно сложные органические молекулы в модели образуются на расстоянии более 5 а.е. от центральной звезды. Интенсивное образование сложных органических молекул начинается между снеговыми линиями двуокиси (CO2) и моноокиси углерода (CO). Показано, что длительность и интенсивность фаз активности линии Нα двойной звезды HD200775 не менялась во время различных циклов активности, в отличие от формы профиля. Максимум эквивалентной ширины соответствует фазе 0.05-0.07. С помощью полученного ранее в рамках Проекта синтетического спектра фотосферного излучения компонент линий удалось впервые определить бисекторную скорость линии Нβ, которая на 30 км/с меньше соответствующей скорости линии Нα. Впервые определен дрейф по скоростям в зависимости от орбитальной фазы двух эмиссионных компонент, возникающих в линиях [OI] 6300 Å. Анализ отношения [O 5577/(6300+6363)] для излучения компонент и основной части линий показывает, что физические условия в областях, где образуется отдельные компоненты и основное излучение, различны. В случае теплового излучения в линии при постоянстве температуры в этих областях, T~5000-7000 К, плотности в областях, в которых образуются отдельные компоненты линии кислорода будут на ~ 1e7 см^(-3) больше. Профили линии Нα в наблюдаемых звездах Be Хербига показывают существенную многолетнюю переменность, а также переменность на временах порядка дня (HD200775), до 5-7 дней (LkHa 134, LkHa 234). Звезда LkНа 134 показывает многолетний тренд снижения блеска, наблюдаемый около трех лет, а также отдельные пики снижения блеска на временах порядка 100 дней с последующим подъемом за примерно то же время. Звезда LkНа 234 однократно увеличила яркость за время около 200 дней. В блеске звезды V361 Cep также однократно наблюдалось снижение яркости, но на временах порядка месяца. Выполнены численные расчеты коллапса однородного ПЗО с учетом омической диффузии и магнитной амбиполярной диффузии. Исследована эффективность магнитного торможения в зависимости от начальной магнитной энергии. Расчеты показали, что при увеличении начального отношения магнитной энергии ПЗО к модулю его гравитационной энергии, eps_m, от 0.01 до 0.6 радиус ПД увеличился от 500 до 14000 а.е., а полный угловой момент облака уменьшается от 2 до 31%. Магнитное торможение эффективно переносит угловой момент из центральной части облака в оболочку в случае eps_m>=0.2. В случае сильного магнитного поля, eps_m≥0.6, быстрая ударная МГД-волна, идущая от ПД к периферии облака, достигает границы облака к моменту образования первого ядра, после чего вся оболочка становится квазимагнитостатической. После образования ПД внутри него формируется «мертвая зона» со степенью ионизации x≤1e−11. После образования первого гидростатического ядра внутри него и в области формирования истечений x≤1e−13. В этих областях омическая диффузия и магнитная амбиполярная диффузия уменьшают интенсивность радиальной компоненты магнитного поля. Разработан и протестирован программный модуль для численного кода Enlil, реализующий новый метод согласованного расчета начальных распределений плотности и магнитного поля в многомерных моделях коллапса ПЗО. Метод основан на аналитическом решении уравнения индукции в предположении, что плотность сферически симметрична, а полоидальное магнитное поле вморожено в среду и осесимметрично. Метод легко реализуем и более корректен, чем широко используемые методы. Расчеты с типичными начальными параметрами показали, что, как и в случае однородного ПЗО, неоднородное облако в процессе коллапса принимает иерархическую структуру. Продолжительность коллапса неоднородного облака больше, чем у однородного, так как в первом случае магнитное поле на периферии облака изначально является более динамически сильным. Показано, что в модели коллапса ПЗО с нестационарной ионизацией, не учитывающей вклад радионуклидов и коагуляцию пыли, относительная концентрация заряженных пылинок на недоступной космическим лучам глубине не опускается ниже 1e-15, поскольку ионы и электроны в газовой фазе быстро исчезают, а пылинки не успевают до своего испарения нейтрализовать друг друга. Если в такой модели коллапс изотропен, то магнитное поле уменьшается из-за диффузии всего на 1.5 порядка величины относительно вмороженного магнитного поля и оказывается на 1.5–2 порядка величины выше наблюдаемого магнитного поля звезд типа Т Тельца. Учет радионуклидов K40 и U235 увеличивает это расхождение еще на пол порядка, а учет Fe60 и Al26 – на порядок величины. Разработана численная модель эволюции распределения пылинок по радиусам с учетом коагуляции и испарения в коллапсирующих ПЗО, которая по экономичности совместима с газодинамическими расчетами этих облаков. Впервые проведены согласованные расчеты коагуляции пылинок и эволюции магнитного поля в коллапсирующих ПЗО. Рассчитанные зависимости модуля магнитной индукции от радиальной координаты в моделях облаков W3 (main), NGC 2024 и DR21 OH1 соответствуют наблюдательным данным о магнитных полях классических звезд типа Т Тельца и протосолнечной туманности. Таким образом, ионизация радиоактивными элементами и коагуляция пылинок играют ключевую роль в эволюции магнитного поля ПЗО и в значительной степени определяют интенсивность остаточного магнитного поля молодых звезд и аккреционных дисков. Испарение пылинок представляется менее важным процессом, поскольку при испарении ледяных мантий пылинок степень ионизации растет слабо, а при испарении тугоплавких ядер уже существенна тепловая ионизация щелочных металлов.