WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!


РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ФИЗИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им. П.Н. ЛЕБЕДЕВА АСТРОКОСМИЧЕСКИЙ ЦЕНТР

На правах рукописи

Каленский Сергей Владимирович

Мазерное и тепловое радиоизлучение молекул в окрестностях протозвезд на ранних этапах эволюции

Специальность 01.03.02 астрофизика и звёздная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва 2011

Работа выполнена в Астрокосмическом центре Физического института им. П.Н. Лебедева РАН, г. Москва

Научный консультант: чл.-корр. РАН В.И. Слыш

Официальные оппоненты: проф. Матвеенко Леонид Иванович (Институт Космических Исследований РАН) проф. Зинченко Игорь Иванович (Институт Прикладной Физики РАН) д.ф.-м.н. Вибе Дмитрий Зигфридович (Институт Астрономии РАН)

Ведущая организация: Государственный Астрономический Институт им. П.К. Штернберга МГУ им. Ломоносова

Защита состоится 27 июня 2011 года в 15 ч. на заседании диссертационного совета Д002.023.01 Физического института им. П.Н. Лебедева РАН (ФИАН) в конференц–зале Института Космических Исследований РАН (ИКИ РАН) по адресу: г. Москва, ул. Профсоюзная, д. 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФИАН по адресу:

г. Москва, Ленинский проспект, д. 53.

Отзывы направлять по адресу: 119991, г. Москва, Ленинский проспект, д. 53, ФИАН (АКЦ), диссертационный совет Д002.023.01.

Автореферат разослан ” ” мая 2011 г.

Ученый секретарь диссертационного совета д.ф.-м.н. Ю.А. Ковалёв

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ



Актуальность темы Исследование областей звездообразования является одним из актуальных и быстроразвивающихся направлений современной астрофизики. Создаются новые мощные инструменты, как наземные (APEX, EVLA и др.), так и космические (Spitser, Herschel), которые открывают новые возможности для изучения этих объектов. Исследование процесса образования звезд и связанного с ним процесса образования планет будет играть важную роль в исследованиях, которые планируется проводить на интерферометре миллиметрового и субмиллиметрового диапазона длин волн ALMA, который должен вступить в строй в 2012 году.

Из наблюдений известно, что звезды образуются в плотных ядрах молекулярных облаков (называемых также дозвездными или беззвездными ядрами). Хотя до сих пор нет общепризнанного сценария образования таких ядер [1], их состав и строение в основных чертах известны. Основным компонентом газа в этих облаках является молекулярный водород. Следующим по обилию компонентом является гелий, чье содержание по отношению к водороду составляет около 20%. Основными примесными элементами являются кислород (O), углерод (C) и азот (N); менее обильными элементами являются S, Si, Na, Mg, Fe; обнаружены соединения, содержащие фосфор и фтор. В холодном газе плотных ядер происходят химические реакции, которые приводят к образованию разнообразных молекул. Наиболее существенную роль играют ион-молекулярные реакции, которые часто являются экзотермическими и не имеют барьеров активации. Наиболее обильной молекулой (после H2) становится окись углерода (CO) с относительным содержанием порядка 10-4, которая ”запирает” практически весь свободный углерод. Оставшийся кислород может находиться в виде H2O, O, O2. Однако в результате газофазных реакций возможно образование и весьма сложных молекул, таких, как метанол (CH3OH), метилацетилен (CH3CCH) или муравьиная кислота (HCOOH) [2] в таких количествах, что их вполне можно наблюдать.

Помимо газа, в межзвездной среде присутствует пыль, масса которой составляет 1% от массы газа. Ядра пылинок состоят из графита или силикатов. При большой плотности среды существенная часть молекул аккрецирует (вымерзает) на пылинки, образуя мантии из летучих веществ (льда), полосы поглощения которых можно наблюдать в инфракрасном диапазоне. Основным компонентом ледяных мантий является H2O; обилие H2O по отношению к водороду достигает 10-4. Обилие остальных компонентов льда по отношению к H2O не превышает 20%. На поверхности пылевых частиц молекулы вступают в реакции друг с другом; кроме того, они взаимодействуют с ультрафиолетовыми и рентгеновскими фотонами и космическими лучами. В результате на пылинках образуются разнообразные молекулы, включая очень сложные. Когда после формирования молодой звезды окружающие ее газ и пыль нагреваются, мантии испаряются, обогащая межзвездный газ такими молекулами, как CH3OCHO, CH3OCH3, CH3COOH и др., которые в газовой фазе не образуются или образуются в слишком малых количествах для того, чтобы их можно было наблюдать. В результате образуются области, назвыаемые горячими ядрами (см. далее).

Большое количество наблюдений и теоретических работ привели к пониманию в общих чертах процесса образования звезд малой массы. Характерные размеры плотных ядер, в которых формируются звезды малой массы, составляют доли парсека, массы несколько масс Солнца; плотность достигает значений 105-106 см-3. Ядра начинают коллапсировать с образованием центральных протозвездных объектов и околозвездных дисков (торов), которые со временем превращаются в молодые звезды и протопланетные диски [3, 4]. Классификация молодых звездных объектов (МЗО) была предложена Ладой и Уилкингом [5] и Ладой [6] и дополнена Андре и др. [7].

Наиболее молодые объекты, у которых массы протозвезд меньше массы окружающего плотного ядра (МЗО класса 0) погружены в ”коконы” из холодной пыли и значительную часть энергии излучают в субмиллиметровом диапазоне. За время порядка 104-105 лет объекты класса 0 эволюционируют в МЗО класса I, которые основную часть энергии излучают в дальнем ИК диапазоне ( 100 мкм). Протозвезды классов 0 и I ускоряют мощные, коллимированные биполярные потоки. Эти потоки, наряду с излучением и аккрецией вещества удаляют газ и пыль из окрестностей протозвезд, просветляя их. Протозвезды становятся видимыми на все более и более коротких волнах. По мере дальнейшей эволюции протозвезд (класс II, затем класс III) максимум излучения сдвигается из ближнего ИК-диапазона в видимую часть спектра. За время порядка 107 лет образуются классические звезды типа Т Тельца, которые соответствуют классу II, и звезды Т Тельца со слабыми линиями (класс III).

Звездами большой массы принято считать звезды с массами выше 8 M (спектральные классы B3 и более ранние). Звезды большой массы, как и звезды малой массы образуются в результате гравитационного сжатия в плотных ядрах молекулярных облаков, однако детали процесса звездообразования в случае звезд большой массы известны гораздо хуже, чем в случае звезд малой массы. Это объясняется трудностями как наблюдательного, так и теоретического характера. Области образования звезд большой массы являются достаточно редкими объектами и поэтому расположены достаточно далеко от Солнца. Ближайшая область образования звезд большой массы, Orion–KL, находится на расстоянии 500 пк от Солнца; типичное расстояние до этих областей составляет 2–3 кпк или больше.

Протозвезды большой массы окружены непрозрачными оболочками с поглощением в видимой области порядка 1000m и выше. Кроме того, звезды большой массы обычно образуются в скоплениях.

Звезды большой массы эволюционируют гораздо быстрее звезд малой массы и достигают главной последовательности гораздо раньше, чем рассеиваются ”коконы”, в которых они образуются. До сих пор не разработана последовательность этапов образования звезд большой массы, подобная описанной выше последовательности для звезд малой массы. Считается, что массивные звезды формируются внутри плотных ядер, имеющих температуру 20–50 К, массы от сотен до тысяч солнечных масс и размеры 0.1–3 пк, которые иногда называют ”теплыми” облаками (Олми и др. [8].

Вокруг молодых массивных звездных объектов (ММЗО) уже на ранних стадиях эволюции образуются горячие ядра–области газа, где температура выше 100 K [9]. В этих областях в газовой фазе обилие различных молекул, в первую очередь, сложных органических соединений оказывается повышенным за счет испарения мантий пылинок. Горячие ядра проявляют себя богатым молекулярным спектром в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах длин волн.

Другими объектами, возникающими на самых ранних этапах образования звезд большой массы (вслед за горячими ядрами или даже одновременно с ними) являются гиперкомпактные зоны HII–области ионизованного водорода, имеющие характерные размеры 0.01 пк и меру эмиссии 108-1010 см-6 пк [10]. При таких больших значениях меры эмиссии частота точки перегиба спектра становится равной 30–50 ГГц. Важной отличительной чертой гиперкомпактных зон HII являются широкие радиорекомбинационные линии. Многие из них имеют ширину свыше 40 км с-1, а ширина линии H66 в источнике NGC 7538IRS1 превышает 150 км с-1 [11].

Вслед за горячими ядрами и гиперкомпактными зонами ионизованного водорода появляются ультракомпактные зоны НII (UCHII). Размеры этих источников не превышают 1017 см, электронная плотность составляет порядка 104 см-3 и выше, а частота точки перегиба становится порядка 5 ГГц [12]. Расширяясь, ультракомпактные зоны НII эволюционируют в классические зоны ионизованного водорода, видимые в оптическом диапазоне.

Практически всем этапам процесса образования звезд большой массы сопутствуют мазеры в линиях разных молекул. Наиболее яркими мазерами являются мазеры водяного пара, гидроксила и метанола. В то время, как мазеры водяного пара и гидроксила наблюдаются как в областях звездообразования, так и в оболочках звезд поздних спектральных классов, мазеры в линиях метанола до сих пор обнаружены исключительно в областях звездообразования.

Звезды как малой, так и большой массы возникают в областях, непрозрачных для излучения в оптическом, а подчас и ближнем ИК-диапазонах.

Кроме того, температура коконов, в которые погружены протозвезды на ранних этапах эволюции не превышает несколько десятков градусов Кельвина, и они излучают только в радио- и дальнем ИК- диапазонах. Эти факты придают особую важность радиоастрономическим наблюдениям подобных областей. Основной объем информации о разных стадиях процесса звездообразования получен и продолжает получаться из наблюдений радиолиний молекул. Радиолинии разных молекул с различными значениями частоты и энергии уровней позволяют исследовать газ во всем диапазоне значений температуры и плотности газа, типичных для областей звездообразования. Они же позволяют исследовать молекулярный состав газа, который влияет на степень ионизации среды и определяет скорость ее охлаждения. Поэтому без наблюдений молекул невозможно моделировать процесс гравитационного сжатия. Еще одним важным результатом, полученным методами радиоастрономии является обнаружение сложных органических ”предбиологических” молекул, которые могут играть важную роль в синтезе соединений, необходимых для возникновения жизни.

Поэтому наблюдения молекулярных радиолиний важны и для изучения проблемы возникновения жизни, которая является одной из важнейших научных проблем современности. Таким образом, наблюдения молекулярных радиолиний сохраняют свою актуальность, причем постоянно улучшающиеся характеристики радиоастрономической аппаратуры позволяют решать такие задачи, которые ранее ставить было невозможно. В данной работе представлены полученные автором результаты наблюдений радиолиний космических мазеров и тепловых молекулярных радиолиний в направлении теплых облаков и горячих ядер.

Цель работы Целью работы является изучение областей звездообразования с помощью мазерного и теплового радиоизлучения метанола и других молекул. Она разбивается на более мелкие задачи, а именно: 1) поиск новых мазерных линий и мазерных источников метанола в областях образования звезд большой массы; 2) поиск метанольных мазеров в областях образования звезд малой массы; 3) проверка возможности возникновения компактных мазеров в протяженных источниках за счет турбулентности, для чего необходимо определить температуру возбуждения мазерных переходов по тепловым линиям; 4) определение основных физических характеристик плотных ядер областей звездообразования по тепловым линиям метанола, используя аналитические методы и расчеты статистического равновесия; 5) поиск новых молекулярных линий и новых молекул; возможно более полное определение молекулярного состава газо-пылевых облаков при помощи спектральных сканов, перекрывающих широкие полосы частот.

На защиту выносятся:

1. Открытие метанольных мазеров I класса в линии 6-1 -50E на частоте 132.9 ГГц.

2. Открытие метанольных мазеров I класса в линии 8-1 - 70E. Эти мазеры являются наиболее высокочастотными метанольными мазерами, которые когда-либо наблюдались в космосе.

3. Обнаружение новых мазерных источников в линии метанола 5-1 - 40E в областях образования звезд большой массы.

4. Обнаружение теплового излучения метанола в линиях J0 - J-1E и J1 - J0E, ранее в космосе не наблюдавшихся; обнаружение множества новых тепловых источников в линиях метанола 00 - 1-1E и 8-1 - 70E.

Список новых радиолиний молекул CH3OCHO, SO2, CH3CN и HCCCN в 2-мм диапазоне длин волн.

5. Определение температуры возбуждения линий 5-1 - 40E и 6-1 - 50E, которое показало, что даже широкие линии 5-1 - 40E и 6-1 - 50E, как правило, инвертированы. Определение параметров молекулярных облаков по линиям метанола при помощи вращательных диаграмм и расчетов статистического равновесия.

6. Результаты спектрального обзора темного облака ТМС-1 в диапазоне частот 4–6 ГГц, который на сегодняшний день является наиболее низкочастотным спектральным обзором молекулярного облака. Список из 10 молекулярных радиолиний, ранее в космосе не наблюдавшихся, которые были обнаружены в результате этого обзора и наблюдений на специально выбранных частотах в диапазоне 8–10 ГГц. Вывод о том, что наблюдения молекул на низких частотах могут оказаться информативными при изучении темных облаков при достижении чувствительности 5–10 мK или лучше.

7. Определение молекулярного состава областей образования звезд большой массы W51 e1/e2 и DR 21(OH) в результате спектральных обзоров в диапазоне частот 84–115 ГГц. Список из 58 радиолиний различных молекул, обнаруженных и отождествленных в результате спектрального сканирования области W51 e1/e2.

8. Открытие метанольных мазеров в областях образования звезд малой массы. Список кандидатов в мазеры этих областях, найденных в линиях 70-61A+ и 4-1-30E. Измерение яркости нового источника в линии 70 -61A+, обнаруженного в темном облаке L1157, которое показывает, что источник действительно является мазером.

Научная новизна работы.

Основные новые результаты, полученные в диссертации, заключаются в следующем:

1. Открыты метанольные мазеры в линии 6-1-50E на частоте 132.9 ГГц.

Ранее в этой линии метанольные мазеры не наблюдались. В результате обзора, проведенного на частоте этой линии обнаружено семь мазерных источников; кроме мазеров, зарегистрировано множество источников теплового излучения. Показано, что мазеры в линии 6-1 - 50E относятся к I классу.

2. Открыты метанольные мазеры I класса в линии 8-1 - 70E на частоте 229.8 ГГц (длина волны порядка 1 мм); в этой линии обнаружено четыре мазерных источника. Мазеры в линии 8-1 -70E являются наиболее высокочастотными метанольными мазерами, которые когда-либо наблюдались в космосе.

3. Впервые проведены обзоры областей звездообразования в мазерных линиях I класса 5-1 - 40E на частоте 84.5 ГГц и 80 - 71A+ на частоте 95.2 ГГц. В результате обзора на частоте 84.5 ГГц обнаружено 13 новых мазерных и 48 тепловых источников. На частоте 95.2 ГГц обнаружено пять новых тепловых источников.

4. Впервые обнаружено излучение в линиях метанола J0 - J-1E на частоте 157 ГГц. В результате обзора, проведенного на 157 ГГц найдено 73 тепловых источника.

5. Используя тепловое излучение, зарегистрированное при обзорах на 132.9, 84.5 и 157 ГГц определена температура возбуждения линий 6-1 - 50E и 5-1 - 40E. Показано, что эти линии инвертированы даже в тех случаях, когда их ширина составляет 3–5 км c-1, что типично для теплового, а не мазерного излучения. Линии остаются широкими потому, что их оптическая толща невелика и сужение линий за счет мазерного эффекта не происходит. Этот результат показывает принципиальную применимость моделей, согласно которым компактные мазерные источники возникают в турбулентной среде за счет большей длины когерентности вдоль некоторых направлений.

6. Впервые обнаружено излучение в линиях метанола J1 - J0E на частоте 166 ГГц. В результате обзора, проведенного на этой и двух других частотах с помощью 30-м радиотелескопа на горе Пико Велета (Испания) найдено множество тепловых радиоисточников метанола.

Двадцать восемь тепловых источников найдено в линии 00 - 1-1E, шестнадцать в линии 8 - 1 - 70E, восемь в линии 3-2 - 4-1E и шестнадцать в линиях J1 - J0E.





7. Показано, что линии серии J1-J0E пригодны для определения кинетической температуры (в отличие от линий ряда других серий, например, 2K -1K или 5K -4K). Кроме того, показано, как по виду вращательной диаграммы определить, являются ли линии J1-J0E оптически тонкими и отсеять те случаи, когда это условие не выполняется. Определена вращательная температура для девяти источников, которая попала в интервал значений 12–35 K.

8. Определены основные параметры ряда плотных ядер в областях образования звезд большой массы по линиям J0 - J-1E и 2K - 1K, используя расчеты статистического равновесия методом Большого Градиента Скорости. Сравнение полученных значений температуры со значениями, определенными по линиям метилацетилена, который является общепризнанным ”термометром” межзвездного газа продемонстрировало, что температура газа может быть определена таким образом достаточно надежно. Сделан вывод о перспективности использования теплового радиоизлучения метанола для диагностики молекулярных облаков.

9. Проведены спектральные обзоры трех источников, которые связаны с тремя разными типами молекулярных облаков. Источник TMC-1 является темным облаком; в области W51 e1/e2 доминируют горячие ядра, а DR21(OH) является плотным ядром в области образования звезд большой массы. Спектральный обзор ТМС-1 выполнен в полосе частот 4–6 ГГц и является наиболее низкочастотным спектральным обзором молекулярного облака, проведенным до настоящего времени. Диапазон частот спектральных обзоров источников W51 e1/e2 и DR 21(OH) составляет 84 115 ГГц.

В источнике TMC-1 в результате обзора и высокочувствительных наблюдений на выделенных частотах в полосах 4–6 ГГц и 8–10 ГГц найдено десять молекулярных радиолиний, которые ранее в межзвездной среде не наблюдались.

В области звездообразования W51 e1/e2 обнаружено 105 молекул, в том числе сложные органические соединения, такие, как CH3OCH3, CH3COCH3 и C2H5OOCH. Было зарегистрировано 93 линии, которые ранее в космосе не наблюдались. Пятьдесят восемь линий удалось отождествить. Они принадлежат молекулам CN, CH3CH2OH, CH3CN, CH3COCH3, CH3OCHO, CH3OH, CH3OCH3, H13CCCN, HCOOH, NH2CHO и OC34S. Получен верхний предел на лучевую концентрацию простейших аминокислот глицина и аланина.

В области DR 21(OH) зарегистрировано излучение 78 молекул. В основном это молекулы, хорошо известные по наблюдениям темных облаков и спокойного газа плотных ядер в областях образования звезд большой массы. Относительное содержание большинства из них оказалось близким к тому, которое было получено при спектральном сканировании источника Sgr B2(NW) области, где до сих пор не обнаружено никаких признаков звездообразования.

10. Впервые открыты метанольные мазеры I класса в областях образования звезд малой массы. Мазеры обнаружены в линиях 70 - 61A+, 4-1 - 30E, 80 - 71A+ и, возможно, 5-1 - 40E в направлении крыльев пяти биполярных потоков, движимых молодыми звездными источниками класса 0. При помощи наблюдений на антенной решетке VLA получена карта мазерного излучения в линии 70 -61A+ в направлении голубого крыла биполярного потока в облаке L1157. Впервые удалось обнаружить пространственное совпадение метанольных мазеров с мелкомасштабными ( 1016 см) сгустками газа, зарегистрированными в тепловых линиях метанола и других молекул. Проанализированы традиционные модели возникновения мазеров. Кроме того, на основании формы мазерных линий предложена модель, согласно которой мазеры возникают в протозвездах на самых ранних этапах эволюции (на начальной стадии сжатия в режиме свободного падения). Анализ показал, что без дополнительных наблюдений невозможно отдать предпочтение какой-либо модели.

Личный вклад автора Большинство работ С.В. Каленского выполнено в соавторстве и опубликовано в совместных статьях. В диссертацию включены те работы, в которых его вклад был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов. Более подробно личный вклад автора можно охарактеризовать следующим образом:

Автор принимал участие в поисках мазерных источников в линиях 6-1 - 50E, 8-1 - 70E и 80 - 71A+, описанных во 2 главе, в равной степени с остальными соавторами на всех этапах работы: постановка задачи, наблюдения, обработка и интерпретация данных, написание статей. Обзор в линии 5-1 - 40E был проведен по инициативе автора, и его вклад в эту работу является основным: наблюдения были проведены совместно с А.В.

Алакозом, а обработку данных автор выполнил самостоятельно, подключив остальных соавторов на стадии обсуждения статьи.

Автором была предложена аналитическая модель возбуждения метанола, которая впоследствии была доработана совместно с В.И. Слышом.

Автор принимал участие в постановке задачи и наблюдениях линий J0 - J-1E на 12-м радиотелескопе Китт Пик, а также в наблюдениях в трех диапазонах частот на 30-м радиотелескопе Пико Велета, описанных в 3 главе, в равной степени с остальными соавторами, однако данные по тепловому радиоизлучению метанола и других молекул обрабатывал самостоятельно. Определение температуры возбуждения переходов 6-1 - 50E и 6-1 - 50E было выполнено автором по инициативе В.И. Слыша. Определение температуры и других параметров газа при помощи вращательных диаграмм и расчетов статистического равновесия было выполнено автором самостоятельно.

Постановка задачи и проведение наблюдений по программе спектрального сканирования ТМС-1 в диапазоне частот 4–6 ГГц, описанного в 4 главе были осуществлены в равной степени автором и В.И. Слышом. Обработка результатов наблюдений и построение вращательных диаграмм были выполнены автором самостоятельно.

Автор внес основной вклад в работу по спектральному сканированию источников W51e1/e2 и DR21(OH) в 3-мм диапазоне длин волн. Постановка задачи была осуществлена совместно с д-ром Юханссоном (Онсальская Космическая Обсерватория). Наблюдения были проведены д-ром Юханссоном при незначительном участии автора, но обработка и анализ данных, приведенные в 4 главе диссертации, были полностью осуществлены автором. Статьи по спектральным сканам этих источников также были написаны автором самостоятельно.

Автор внес основной вклад в работу по поиску метанольных мазеров I класса в областях образования звезд малой массы, описанную в 5 главе.

Автор обосновал целесообразность поиска этих мазеров, подал заявку на наблюдения на 20-м радиотелескопе в Онсале и лично участвовал в наблюдениях. Обработка результатов наблюдений целиком проведена автором.

Им же были обработаны результаты интерферометрических наблюдений области L1157, включенной по его же предложению в программу наблюдений на VLA, и проанализированы модели мазеров, описанные в 5 главе.

Научная и практическая ценность работы.

Исследования, описанные в диссертации, дали ряд результатов, имеющих научную и практическую ценность. На них могут базироваться новые экспериментальные и теоретические работы по изучению радиоисточников, (в первую очередь метанольных мазеров) в областях звездообразования.

Конкретно можно выделить следующие результаты:

• Обнаружены новые мазерные линии метанола, относящиеся к I классу. Эти линии должны использоваться и используются при изучении накачки мазеров [14]. Кроме того, одна из новых линий, 6-1 - 50E показывает наиболее сильную степень линейной поляризации среди всех мазерных линий I класса [15] и может использоваться в различного рода поляризационных исследованиях.

• Проведены обзоры и обнаружены новые мазерные и тепловые источники в линиях метанола 5-1 - 40E, 80 - 71A+ и др., которые могут использоваться при моделировании метанольных мазеров, статистических исследованиях и в последующих наблюдениях на антенных решетках миллиметрового диапазона длин волн.

• Обнаружены серии тепловых линий метанола J0-J-1E и J1-J0E, которые впоследствии активно использовались и продолжают использоваться для определения основных параметров межзвездного газа [16, 17, 18].

• Показано, что мазерные линии метанола, относящиеся к I классу, инвертированы в плотных ядрах молекулярных облаков даже тогда, когда их ширина составляет 3 - 5 км c-1 или больше. Этот результат должен использоваться при разработке моделей мазерных источников.

• При помощи вращательных диаграмм и расчетов статистического равновесия определена температура и плотность нескольких десятков плотных ядер молекулярных облаков. Полученные значения параметров могут использоваться при дальнейшем изучении этих источников.

• При помощи спектрального сканирования областей образования звезд большой массы W51e1/e2 и DR 21(OH) определен молекулярный состав и основные физические параметры этих областей. Обнаружены молекулярные линии, ранее в космосе не наблюдавшиеся. Эти результаты могут использоваться при построении химико-динамических моделей источников. Показано, что горячие ядра e1 и e2 в области Wобладают молекулярным составом, сравнимым по богатству с такими ”космическими лабораториями”, как Sgr B2(N) и Orion-KL. Этот факт должен учитываться при дальнейших поисках молекул в межзвездной среде, и в первую очередь, предбиологических соединений.

• Открыты метанольные мазеры I класса в областях образования звезд малой массы, связанные с крыльями биполярного истечения вещества.

Мазеры, обнаруженные в направлении голубого крыла биполярного потока, движимого протозвездой малой массы L1157-мм удалось отождествить со сгустками газа, наблюдавшимися в тепловых линиях метанола и других молекул. Этот результат открывает новые возможности как для изучения мазеров, так и для исследования взаимодействия высокоскоростного газа с окружающим молекулярным облаком.

Апробация результатов Изложенные в диссертации результаты диссертации докладывались и обсуждались на Астрофизических семинарах Астрокосмического Центра ФИАН; на семинарах отдела космической радиоастрономии АКЦ ФИАН; на XXVI и XXVII Конференциях по Галактической и внегалактической радиоастрономии (Санкт-Петербург, 1995, 1997); на Всероссийских астрономических конференциях (Пущино, 1999; Санкт-Петербург, 2000, 2001; Москва, 2004; Казань, 2007); на 178 Симпозиуме МАС ”Molecules in Astrophysics:

Probes and Processes (Лейден, Нидерланды, 1996); на 197 Симпозиуме МАС ”Astrochemistry: from Molecular Clouds to Planetary Systems” (Согвипо, Южная Корея, 1999); на международной конференции "High-mass star formation:

an origin in clusters"(2000, Вольтерра, Италия); на международной конференции "Chemistry as a diagnostic of star formation"(2002, Ватерлоо, Канада); на четвертом симпозиуме в Церматте "The Dense Interstellar Medium in Galaxies"(2003, Церматт, Швейцария); на конференции JENAM "The many scales of the Universe"(2004, Гранада, Испания); на 227 Симпозиуме МАС "Massive Star Birth: a Crossroads of Astrophysics"(2005, Ачиреале, Италия); на конференции ”Звездообразование в Галактике и за ее пределами” (2006, Москва, Россия); на XV Симпозиуме ”Молекулярная спектроскопия высокого разрешения” (HighRus-2006) (2006, Нижний Новгород– Казань–Нижний Новгород, Россия); на российско-китайском симпозиуме "Millimeter wave astronomy and star formation"(2007, Нижний Новгород, Россия); на международной конференции ”Protostellar jets in context” (2008, Иксия, Греция); на конференции ”150 лет спектральным исследованиям в астрофизике: от Кирхгофа до наших дней” (Кirchhoff-150) (2009, Научный, Украина). На 206 Симпозиуме МАС ”Cosmic Masers: from protostars to blackholes” были представлены стендовые доклады без личного участия автора.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из Введения (Глава 1), четырех глав (Главы 2–5), в которых изложено содержание диссертации, Заключения (Главы 6), пяти Приложений и Списка цитируемой литературы. Объем диссертации составляет 284 страницы, включая 39 рисунков и 29 таблиц и библиографию из 266 наименований на 33 страницах.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении (Глава 1) приведено краткое описание современного состояния исследований процесса звездообразования. На основе этого описания обоснована актуальность темы диссертации и сформулирована цель работы. Описана степень новизны основных научных результатов и их апробация, а также их научная и практическая ценность и личный вклад автора.

Изложено краткое содержание диссертации и приведен список опубликованных работ по теме диссертации.

Глава 2. Изучение метанольных мазеров I класса. Данная глава посвящена результатам, полученным в результате наблюдений метанольных мазеров I класса. В разделе 2.1 (Постановка задачи) дано описание классификации метанольных мазеров, которая была предложена Батрлой и др. [19] и Ментеном [13], а также основных свойств этих мазеров и состояние исследований в соответствующей области на момент начала работы. Согласно классификации Ментена, все метанольные мазеры можно разделить на два класса, I и II, причем каждому классу присущ определенный набор мазерных переходов. Наиболее сильные мазеры I класса наблюдаются в переходе 70 - 61A+ на частоте 44.1 ГГц. Плотность потока наиболее интенсивных источников на этой частоте превышает 500 ян, а их светимость (в предположении, что источники изотропны) составляет порядка 1024-1025 эрг с-1.

Кроме мазеров на частоте 44.1 ГГц, к I-му классу относятся мазеры в линии 4-1 -30E на частоте 36.2 ГГц, 5-1 -40E на частоте 84.5 ГГц, 80 -71A+ на частоте 95.2 ГГц, мазеры в линиях J2 - J1E на частоте 25 ГГц и др.

Мазеры II класса, наблюдаемые в линиях 51 -60A+, 20 -3-1E, 31 -40A+ и др. возникают в ближайших окрестностях протозвезд большой массы, которые наблюдаются как компактные инфракрасные источники. Эти мазеры часто бывают связаны с ультракомпактными зонами HII и мазерами ОН и H2O. Мазеры I класса обычно наблюдаются на некотором удалении от этих объектов. Отличия в свойствах связаны с различиями в механизмах возбуждения мазеров I и II классов. Моделирование мазерных источников показывает, что инверсия в мазерных линиях I класса возникает под действием столкновений, в то время как мазеры II класса возникают под действием внешнего излучения [20, 21, 22]. Метанольные мазеры I класса следует разделить на две группы. К первой группе относятся мазеры в линиях 70 - 61A+, 4-1 - 30E, 5-1 - 40E и др., у которых верхний уровень находится на так называемой основной лесенке последовательности уровней с одним и тем же значением квантового числа K, которая содержит основной уровень. Ко второй группе относятся мазеры в линиях J2 - J1E на частоте 25 ГГц. Детали процесса возбуждения этих двух групп мазеров отличаются [23, 24]. В диссертации рассматриваются только мазеры I группы.

На момент начала данной работы было известно 12 мазерных переходов I класса, однако лишь пять из них относились к первой группе. Такое количество переходов явно недостаточно для надежного моделирования мазеров. Поэтому было (и остается до сих пор) необходимо искать новые мазерные переходы.

В разделе 2.2 описаны результаты поисков мазеров в линии 6-1 - 50E на частоте 132.9 ГГц. Верхний сигнальный уровень этой линии, 6-1E, расположен на основной лесенке. Более того, расположение сигнальных уровней перехода 6-1 - 50E похоже на расположение уровней перехода 5-1 - 40E на частоте 84.5 ГГц, в котором Батрла и Ментен [25] обнаружили мазеры I класса в направлении области звездообразования DR21(OH). Поэтому разумно предположить, что в линии 6-1-50E, так же как и в линии 5-1-40E могут наблюдаться мазеры I класса.

Наблюдения были выполнены на 12-м радиотелескопе Национальной Радиоастрономической Обсерватории (НРАО)1 на горе Китт Пик2, Аризона, США, в дистанционном режиме через Интернет непосредственно из Астрокосмического центра. В линии 6-1 - 50E было обнаружено семь мазерных и 38 тепловых источников.

Все мазеры на частоте 132.9 ГГц обнаружены в источниках, которые демонстрируют сильное мазерное излучение в других мазерных переходах I класса OMC-2, NGC 2264, M8E, W33Met, L379, DR 21(OH) и DR 21-West.

Лучевые скорости мазерных линий на 132.9 ГГц совпадают с лучевыми скоростями мазеров I класса на других частотах. Этот факт подтверждает, что мазеры в линии 6-1 - 50E относятся к I классу и возникают совместно с мазерами в других линиях, относящихся к I классу. Мазеры на частоте 132.9 ГГц слабее мазеров на частоте 44.1 ГГц; значения плотности потока в максимуме линий на 132.9 ГГц в 5–27 раз меньше, чем соответствующие значения на 44.1 ГГц; в то же время ширина линий на частоте 132.9 ГГц оказалась в 1.4–4 раза больше, чем на частоте 44.1 ГГц.

Национальная Радиоастрономическая Обсерватория управляется Ассоциацией Университетов, Инк., по контракту с Национальным Научным Фондом Теперь это радиотелескоп Аризонской Радиоастрономической Обсерватории В разделе 2.3 описаны результаты поисков мазеров в линии 8-1 - 70E на частоте 229.8 ГГц (длина волны порядка 1 мм). Ранее в этой линии метанольные мазеры не наблюдались. Расположение сигнальных уровней перехода 8-1 -70E аналогично расположению уровней переходов 6-1 -50E и 5-1-40E, поэтому на частоте 229.8 ГГц также можно было рассчитывать обнаружить мазеры I класса.

Поиски мазеров в линии 8-1 -70E проводились в 1995 г. с помощью 30-м радиотелескопа Института Миллиметровой Радиоастрономии (IRAM), который расположен на высоте около 3000 м на горе Пико Велета (Испания).

Богатые технические возможности этого телескопа позволяют проводить наблюдения в трех диапазонах длин волн (1, 2 и 3 мм) одновременно и захватывать широкий диапазон частот при помощи широкополосных спектрометров. Поэтому одновременно с линией на частоте 229.8 ГГц удалось пронаблюдать линию 00 - 1-1E на частоте 108.9 ГГц (3мм), серию линий J1 - J0E на частоте 165 ГГц (2 мм), и линию 3-2 - 4-1E (1 мм) которые, согласно расчетам статистического равновесия [22] могут быть инвертированы в мазерных источниках II класса. Кроме перечисленных линий, в наблюдавшиеся диапазоны частот попало множество других линий разных молекул.

В линии 8-1 - 70E удалось обнаружить четыре мазерных источника.

Таким образом, впервые удалось найти мазеры на частоте 229.8 ГГц. Эти мазеры являются наиболее высокочастотными среди всех метанольных мазеров, наблюдавшихся до сих пор. Они оказались намного слабее, чем мазеры в линии 70 - 61A+ на частоте 44.1 ГГц и даже чем мазеры в линии 6-1 - 50E на частоте 132.9 ГГц в тех же источниках. Плотность потока наиболее сильного источника, DR 21-West составляет всего 32 ян, тогда как на частоте 132.9 ГГц она равна 65 ян.

В разделе 2.4 описаны результаты обзора областей звездообразования в линии 5-1 -40E на частоте 84.5 ГГц и короткого пилотного обзора в линии 80 - 71A+ на частоте 95.2 ГГц. Мазеры на частоте 84.5 ГГц были обнаружены Батрла и Ментеном [25] и Ментеном [13]; мазеры на частоте 95.ГГц наблюдались Охиши и др. [26], Ментеном [13], Накано и Иошидой [27] и Пламбеком и Ментеном [28]. Однако ни на той, ни на другой частоте обзоры не проводились.

Пилотный обзор на частоте 95.2 ГГц был выполнен в октябре 1992 г на 14-м радиотелескопе в Метсахови (Финляндия). Линии были обнаружены в направлении 9 источников из 11 наблюдавшихся, однако новых мазеров найти не удалось. Наблюдения на частоте 84.5 ГГц проводились на 20м телескопе миллиметрового диапазона в Онсале (Швеция). Линии были найдены в 48 источниках из 50 наблюдавшихся; в спектрах 13 источников были найдены узкие мазерные детали.

Соотношение между пиковыми интенсивностями мазерных линий на 84. и 132.8 ГГц, которое можно аппроксимировать формулой TA(132.8) = 0.49 TA(84.5) + 14.0 показывает, что яркость мазеров на частоте 84.5 ГГц в среднем в два раза превышает яркость мазеров на частоте 132.8 ГГц. Тем не менее, мазеры в линии 5-1 - 40E существенно слабее мазеров в линии 70 - 61A+.

В разделе 2.5 резюмируются основные результаты Главы 2.

Глава 3. Тепловые линии метанола и других молекул.

В разделе 3.1 (Постановка задачи) отмечен тот факт, что при наблюдениях метанольных мазеров можно получить богатый материал по тепловому радиоизлучению. Дело в том, что метанольные мазеры как I, так и II классов часто бывают наложены на тепловое радиоизлучение. Более того, во многих источниках даже в мазерных линиях наблюдается только тепловое излучение. Яркий пример подобного рода дают результаты обзора в линиях J0 - J-1E на частоте 157 ГГц, где было обнаружено 4 мазера II класса и тепловых источника [29, 30]. При наблюдениях мазеров в линии 8-1 - 70E на Пико Велета, описанных в Главе 2, также найдено в основном тепловое излучение. Большинство зарегистрированных линий 8-1 - 70E тепловые;

только тепловое излучение обнаружено в линиях J1 - J0E, 3-2 - 4-1E и 00 - 1-1E (за исключением источника М8Е, где в этой линии был обнаружен мазер). Кроме того, в полосу спектрометра, помимо линий метанола, попали линии некоторых других молекул.

Таким образом, в результате поисков мазерного излучения появилась обширная база данных по тепловым линиям метанола и других молекул, которую можно использовать для определения тех или иных характеристик областей, в которых эти линии возникают. В Главе 3 приведены результаты, полученные с помощью этой базы данных.

Раздел 3.2 посвящен анализу теплового радиоизлучения, обнаруженного в линиях J0 - J-1E на частоте 157 ГГц, а также в линиях 6-1 - 50E и 5-1 - 40E. В результате была определена температура возбуждения линий 6-1 - 50E и 5-1 - 40E. Цель этой работы заключалась в следующем.

Cуществует предположение, что компактные мазерные источники возникают в турбулентной среде за счет того, что в турбулентном поле скоростей длина когерентности вдоль некоторых направлений оказывается выше, чем в среднем по источнику. Если мазеры ненасыщенные, то интенсивность мазерного излучения пропорциональна exp(-) = exp(-l), где – оптическая толща вдоль луча зрения, –коэффициент поглощения, l–длина когерентности. Таким образом, возрастание длины когерентности означает увеличение оптической толщи, и, следовательно, яркости излучения вдоль этого направления. При достаточно большой лучевой концентрации молекул в источнике контраст яркости может оказаться достаточно велик для того, чтобы изображение области распалось на ряд ярких пятен. Соболев и др. [31] применили такую модель к анализу результатов интерферометрических наблюдений метанольных мазеров J2 - J1E на частоте 25 ГГц и пришли к выводу, что она позволяет объяснить наблюдательные данные. Основные результаты Соболева и др. [31] можно распространить и на другие мазерные линии, в том числе 6-1 - 50E и 5-1 - 40E. Однако для того, чтобы модель работала, необходимо, чтобы соответствующая линия была инвертирована. Для того, чтобы понять, применима она ли к линиям 6-1 - 50E и 5-1 - 40E мы и стали определять их температуру возбуждения с помощью очень простого прямого метода.

Если линии 6-1 - 50E и 5-1 - 40E оптически тонкие, то по их интенсивности можно определить населенность их верхних уровней, 6-1E и 5-1E.

Используя интенсивность линий 50 - 5-1E и 40 - 4-1E из серии J0 - J-1E, можно определить населенность уровней 50E и 40E, которые являются нижними уровнями переходов 6-1 - 50E и 5-1 - 40E. Зная верхние и нижние уровни этих переходов можно определить их температуру возбуждения.

Используя имевшийся в нашем распоряжении набор линий мы определили температуру возбуждения еще двух переходов 60 - 6-1E и 50 - 40E.

Результаты определения температуры возбуждения можно резюмировать следующим образом. Практически во всех наблюдавшихся источниках линии 6-1 - 50E и 5-1 - 40E оказались инвертированными. Таким образом, удалось показать принципиальную применимость моделей, согласно которым компактные мазерные источники возникают в турбулентной среде за счет большой длины когерентности вдоль определенных направлений.

Температура возбуждения перехода 50 - 40E меняется в пределах 9–1К, причем в большинстве источников (40 из 57) она попадает в интервал 20–50 К. Как и ожидалось, температура возбуждения перехода, верхний и нижний уровни которого расположены на одной и той же лесенке попадает в интервал значений, характерных для кинетической температуры газа в плотных облаках. Температура возбуждения перехода 60-6-1E в большинстве источников не превышает 10 K, что соответствует недонаселенности лесенки K = 0 относительно лесенки K = -1. Именно такая картина температур возбуждения разных переходов качественно предсказывается аналитической моделью, описанной в Приложении Е, а также расчетами статистического равновесия.

В разделе 3.3 описаны результаты наблюдений теплового радиоизлучения метанола и других молекул, обнаруженного при наблюдениях на 30-м радиотелескопе Пико Велета. Воспользовавшись богатыми наблюдательными возможностями радиотелескопа, во время поисков мазерного излучения в линии 8-1 - 70E на частоте 229.8 ГГц удалось дополнительно пронаблюдать линию метанола 00 - 1-1E на частоте 108.9 ГГц, а также серию линий J1 - 10E около частоты 165 ГГц. Кроме того, в полосу спектрометров попали линии метанола 3-2 - 4-1E, 195 - 204A+ и 195 - 204A-, а также линии других молекул. В результате было найдено множество тепловых линий метанола, а также цианоацетилена (HC3N), метилформиата (CH3OCHO), метилцианида (CH3CN) и двуокиси серы (SO2), причем линий этих молекул обнаружено впервые.

Используя расчеты статистического равновесия, было показано, что вращательные диаграммы, построенные по линиям метанола J1 - J0E могут служить для оценки кинетической температуры газа (в отличие от диаграмм, построенных по линиям 2K - 1K или 5K - 4K, по которым вращательная температура оказывается намного ниже кинетической температуры). Кроме того, оказалось, что по виду вращательных диаграмм можно определить, являются ли линии J1 - J0E оптически тонкими.

Вращательные диаграммы по линиям J1 - J0E были построены для источников, причем лишь в девяти из них линии оказались оптически тонкими. Вращательная температура в случае этих девяти источников попадает в интервал 12–35 К, что соответствует кинетической температуре газа порядка 20–50 K. Такая температура является типичной для плотных ядер молекулярных облаков.

Раздел 3.4 посвящен определению параметров молекулярных облаков по линиям метанола с помощью расчетов статистического равновесия. Чтобы определить физические параметры газа подобным образом, рассчитывается сетка моделей для различных наборов параметров. Затем проводится сравнение модельных значений яркости линий с наблюдаемыми, которое показывает, какие параметры соответствуют результатам наблюдений, а какие–нет. Как правило, чем больше линий используется, тем сильнее удается ограничить область допустимых значений параметров. Когда есть возможность, разумно применять серии линий, настолько близко расположенных по частоте, что их можно наблюдать совместно. При этом сокращается время наблюдений, а отношения интенсивностей линий, принадлежащих одной и той же серии оказываются свободными от влияния погрешностей наведения и калибровки. В молекулярных облаках обнаружено множество серий линий метанола, что делает метанол хорошим зондом межзвездного газа. Долгое время использование метанола в качестве зонда сдерживалось тем обстоятельством, что были очень плохо известны столкновительные константы, необходимые для проведения расчетов статистического равновесия. Однако сравнительно недавно эти константы были получены в результате квантовомеханических расчетов [32] Используя результаты [32], удалось определить основные параметры газа в нескольких десятках областей звездообразования.

Определение параметров газа проводилось по серии линий J0 - J-1E, обнаруженных во время обзора на 12-м радиотелескопе Китт Пик, и серии линий 2K - 1K на частоте 96 ГГц, либо наблюдавшихся автором [33], либо взятых из работы Минье и др. [34]. Методом LVG была рассчитана сетка моделей для широкого диапазона значений кинетической температуры, плотности газа и удельной лучевой концентрации метанола. Согласие между моделью и результатами наблюдений оценивалось по критерию 2.

Полученные в результате значения температуры и плотности оказались типичными для плотных ядер молекулярных облаков. Кроме того, значения температуры оказались близки к значениям, полученным по линиям известного ”термометра” межзвездного газа метилацетилена. Лишь в трех источниках S231, G29.95–0.02 и NGC 7538 наилучшие значения для метанола и метилацетилена отличаются примерно в два раза; в остальных случаях отличие не превышает полутора.

Таким образом, оказалось, что по тепловым линиям метанола можно определить основные физические параметры молекулярных облаков. Впоследствии перспективность использования метанола в качестве зонда для межзвездного газа была подтверждена в ряде работ как в России, так и за рубежом.

В разделе 3.5 суммируются основные результаты Главы 3.

Глава 4. Спектральные обзоры областей звездообразования.

В разделе 4.1 кратко описаны преимущества спектральных обзоров, перекрывающих широкие диапазоны частот. Отмечено, что спектральные обзоры позволяют наиболее полно исследовать молекулярный состав изучаемой области, и, в частности, искать линии и молекулы, ранее в космосе не наблюдавшиеся. Как правило, в исследуемый спектральный интервал попадает большое число линий одной и той же молекулы, что позволяет достаточно надежно идентифицировать обнаруженные линии. Поэтому множество молекул, наблюдающихся в межзвездной среде и атмосферах звезд на поздних этапах эволюции были впервые обнаружены именно в результате спектральных обзоров.

В разделе 4.2 описаны результаты спектрального обзора темного облака ТМС-1 в полосе частот 4–6 ГГц, проведенного на 305-м радиотелескопе в Аресибо. Этот обзор является наиболее низкочастотным спектральным обзором молекулярного облака, выполненным до настоящего времени. В результате обзора и высокочувствительных наблюдений на специально отобранных частотах в полосах 4–6 ГГц и 8–10 ГГц обнаружен ряд молекулярных радиолиний, в том числе таких, которые ранее в космосе не наблюдались. Большинство обнаруженных линий принадлежит цианополиинам HC3N, HC5N, HC7N и HC9N. Кроме того, обнаружены линии молекул CCS, C3S, C4H, C4H2 и H2CO.

Значения вращательной температуры обнаруженных молекул попадают в интервал 4–9 K. Лучевая концентрация цианополиинов меняется от 5.6 1013 см-2 для HC5N до 2.71012 см-2 для HC9N, в согласии со значениями, полученными с помощью наблюдений на более высоких частотах.

Результаты обзора показали, что наблюдения молекул на низких частотах могут применяться при изучении темных облаков, но для того, чтобы они оказались действительно информативными, порог обнаружения линий должен быть 5–10 мK или ниже. На сегодняшний день наблюдения на частотах порядка 10 ГГц кажутся более предпочтительными, чем наблюдения на более низких частотах.

Раздел 4.3 посвящен описанию спектрального обзора области звездообразования W51 e1/e2 в диапазоне частот 84–115 ГГц. В результате обзора обнаружено излучение 105 молекул и их изотопических разновидностей, начиная от простых двух-трех атомных CO, CS, HCN до сложных органических предбиологических соединений, таких, как CH3OCH3, CH3COCH3 и C2H5OOCH. Излучение пяти из них 13CCH, c-C4H2O, aGg’(CH2OH)2, C2H5OOCH и CH3NH2 удалось обнаружить лишь с помощью составных спектров. Помимо молекулярных линий, найдено множество радиорекомбинационных линий водорода и гелия.

В процессе обзора было зарегистрировано 93 линии, которые ранее в космосе не наблюдались. Пятьдесят восемь из этих линий удалось отождествить. Эти линии принадлежат молекулам CN, CH3CH2OH, CH3CN, CH3COCH3, CH3OCHO, CH3OH, CH3OCH3, H13CCCN, HCOOH, NH2CHO и OC34S.

Существенную часть обнаруженных молекул составляют те из них, которые типичны для горячих ядер. В частности, найдены линии нейтральных молекул CH3OCHO, CH3OCH3, CH3COCH3 и др., которые, по современным представлениям, в газовой фазе существуют лишь в горячих ядрах и в газе, нагретом в результате прохождения ударных волн. Кроме того, найдены линии, возникающие при переходах между колебательно возбужденными уровнями молекул SiO, C4H, HCN, l-C3H, HCCCN, CH3CN, CH3OH, H2O и SO2 с энергией верхнего уровня Eu/k порядка нескольких сотен градусов. Такие линии могут возникать только в горячем газе с температурой порядка 100 K или выше.

Помимо линий нейтральных молекул, были обнаружены линии различных молекулярных ионов. Некоторые из них (N2H+, HCO+, HCS+) являются обычными для молекулярных облаках с большим поглощением в видимой части спектра (AV ). В то же время ион CF+, по современным представлениям, должен наблюдаться в фотонно-доминируемых областях (Photon Dominated Regions) cо значением AV порядка единицы и ниже, и его обнаружение указывает на возможность существования подобных объектов в области e1/e2.

Интересным результатом является возможное обнаружение двух молекул, MgCN и NaCN, ранее наблюдавшихся только в атмосферах звездгигантов поздних спектральных классов. Можно предположить, что условия в наиболее горячих областях W51 (вероятно, в непосредственной близости от протозвезд) близки к условиям в атмосферах звезд-гигантов. Представляет интерес поиск других линий этих молекул с тем, чтобы подтвердить или опровергнуть их обнаружение.

Анализ лучевых скоростей обнаруженных молекул дает основание предположить, что вклад ядра e2 преобладает в излучении некоторых кислородсодержащих молекул (CH3OCHO, CH3CH2OH), а ядра e1 в излучении некоторых азотсодержащих молекул. Таким образом, по молекулярному составу е2, вероятно, ближе к сгустку ”Compact Ridge” в Орионе, а е1 к сгустку ”Hot Core” в той же области.

Спектральный обзор области звездообразования DR 21(OH) в диапазоне частот 84 – 115 ГГц описан в разделе 4.4. Этот обзор является одним из немногих, в которых исследуемым объектом является плотное ядро на стадии до образования горячих ядер и зон HII. В результате обзора зарегистрировано излучение 78 молекул. В основном это молекулы, хорошо известные по наблюдениям темных облаков и спокойного газа плотных ядер.

Относительное содержание большинства из них оказалось близким к тому, которое было получено Нуммелином и др. [35] в результате спектрального обзора источника Sgr B2(NW) области, в которой не обнаружено никаких признаков звездообразования. Вращательная температура, полученная по линиям различных молекул меняется в интервале 9–56 К, что также типично именно для спокойного газа плотных ядер. Тем не менее, некоторые результаты указывают на присутствие областей горячего газа. В частности, обнаружено излучение метанола и двуокиси серы в переходах между высоко расположенными уровнями, причем вращательная температура метанола составляет 199 К, а двуокиси серы еще выше 211 К. Другим указанием на существование горячих областей является обнаружение молекул CH3OCHO и CH3OCH3, которые до сих пор наблюдались только в горячих ядрах и в газе, нагретом ударными волнами в крыльях биполярного истечения вещества.

При помощи составных спектров на пределе чувствительности обнаружено излучение этилового спирта CH3CH2OH. В источнике W51 излучение этилового спирта возникает главным образом в горячих ядрах e1 и e2.

Составные спектры, построенные для разных значений вращательной температуры CH3CH2OH, показывают уменьшение интенсивности ”составной линии” с ростом температуры и полное ее исчезновение при температуре 150 К. Этот результат показывает, что если излучение CH3CH2OH в DR 21(OH) реально, то оно должно возникать в холодной части плотного ядра, а не в горячих областях.

В разделе 4.5. кратко сумммируются основные результаты Главы 4.

Глава 5. Обнаружение метанольных мазеров I класса в областях образования звезд малой массы.

В разделе 5.1 приводятся аргументы в пользу того, что обнаружение мазеров I класса в областях образования звезд малой массы могло бы помочь продвижению в понимании природы метанольных мазеров. Отмечается, что природа метанольных мазеров до сих пор точно не установлена, и даже сценарий, который в самых общих чертах описывает возникновение мазеров I класса за фронтами ударных волн в крыльях биполярных потоков [28] не является общепризнанным.

Трудности в изучении метанольных мазеров в значительной степени связаны с тем, что до сих пор они наблюдались только в областях образования звезд большой массы. Эти области расположены достаточно далеко от Солнца (типичное расстояние 2–3 кпк или больше) и испытывают сильное поглощение в оптическом и ближнем ИК диапазонах. Кроме того, звезды большой массы обычно образуются в скоплениях. Из-за этого бывает трудно разрешить мазерные пятна и соотнести их с какими-либо другими объектами в областях звездообразования. В противоположность этому, области образования звезд малой массы являются намного более широко распространенными объектами и многие из них расположены на расстоянии всего 200–300 пк от Солнца; они испытывают менее сильное поглощение; кроме того, известно множество одиночных протозвезд малой массы. Поэтому изучение мазеров в этих областях, если бы они там были найдены, могло бы оказаться более простой задачей по сравнению с изучением мазеров в областях образования звезд большой массы. Принимая это во внимание, мы предприняли поиск метанольных мазеров в областях образования звезд малой массы.

Поиск оказался успешным: четыре кандидата в мазеры, NGC 1333I4A, NGC 1333I4A, HH25 и L1157 были обнаружены в линии 70 -61A+ на частоте 44.1 ГГц и еще один, NGC 2023 в линии 4-1 - 30E на частоте 36.2 ГГц.

Источник HH25 является кандидатом в мазеры и в двух других линиях 80 - 71A+ на частоте 95.2 ГГц и 5-1 - 40 на частоте 84.5 ГГц. Плотность потока мазерных линий, обнаруженных на частоте 44.1 ГГц не превышает 11 ян, а их изотропная светимость не превышает величины 1022 erg s-1, что намного ниже соответствующих параметров мощных мазеров в областях образования звезд большой массы.

Обнаруженные нами источники были первоначально идентифицированы как кандидаты в мазеры лишь на основании того, что ширина спектральных линий этих источников не превышает примерно 0.4 км c-1. Для проверки того, являются ли они действительно мазерами, необходимы интерферометрические наблюдения. Такие наблюдения были проведены в 2007 г. на частоте 44.1 ГГц с помощью антенной решетки VLA (Сокорро, Нью Мексико, США). Исследовался кандидат в мазеры L1157. Результаты наблюдений описаны в разделе 5.2. Было найдено два компактных неразрешенных источника. Нижний предел на яркостную температура более сильного источника составляет 2000 К. Этот источник, обозначенный М1, несомненно, является мазером. Пространственно он совпадает со сгустком B0a, который виден на картах L1157 в тепловых линиях метанола и других молекул [36].

Намного более слабый компактный источник, обозначенный М2, был обнаружен в направлении сгустка B1a, который ярче сгустка B0a в тепловых линиях метанола. Нижний предел на яркостную температуру источника М2 составляет порядка 200 K, что выше, чем кинетическая температура газа в области B1 (порядка 80 K). Этот факт позволяет предположить, что М2 является слабым мазером.

Упоминавшаяся в Главе 3 модель возникновения мазеров в турбулентном облаке [37] в своем простейшем виде вряд ли может быть применима к мазерам в L1157, так как при значениях лучевой концентрации метанола в сгустках B0a и B1a, приведенных в [36] она предсказывает возникновение нескольких сравнимых по интенсивности мазерных пятен в каждом из сгустков, в то время как наблюдается по одному пятну. Однако, вероятно, результаты наблюдений можно объяснить при помощи разновидности этой модели. Мазеры могут возникать в тонких турбулентных слоях газа за фронтами ударных волн, где плотность и лучевая концентрация метанола должна быть повышена за счет испарения мантий пылинок и/или просто за счет повышения плотности газа при постоянстве обилия метанола. Повышение лучевой концентрации метанола увеличивает контраст мазерных пятен, что, в свою очередь, может привести к доминированию наиболее ярких пятен. В такой модели мазерное излучение может быть направленным, так что только наблюдатель, расположенный в плоскости фронта ударной волны будет видеть сильные мазеры. Это, возможно, объясняет, почему мазеры наблюдаются только в двух сгустках.

Форма спектров M1 и M2 позволяет предложить еще одну интерпретацию результатов наблюдений на VLA. Линии как M1, так и M2 являются двойными. Известно, что двойная тепловая линия с ”голубой” асимметрией (то-есть, с более сильным голубым компонентом) может быть признаком коллапса [38]. Обнаруженные мазерные линии, наоборот, обладают ”красной” асимметрией. Однако можно легко показать, что именно такая асимметрия должна наблюдаться в мазерных линиях I класса, возникающих в коллапсирующем облаке.

Таким образом, имеющиеся наблюдательные данные по мазерам I класса, как и предыдущие результаты, можно интерпретировать в рамках различных моделей. Необходимы дальнейшие наблюдения для того, чтобы понять, какая из них является верной. Тем не менее, впервые удалось связать метанольные мазеры с мелкомасштабными ( 1016 см-1) сгустками газа, доступными для наблюдений в тепловых линиях метанола и других молекул.

В разделе 5.3 кратко сумммируются основные результаты Главы 5.

В Заключении (Глава 6) сформулированы основные результаты, выносимые на защиту, и намечены основные направления дальнейшей работы по теме диссертации.

В приложениях A–D даны громоздкие таблицы, которые автор счел нецелесообразным включать в основной текст. В приложении Е описана простая аналитическая модель возбуждения метанола, разработанная автором и впоследствии доработанная совместно с В.И. Слышом. Согласно этой модели, мазеры I класса должны возникать в том случае, когда кинетическая температура газа выше температуры внешнего излучения, а мазеры II класса наоборот, когда температура излучения выше кинетической температуры. Этот результат полностью соответствует результатам расчетов статистического равновесия [20].

Список публикаций по теме диссертации Всего по теме диссертации опубликованы 33 работы. Основные результаты опубликованы в 17 статьях в рецензируемых журналах, рекомендованных ВАК, в том числе 11 работ в отечественных журналах (Астрономический журнал) и 6 публикаций в рецензируемых зарубежных журналах (Astrophysical Journal, Astrophysical Journal Suppl., Astronomy and Astrophysics, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society). 16 работ опубликованы в Трудах международных симпозиумов и конференций и в других изданиях.

1. Kalenskii S.V., Liljestroem T., Val’tts I.E. Vasil’kov V.I., Slysh V.I. Urpo S., 1994, A&AS 103, 1"Observations of methanol masers at 95 GHz" 2. Каленский С.В.

1995, Астрон. Журн. 1995, 72, 5”Строение радиоисточников метанола в областях звездообразования по данным наблюдений на 44 и 95 ГГц” 3. Kalenskii S.V., Dzura A.M., Booth R., Winnberg A., Alakoz A.V.

1997, A&A 321, 3”Determination of molecular cloud parameters using thermal methanol lines” 4. Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Golubev V.V., 1997, ApJ 478, L”Detection of a New Methanol Maser Line with the Kitt-Peak 12 Meter Telescope by Remote Observing from Moscow” 5. Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Golubev V.V., Mead K., 1999, ApJS 123, 5”Nonequilibrium Excitation of Methanol in Galactic Molecular Clouds:

Multitransitional Observations at 2 Millimeters” 6. Kalenskii S.V., Winnberg A., Johansson L.E.B., IAU Symposium 197 Astrochemistry: From Molecular Clouds to Planetary Systems, August 23–27, 1999, Sogwipo, Cheju Island, Korea, abstract book, p.1”A search for new methanol masers in the 5-1 - 40E line” 7. Слыш В.И., Каленский С.В., Вальтц И.Е., Астрофизика на рубеже веков, Сборник трудов Всероссийской конференции, 17–22 мая 1999 г, Пущино; под редакцией Н.С. Кардашева, Р.Д. Дагкесаманского, Ю.А. Ковалева; стр. 2”Галактические области звездообразования: мазерное и тепловое излучение метанола в миллиметровом диапазоне длин волн” 8. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Valtts I.E., International Astrophysics Conference High mass star formation: an origin in clusters? May 31–June 03, 2000, Volterra, Italy, abstract book, p.”Galactic star formation regions: maser and thermal methanol emission in the mm wave range” 9. Каленский С.В., Слыш В.И., Вальтц И.Е., Виннберг А., Юханссон Л.Е.Б., 2001, Астрон. Журн. 2001, 78, ”Обнаружение новых метанольных мазеров в линии 5-1 - 40E” 10. Слыш В.И., Каленский С.В., Вальтц И.Е., 2002, Астрон. Журн. 2002, 79, ”Радиоизлучение метанола в миллиметровом диапазоне длин волн: новые мазеры на 1.3 мм и 2.8 мм” 11. Каленский С.В., Слыш В.И., Вальтц И.Е., 2002, Астрон. Журн. 2002, 79, 1"Тепловое излучение метанола и других молекул в миллиметровом диапазоне длин волн" 12. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Val’tts I.E., Proc. IAU Symposium 206 Cosmic Masers: From Protostars to Blackholes, March 5–10, 2002, Rio de Janeiro, Brasil, eds. V. Migenes and M.J. Reid, p.191, ”Maser and thermal methanol emission in the millimeter wave range: new masers at 1.3 mm and 2.8 mm” 13. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Val’tts I.E., Winnberg A., Johansson L.E.B., Proc. IAU Symposium 206 Cosmic Masers: From Protostars to Blackholes, March 5–10, 2002, Rio de Janeiro, Brasil, eds. V. Migenes and M.J. Reid, p.1”The detection of new methanol masers in the 5-1 - 40E line” 14. Kalenskii S.V., Alakoz A.V., Promyslov V.G., International Conference SFChem 2002: Chemistry as a Diagnostic of Star Formation, August 21-23, 2002, Waterloo, Ontario, Canada, eds.

C.L. Curry and M. Fish, NRC Press, Ottawa, Canada, p.”Study of warm clouds in the lines of complex molecules” 15. Промыслов В.Г., Ларионов Г.М., Каленский С.В., 2003, Астрон. Журн. 80, 3”Исследование области звездообразования L379IRS3 в линиях CH3OH и CS” 16. Kalenskii, S.V., Slysh V.I., Goldsmith P.F., Johansson L.E.B., 4th Cologne–Bonn–Zermatt–Symposium The Dense Interstellar Medium in Galaxies, 22–26 September 2003, abstract book, p.2”A C-band spectral scan of TMC-1” 17. Kalenskii, S.V., Slysh V.I., Goldsmith P.F., Johansson L.E.B., 2004, ApJ 610, 3"A 4–6 GHz Spectral Scan and 8–10 GHz Observations of the Dark Cloud TMC-1" 18. Kalenskii S.V., Promyslov V.G., Winnberg A., JENAM 2004: The many scales in the Universe, September 2004, Granada, Spain, abstract book, p. 1”A search for Class I methanol masers towards bipolar outflows driven by low-mass young stars” 19. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Goldsmith P., Johansson L.E.B., JENAM 2004: The many scales in the Universe, September 2004, Granada, Spain, abstract book, p. 1”Spectral scans of molecular clouds” 20. Каленский С.В., Промыслов В.Г., Слыш В.И., Бергман П., Виннберг А., 2005, Труды ГАИШ 78, ”Обнаружение метанольных мазеров I класса в областях образования звезд малой массы” 21. Каленский С.В., Промыслов В.Г., Слыш В.И., Бергман П., Виннберг А., 2006, Астрон. Журн. 83, 3”Обнаружение метанольных мазеров I класса в областях образования звезд малой массы” 22. Каленский С.В., Юханссон Л.Е.Б., Труды конференции Звездообразование в Галактике и за ее пределами, 17–18 апреля 2006 г, Москва, Россия, ред. Д.З. Вибе и М.С. Кирсанова, Янус-К, Москва, стр."Спектральные сканы областей звездообразования: DR21(OH)" 23. Kalenskii S.V., Johansson L.E.B., XV Symposium on High Resolution Molecular Spectroscopy HighRus– 2006, abstracts of reports, p. 1”Spectral Scans of Star-Forming Regions: DR21(OH)” 24. Каленский С.В., Промыслов В.Г., Виннберг А., 2007, Астрон. журн. 84, "Тепловое излучение метанола в направлении биполярных потоков" 25. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Promyslov V.G., Bergman P., Winnberg A., Kurtz S.

Russian–Chinese seminar Millimeter-wave astronomy and star formation, August 27–28, 2007, Nizhny Novgorod, ed. I.I Zinchenko, Institute of Applied Physics, p. ”Class I methanol masers in regions of low-mass star formation” 26. Труды Всероссийской астрономической конференции ВАК–2007, 17–22 сентября 2007 г, Казань; стр. 3”Спектральные сканы областей звездообразования” 27. Труды Всероссийской астрономической конференции ВАК–2007, 17–22 сентября 2007 г, Казань; стр. 3”Метанольные мазеры I класса в областях образования звезд малой массы” 28. Kalenskii S.V., Slysh V.I., Kurtz S., Johansson L.E.B., International Astrophysics Conference Protostellar Jets in Context, 7–12 July 2008, Island of Rhodes, Greece, abstract book, p.1”Methanol masers in the wings of bipolar outflows driven by low-mass YSOs” 29. Слыш В.И., Каленский С.В.

2009, Астрономический журнал, 86, 5”Структура метанольных мазеров I класса OMC-2 и NGC 2264” 30. Kalenskii S.V., Johansson L.E.B., Bergman P., Kurtz S., Hofner P., Walmsley C.M., Slysh V.I., 2010, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 405, 6”Search for Class I methanol masers in low-mass star formation regions” 31. Каленский С.В., Юханссон Л.Е.Б.

2010, Астрон. журн., 87, 3”Спектральный скан области звездообразования DR 21(OH). Наблюдения и ЛТР-анализ” 32. Каленский С.В., Куртц С., Слыш В.И., Хофнер П., Уолмсли С.М., Юханссон Л.Е.Б., Бергман П.

2010, Астрон. журн., 87, 10”Наблюдения метанольных мазеров I класса в области образования звезд малой массы L1157 с помощью VLA” 33. Каленский С.В., Юханссон Л.Е.Б.

2010, Астрон. журн., 87, 11”Спектральный скан области звездообразования W51 e1/e2 в 3-мм диапазоне длин волн” Список литературы [1] Вибе Д.З.

”Образование маломассивных звезд” Труды конференции Звездообразование в Галактике и за ее пределами, 17-18 апреля 2006 г., Москва, Россия, ред. Д.З. Вибе и М.С. Кирсанова, Янус-К, Москва, стр. [2] Lee H.-H., Bettens R.P.A., Herbst E.

”Fractional abundances of molecules in dense interstellar clouds:

A compendium of recent model results” 1996, A&AS, 119, 1[3] Shu F.H., Adams F.C., Lizano S.

”Star formation in molecular clouds - Observation and theory” 1987, Ann. Rev. A&A, 25 [4] Shu F.H., Ruden S.P., Lada C., Lizano S.

”Star formation and the nature of bipolar outflows” 1991, ApJ, 370, L[5] Lada C., Wilking B.A.

”The nature of the embedded population in the Rho Ophiuchi dark cloud Mid-infrared observations” 1984, ApJ, 287, 6[6] Lada C.

”Star formation: from OB associations to protostars” Proc. IAU Symposium 115 Star Forming Regions, eds. M. Peimbert and J. Judaki, 1987, Dordercht: Kluver, [7] Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M.

”Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A – The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps” 1993, ApJ, 406,1[8] Olmi L., Cesaroni R., Walmsley C.M.

”Ammonia and methyl cyanide in hot cores” 1993, A&A, 276, 4[9] Cesaroni R.

”Hot molecular cores” Proc. IAU Symposium 227 Massive Star Birth, 2005, eds. Cesaroni R., Felli M., Churchwell E., Walmsley C.M., Cambridge University Press, [10] Kurtz S.

”Hypercompact HII regions” Proc. IAU Symposium 227 Massive Star Birth, 2005, eds. Cesaroni R., Felli M., Churchwell E., Walmsley C.M.,. Cambridge University Press, 1[11] Gaume R.A., Goss W.M., Dickel H.R., Wilson T.L., Johnston K.J.

”The NGC 7538 IRS 1 region of star formation: Observations of the H66 recombination line with a spatial resolution of 300 AU” 1995, ApJ, 438, 7[12] Churchwell E, Walmsley C.M., Wood D.O.S.

”Hot, dense, molecular gas associated with ultracompact HII regions” 1992, A&A, 253, 5[13] Menten K.M.

”Methanol Masers and Submillimeter Wavelength Water Masers in StarForming Regions” 1991, ASP Conf. Ser. 16, 119.

[14] Sobolev A.M., Ostrovskii A.B., Kirsanova M.S., Shelemei O.V., Voronkov M.A., Malyshev A.V.

”Methanol masers and star formation” Proc. IAU Symposium 227 Massive Star Birth, ред. Cesaroni R., Felli M., Churchwell E., Walmsley C.M., 1995. Cambridge University Press, 1[15] Wiesemeyer H., Thum C., Walmsley C.M.

”The polarization of mm methanol masers” 2004, A&A, 428, 4[16] Салий С.В., Соболев А.М.

”Метанол и другие молекулярные трассеры истечений и плотного газа в G345.01+1.79” 2006, Астрон. журн., 83, 10[17] MacGregor M.A., Baubock M., Leurini S., Strelnitski V.

”Variations of Physical Conditions in the Cores of Molecular Clouds as Probed by J0 - J-1 Methanol Lines at 157 GHz” 2010, Bull. Amer. Astron. Soc., 42, 2[18] Leurini S., Schilke P., Wyrowski F., Menten K.M.

”Methanol as a diagnostic tool of interstellar clouds” 2007, A&A, 466, 2[19] Batrla W., Matthews H.E., Menten K.M., Walmsley C.M.

”Detection of strong methanol masers towards galactic H II regions” 1987, Nature, 326, [20] Cragg D.M., Johns K.P., Godfrey P.D., Brown R.D.

”Pumping the interstellar methanol masers” 1992, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 259, 203.

[21] Sobolev A.M., Deguchi S.

”Pumping of Class II methanol masers. 1: The 20 - 3-1E transition” 1994, A&A, 291, 5[22] Sobolev A.M., Cragg D., Godfrey P.D.

”Pumping of Class II methanol masers. II. The 51 - 60A+ transition” 1997, A&A, 324, 2[23] Lees R.M.

”On the E1 - E2 labeling of energy levels and the anomalous excitation of interstellar methanol” 1973, ApJ, 184, 7[24] Voronkov M.A., Sobolev A.M., Ellingsen S.P., Ostrovskii A.B., Alakoz A.V.

”Maser Action in Methanol Transitions” 2005, Ap&SS, 295, 2[25] Batrla W., Menten K.M.

”Detection of a strong new maser line of methanol toward DR 21(OH)” 1988, ApJ, 329, L1[26] Ohishi M., Kaifu N., Suzuki H., Morimoto M.

”Excitation of interstellar molecules in the Ori-KL source” 1986, Ap&SS, 118, 4[27] Nakano M., Yoshida S.

”Molecular line observations of the S235B region” 1986, PASJ, 38, 5[28] Plambeck R.L., Menten K.M.

”95 GHz methanol masers near DR 21 and DR 21(OH)” 1990, ApJ, 364, 5[29] Slysh V.I., Kalenskii S.V., Valtts I.E.

”Detection of a series of methanol maser lines at 1.9 millimeter wavelength” 1995, ApJ, 442, 6[30] Slysh V.I., Kalenskii S.V., Val’tts I.E., Golubev V.V., Mead K.

”Nonequilibrium Excitation of Methanol in Galactic Molecular Clouds:

Multitransitional Observations at 2 Millimeters” 1999, ApJS, 123, 5[31] Sobolev A.M., Watson W.D., Okorokov V.A.

”Images of Astrophysical Masers and their Variability in a Turbulent Medium:

The 25 GHz Methanol Masers” 2003, ApJ, 590, 3[32] Pottage J.T., Flower D.R., Davis S.L.

”The rotational excitation of methanol by helium at low temperatures” 2001, J. Phys. B, 34, 33[33] Kalenskii S.V., Dzura A.M., Booth R., Winnberg A., Alakoz A.V.

”Determination of molecular cloud parameters using thermal methanol lines” 1997, A&A, 321, 311.

[34] Minier V., Booth R.S.

”A methanol line survey toward high-mass star-forming regions” 2002, A&A, 387, 1[35] Nummelin A., Bergman P., Hjalmarson A., Friberg P., Irvine W.M., Millar T.J., Ohishi M., Saito S.

”A Three-Position Spectral Line Survey of Sagittarius B2 between 218 and 263 GHz. II. Data Analysis.” 2000, ApJS, 128, 2[36] Benedettini M., Viti S., Codella C., Bachiller R., Gueth F., Beltran M.T., Dutrey A., Guilloteau S.

”The clumpy structure of the chemically active L1157 outflow” 2007, Mon. Not. R. Astron. Soc., 381, 11[37] Sobolev A.M., Wallin, B.K., Watson, W.D.

”Astrophysical maser radiation from a turbulent medium: application to GHz methanol masers” 1998, ApJ, 498, 7[38] Zhou S.

”Evidence for collapse in dark clouds” 1996, in van Dishoeck E. F., ed, Proc. IAU Symp. 178, Molecules in Astrophysics: Probes and Processes, Kluver, Dordrecht, p. 1






© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.