Аннотация результатов, полученных в 2018 году
В рамках этапа 2018 года исследовано влияние недавно предсказанных мелкомасштабных неоднородностей пространственного распределения межзвездных пылевых частиц ("клампов"), приводящих к формированию компактных плотных пылевых облаков, окруженных «атмосферой» из холодного межзвездного газа, на кинетику химических реакций, протекающих на поверхности межзвездных пылевых частиц в диффузной межзвездной среде. Исследовано возможное влияние компактных пылевых облаков на процесс образования молекул водорода при рекомбинации атомов водорода на поверхности межзвездных пылевых частиц, в частности, произведена оценка изменения характерного времени превращения H → H2 при учёте влияния мелкомасштабных неоднородностей распределения пыли (по сравнению с предположением об однородном распределением пыли в диффузной межзвездной среде). Показано, что компактные пылевые облака обеспечивают ускорение атомной рекомбинации в диффузной межзвездной среде в 5-10 раз, в т.ч., рекомбинации атомов водорода. Сделан вывод, что ускоренное формирование молекул H2 является аргументом в пользу сценария быстрого образования гигантских молекулярных облаков (ГМО) в турбулентной диффузной среде. Получены оценки параметров клампов для проведения химико-динамического моделирования для модели неоднородной диффузной среды, что позволит провести анализ влияния возможных неоднородностей среды на содержания наблюдаемых в диффузной среде молекул. Показано, что при наличии в среде неоднородного распределения пыли в виде компактных сгустков экстинкция межзвездного поля излучения для пространства между пылевыми клампами становится меньше в сравнении с однородной диффузной средой с тем же количеством пыли в ней (для клампов размером в 1 а.е. Av ~ 0.65 в сравнении с Av ~ 1.086 для однородной диффузной среды; для клампов размером в 10 а.е. Av ~ 0.11). Оптическая толщина до центра пылевого клампа в видимом диапазоне достигает единицы даже для клампов радиусом в 1 а.е. Клампы с радиусом 10-15 а.е. могут иметь оптическую толщину, достигающую 10, что делает такие клампы практически непрозрачными для внешнего ультрафиолетового поля излучения. Температуры пыли в клампах становятся ниже, чем для пыли в однородной среде (Td ~ 20 K). Так, температуры в центре клампа с радиусом в 1 а.е. падают до 15-16 К, а в клампах с радиусом 10 а.е. – до 10-11 К. Рассчитана сетка темпов производства ацетилена при разрушении 12-ти молекул полиароматических углеводородов (ПАУ) при разных значениях интенсивности поля излучения и концентрации водорода, а также значения максимального выхода ацетилена с одной молекулы ПАУ при разных условиях. На основе вычислений сделан ряд выводов: 1) ацетилен может быть произведен ПАУ с количеством атомов углерода менее 60 только при интенсивности поля менее 1000 единиц поля Дрейна и концентрации водорода более 10^3-10^4 см^-3; 2) молекула C66H20 может быть источником ацетилена при любых значениях поля и плотности выше 10^4 см^-3; 3) молекула C78H22 может произвести ацетилен при значениях поля выше 1000 единиц межзвездного поля Дрейна и при любых плотностях, но с более низкими темпами, чем мелкие ПАУ; 4) ПАУ с количеством атомов углерода более 80 не могут являться источником ацетилена при значениях интенсивности поля, релевантных для межзвездной среды. Вычисленные темпы образования молекул ацетилена при различных физических условиях важны для выполнения дальнейших работ по изучению механизмов образования сложных молекул в диффузной среде в рамках разрабатываемого "top-down" сценария. Создана расширенная версия базы данных о химических реакциях, входящая в состав численного кода MONACO, разрабатываемого и поддерживаемого руководителем проекта. Расширенная версия включает информацию о ряде химических процессов в газовой фазе и на поверхности межзвездных пылевых частиц, ведущих к образованию сложных органических молекул в межзвездной среде. По состоянию на конец 2018 года, в базу добавлены химические реакции образования и разрушения изомеров радикалов CH2OH/CH3O, CH3OCH2/CH2CH2OH/CH3CHOH, являющихся прекурсорами ряда сложных органических молекул. Добавлены химические реакции образования и разрушения сложных органических молекул этанола (C2H5OH), гликольалдегида (CH2OHCHO), уксусной кислоты (CH3COOH). Помимо этого, обновлена информация об энергиях десорбции ряда атомов и молекул в соответствии с новыми данными экспериментов и теоретическими оценками. Добавлена информация о газофазной реакции C + H2O → HCO + H, играющей значительную роль в образовании радикала HCO, одного из ключевых прекурсоров ряда сложных органических молекул. Доработанная модель MONACO, включающая расширенную базу данных, использовалась в 2018 году для моделирования холодных ядер в California Molecular Cloud, эмиссии метанола и состава ледяных мантий межзвездных пылевых частиц в прототипическом дозвездном ядре L1544. Также объяснены наблюдаемые свойства излучения HCO и CH2OHCHO в направлении на источник IRAS16293-2422 в рамках предположения о том, что гликольальдегид формируется только непосредственно в горячих ядрах источника, а радикал HCO, образуется как в горячих ядрах, так и в общей холодной газовой оболочке, которая их окружает. Полученные из наблюдений значения лучевых концентраций HCO и CH2OHCHO, а также наблюдавшихся вместе с ними молекул H2CO и CH3OH, воспроизведены в пределах порядка величины. Подготовлены и проведены наблюдения различных линий метанола в плотных ядрах филамента L1495 – области маломассивного звездообразования на телескопе IRAM 30m. В сервисном режиме начаты наблюдения метанола в плотных ядрах в области маломассивного звездообразования L1688 на интерферометре ALMA. Получена информация о пространственном распределении органических молекул в комплексах звездообразования L1495 и L1688. Полученные результаты будут, в частности, использоваться для сравнения с результатами астрохимического моделирования, реализуемого в ходе выполнения проекта. Мы предполагаем, что анализ и сравнение результатов наблюдений и моделирования позволит указать на наиболее эффективные механизмы образования органической материи в областях звездообразования при различных физических условиях, а также влияния начального химического состава газа на этот процесс. Также на телескопе IRAM 30m проведены наблюдения радиолиний на 2 и 3 мм излучения мелких углеводородов C2H, c-C3H2, H2CO и CH3OH в направлении ФДО вокруг области HII S235. Обработана большая часть полученных данных. В ФДО S235 обнаружены линии излучения всех четырех молекул, составлены карты интенсивности их излучения. Результаты этих наблюдений будут использоваться для исследования возможности образования сложных органических молекул в рамках "top-down" сценария.

Аннотация результатов, полученных в 2019 году
В рамках этапа 2019 года исследованы условия, при которых возможно распространение космических лучей в молекулярных облаках в диффузионном режиме. Рассчитан локальный спектр КЛ и скорость ионизации молекулярного водорода как для свободного, так и для диффузионного распространения КЛ, а также проанализированы различия этих двух моделей. Данные модели применены для расчета распространения КЛ в межзвездной среде и получения спектра протонов, зарегистрированного космическим аппаратом Вояджер-1. Показано, что такой спектр лучше соответствует диффузионной модели распространения. Полученные результаты необходимы для расчета ионизационного равновесия и нагрева газа в ядрах молекулярных облаков и, следовательно, исключительно важны для корректного моделирования химических процессов в этих объектах. За отчетный период нами построена самосогласованная модель, позволяющая рассчитать равновесную температуру газа и ансамбля пылевых частиц, подчиняющихся степенному закону распределения по размерам. Показано, что равновесная температура газа существенно зависит от распределения по размерам пылевых частиц в облаке. Также показано, что температура газа в прототипическом дозвездном ядре L1544, полученная из наблюдений, может быть наилучшим образом объяснения в предположении диффузионного механизма распространения космических лучей и скорости ионизации космическими лучами ~10^-16 c^-1. Эта оценка приблизительно на порядок выше использовавшихся ранее значений. Получены простые параметризации для оценки температуры пыли и газа при астрохимическом моделировании, которые будут использованы в дальнейшей работе. В ходе работ за отчетный период в численный код MONACO, предназначенный для расчета химической эволюции объектов межзвездной среды, было включена модель химической эволюции ледяных мантий пылевых частиц за счет недиффузионных реакций, индуцированных космическими лучами. Доработанная модель была протестирована путем выполнения моделирования результатов экспериментов по бомбардировке льда, состоящего из молекулярного кислорода (О2) и молекул воды (Н2О) протонами с энергиями порядка 100 КэВ. Результаты моделирования показали, что включение недиффузионных реакций позволяет удовлетворительно объяснить эволюцию состава льда, наблюдавшуюся в экспериментах. Полученные результаты позволили сделать вывод о важности включения недиффузионной химии, индуцированной космическими лучами в астрохимическую модель MONACO, а также о корректности включенного описания, соответствующего модели Shingledecker et al., ApJ, 2018. За отчетный период проведены работы по построению модели диффузионной химии, происходящей в ледяной мантии межзвездной пылевой частицы вдоль траектории прохождения протона космических лучей. Нами модифицирован код MONACO для расчета химической эволюции в «горячем цилиндре», возникающем внутри льда вдоль траектории прохождения протона космических лучей. Для исследования химии в «горячем цилиндре» мы модифицировали код MONACO для расчета химической эволюции во льду на масштабах времени начиная с пикосекунд и до тысячных долей секунды при переменной непрерывно снижающейся температуре льда. При помощи модифицированного кода была рассчитана эволюция льда вдоль «горячего цилиндра» Показано, что химическая эволюция «горячего цилиндра» приводит к эффективному образованию в толще ледяных мантий значительных содержаний сложных органических молекул, в частности, метилформиата HCOOCH3 и гликольальдегида CH2OHCHO. В 2019 году продолжена программа наблюдательных исследований химических соединений в областях звездообразования, важных для образования и эволюции органической материи. Завершены наблюдения двух серий линий метанола в плотных ядрах филамента L1495 – области маломассивного звездообразования на телескопе IRAM 30 м. Подготовлены и проведены наблюдения промежуточных продуктов цепочки образования метанола в холодных ядрах (НСО, Н2СО и СН3О), а также C2H в плотном ядре L1495-01 на телескопе IRAM 30 м. Завершены (в сервисном режиме) наблюдения метанола в плотных ядрах в области маломассивного звездообразования L1688 на интерферометре ALMA АСА. По результатам наблюдений построены карты лучевой концентрации и содержания метанола в плотных ядрах маломассивной области звездообразования L1495; исследованы корреляции содержания метанола и видимого поглощения света в плотных ядрах, выполнено сравнение с результатами модели; получена информация о пространственном распределении промежуточных продуктов цепочки образования метанола в холодных ядрах (НСО, Н2СО и верхние границы на СН3О) в плотном ядре L1495-01. Сделаны выводы, что результаты наблюдений распределения метанола и связанных с ним молекул в целом согласуются с теоретическими предсказаниями. Особенно интересными представляются различия в пространственном распределении метанола в различных дозвездных ядрах – кольцеобразное или с пиком в центре ядра. «Расплывающееся» по мере эволюции дозвездного ядра кольцо метанола предсказано в работе руководителя проекта Vasyunin et al., ApJ, 2017. Мы считаем, что этот факт является возможным подтверждением правильности предложенного ранее руководителем проекта сценария образования сложных органических молекул в холодном газе в газофазных химических реакциях с участием метанола, выброшенного с пылевых частиц благодаря процессу реактивной десорбции. Выполнено исследование оптических свойств диффузной среды в предположении о том, что межзвездная пыль сгруппирована в сгустки («клампы») с размерами 0.1 – 1 а.е. Исследовано влияние клампов на оптические свойства среды в сравнении со случаем однородной газопылевой смеси для трех геометрий регионов диффузного газа: сферической, бесконечного цилиндра и бесконечного плоского слоя конечной толщины. Показано, что непрозрачность регионов падает для всех трех геометрий по мере увеличения размера клампа с 0.1 а.е. до 1.0 а.е. Сферический и цилиндрический регионы теряют около 40% своей непрозрачности относительно приближения однородной газопылевой смеси при размере клампа 1.0 а.е., бесконечный плоский слой конечной толщины становится прозрачнее на 33%. Выполнены расчеты непрозрачности в центре газопылевых сгустков в зависимости от их размера. Показано, что клампы с размерами <=0.1 а.е. являются прозрачными как для видимого, так и для ультрафиолетового излучения. В то же время, клампы с размерами от 0.1 а.е. до 1.0 а.е. являются прозрачными для видимого излучения, но непрозрачны для ультрафиолетового излучения. Следствием этого является то, что температура пыли в газопылевых сгустках ниже, чем в диффузной среде при однородном распределении пыли. Показано, что понижение температуры пыли в сравнении с однородным случаем может достигать ~5К, приближаясь к ~14K. Оценено характерное время диффузии частиц пыли от центра клампа к его границе. Оно составляет порядка нескольких десятков тысяч лет для клампа радиуса равным или больше 0.1 а.е. и достигает миллионов лет для клампов с радиусами порядка 1 а.е., что сравнимо с временем жизни диффузных облаков. Характерное время прохождения частиц газа через кламп составляет примерно 1 год для клампов размером 0.1 а.е. и достигает 70 лет для клампов с радиусами порядка 1 а.е., что сопоставимо с характерным временем аккреции атомов и молекул на поверхность пыли. Получена сетка темпов фоторазрушения гидрогенизированных аморфных углеводородов, а также скорости производства ряда простых углеводородов для внешних условий, характерных для двух областей фотодиссоциации (ФДО), Orion Bar и Horsehead Nebula. Получены темпы производства для следующих соединений: H2, CH4, C2H2, C2H4, C2H6, C3H4, C3H6, C3H8. Выполнено сравнение полученных темпов производства молекул ацетилена из ГАУ с темпами производства ацетилена из ПАУ для тех же физических условий. Обнаружено, что в Orion Bar ГАУ производят меньшее количество молекул ацетилена, нежели ПАУ, а в Horsehead Nebula — большее. Полученные темпы производства простых углеводородов из ГАУ приведены к виду, позволяющему интегрировать эти процессы в астрохимическую модель для оценки их вклада в образование сложных органических соединений в областях фотодиссоциации. Проведено исследование пространственного распределения малоатомных углеводородов, а также формальдегида и метанола вблизи области HII S235. Особое внимание при анализе уделено ФДО S235 East. Проведен анализ возбуждения сверхтонких компонент в линии C2H(1-0), показано, что на большей части карты эта линия является оптически-тонкой, максимум лучевой концентрации C2H соответствует максимуму интегральной интенсивности излучения. Главный максимум содержания C2H наблюдается в S235 East, а также в направлении на яркие ИК-источники в S235 West, которые связаны со звездами типа Be Хербига. УФ-излучение этих звезд приводит к повышенному образованию C2H вместо более сложных молекул. Содержание cC3H2 так же повышено в S235 East по западной, ближней к звезде, границе ФДО. Показано, что включение сценария «top-down» в химическую модель, где под действием УФ-излучения происходит разрушение ПАУ, не имеет смысла для столь низких значений интенсивности УФ-поля, какие наблюдаются в S235. Молекулы формальдегида и метанола сконцентрированы в наиболее плотных частях молекулярных сгустков вокруг S235 и не показывают локальных максимумов содержания вне плотных молекулярных областей, в ФДО. Точно так же, как в ФДО вблизи Туманности Ориона, метанол наблюдается в более плотном и холодном газе, чем формальдегид.

Аннотация результатов, полученных в 2020 году
Модель высокотемпературной диффузионной химии, протекающей в ледяной мантии межзвездной пылевой частицы внутри «горячего цилиндра», возникающего вдоль траектории прохождения частицы космических лучей, обобщена на различные типы космических лучей. Помимо протонов (ядер водорода), в модель добавлены альфа-частицы (ядра гелия), а также ядра железа. Обнаружено, что на ранних стадиях образования звезд малой массы, в холодных дозвездных ядрах, синтез сложных органических молекул при взаимодействии ледяных мантий межзвездных пылевых частиц с космическими лучами, по-видимому, является более эффективным в смысле количества образуемых органических соединений, нежели предложенный ранее руководителем проекта механизм синтеза сложных органических молекул посредством химических реакций в холодном газе. Таким образом, это наиболее эффективный механизм синтеза сложных органических молекул на ранних стадиях звездообразования среди предложенных к настоящему времени. Была дополнена модель эволюции пылевых частиц из гидрогенизированного аморфного углерода (ГАУ), разработанная ранее в рамках данного Проекта, а именно были добавлены ключевые процессы аккреции и образования углеродно-водородной мантии, а также ее тепловой десорбции. При помощи дополненной модели нами вычислены темпы поступления в среду фрагментов диссоциации ГАУ: С2, CH4, C2H2, C2H4, C2H6, C3H4, C3H6, C3H8 вдоль области фотодиссоциации Orion Bar. Эти темпы были интегрированы в астрохимическую модель MONACO. Рассчитаны содержания наблюдаемых малоатомных углеводородов (C3H+, C2H, C3H, C3H2, C4H) и метанола с учетом притока фрагментов диссоциации ГАУ и без этого притока. Модельные значения содержаний некоторых молекул, посчитанные с учетом притока фрагментов ГАУ, превышают значения содержаний, посчитанных без учета вклада разрушения ГАУ, на один-два порядка величины, в зависимости от пространственного положения в ФДО, однако наблюдательные значения обилий молекул C3H+, C2H, C3H, C3H2, C4H не могут быть достигнуты даже с учетом диссоциации ГАУ. Таким образом, диссоциация ГАУ может быть значима при расчете обилий мелких углеводородов, однако не является достаточной для объяснения данных наблюдений ФДО Orion Bar. Показано, что для ФДО с более низкой интенсивностью ультрафиолетового поля, например, для области звездообразования S235, влияние разрушения ГАУ на модельные содержания молекул мал. Данный вывод подтверждается результатами наблюдений области S235 на телескопе IRAM 30m, выполненных членами коллектива проекта. Анализ полученных наблюдений показал, что содержания и пространственное распределение гидрокарбонатов и органических молекул в S235 соответствует «традиционному» представлению об образовании этих молекул посредством «bottom-up» химии в газе и на поверхностях пылевых частиц, не включающему вклады продуктов разрушения ГАУ и ПАУ. Была проанализирована цепочка образования метанола путем последовательного присоединения атома водорода к молекуле СО, эффективная в холодных ядрах. В направлении плотного ядра Core 1 в филаменте L1495 построены карты содержания промежуточных продуктов этой реакции: СО, НСО, Н2СО, СН3О, СН3ОН (для СН3О удалось определить только верхние оценки). Карта НСО построена для холодного ядра впервые. Результаты наблюдений сравнили с результатами вычислений трехфазной модели химии MONACO. Тогда как результаты наблюдений и модели для СО, НСО, СН3О и СН3ОН согласуются в пределах порядка величины (точность модели), предсказанное содержание формальдегида на порядок величины превышает наблюдаемое, а модельное отношение формальдегида к метанолу превышает наблюдаемое более, чем на порядок величины. Измерение наблюдаемого содержания формальдегида и метанола еще в шести плотных ядрах филамента L1495 дало такой же результат, как и в Core 1. Ранее похожий результат был получен нами для прототипического дозвездного ядра L1544 (Chacon-Tanarro et al. 2018). Ни используемая нами модель MONACO, ни другие опубликованные в изученной нами литературе астрохимические модели не воспроизводят наблюдаемое отношение содержаний H2CO/CH3OH. Такми образом, это новый вызов для химического моделирования и лабораторных исследований. Впервые построены карты степени вымерзания СО для целой области звездообразования — филамента L1495. Анализ корреляции содержания метанола со степенью вымерзания СО показал, что максимальное содержание метанола наблюдается в направлении областей в плотных ядрах, где примерно половина всего СО выморожена на пыль, что согласуется с предсказаниями модели. Совместно с коллегами из института внеземной физики Общества Макса Планка завершен анализ неоднородности распределения метанола в плотном ядре H-MM1 в области звездообразования L1688, ранее обнаруженную по наблюдениям на ALMA. Сделан вывод, что избыточное содержание метанола с одной стороны плотного ядра вызвано усиленной десорбцией с пыли в газ. С этой стороны плотного ядра, вероятно, возникают турбулентные вихри из-за возникающей там неустойчивости Кельвина — Гельмгольца, и в результате учащаются столкновения частиц пыли, что приводит к десорбции метанола. Выполнено моделирование химической эволюции в коллапсирующем дозвездном ядре в одномерном приближении. Обнаружено, что максимальные содержания молекул как на пыли, так и в газовой фазе, достигаются в средней части коллапсирующего облака, что можно объяснить тем, что именно в этих частях облака плотности газа достаточно велики для обеспечения эффективного синтеза молекул в газе за счет двухчастичных реакций, и на пыли, за счет поверхностных реакций между реактантами, аккрецирующими из газа. Кроме того, в этой области поглощение внешнего ультрафиолетового поля достигает величин Av=5–10, что эффективно экранирует формирующиеся молекулы от разрушительного воздействия ультрафиолетового излучения. Во внешних частях ядра низкая плотность среды, и слабое поглощение межзвездного поля излучения (Av~1–2) не позволяют активно формироваться молекулам. Сравнение результатов химического моделирования коллапсирующих облаков, сжатие которых было инициировано разной величиной начального возмущения показало, что максимальные содержания сложных органических молекул на стадии изотермического коллапса достигаются в модели со слабым начальным возмущением. Таким образом, был сделан вывод о том, что содержания органических соединений оказываются выше в дозвездных ядрах, сжимающихся квазистатически.