Аннотация результатов, полученных в 2021 году
В первый год проекта исследования велись по двум основным направлениям: 1) подготовка к наблюдениям, их проведение и начало обработки полученных результатов; 2) теоретические исследования, нацеленные на интерпретацию результатов наблюдений. Проанализировав имеющиеся в открытом доступе данные об областях ионизованного водорода на северном небе, мы составили выборку объектов яркость и угловые размеры которых позволяют наблюдать их при помощи телескопов и приемников САО РАН. В выборку вошли области разной структуры — сферические, полуоткрытые, биполярные, объекты неправильной формы, — и образованные звездами разных спектральных классов (от В2 до О3). В 2021 году на телескопе “Цейсс-1000” САО РАН с помощью картировщика эмиссионных линий MaNGaL были проведены наблюдения большей части объектов выборки. Для семи объектов (Sh2-S106, 152, 162, 158, 201, 209, 237) получены изображения в линиях Н-альфа, Н-бета и линий дублета серы. Начато построение карт параметров ионизованного газа: распределений электронной плотности и межзвездного поглощения. В рамках подготовки к теоретической интерпретации полученных наблюдений построена сетка моделей расширяющихся областей HII, в частности, для фотодиссоциационной области (ФДО) Барьер Ориона, расположенной на границе области ионизованного водорода в Туманности Ориона. При помощи динамического кода MARION мы показали, что в результатах расчетов существует момент времени, на котором достигается максимальное соответствие между модельными и наблюдаемыми значениями температуры и плотности молекулярного и атомарного газа в Барьере Ориона. В этот же момент времени достигается и соответствие между наблюдаемыми и модельными содержаниями различных атомов и молекул (в частности, атомарного и молекулярного водорода, ионизованного и атомарного углерода, молекул СО и др.) в этом объекте. Таким образом нами показано, что физико-химическая структура ФДО, воспроизводимая MARION, согласуется с наблюдениями хорошо изученного объекта. Важным элементом эволюции областей ионизованного водорода и ФДО является эволюция пылевых частиц в них. В 2021 году нами показано, что в области HII существует два региона (в непосредственной близости к звезде и на внешней границе ионизованной области), где относительные скорости столкновений пылинок могут превышать характерные критические скорости фрагментации пылинок. Однако длина свободного пробега пылевых частиц до разрушающего столкновения сравнима или превышает характерный размер данных регионов, что приводит к низким темпам разрушения пылинок и отсутствию значимого влияния столкновительного разрушения на собственное ИК излучение пыли. Более эффективным каналом разрушения наиболее мелких частиц с размерами менее 10А является их разрушение энергетичным фотонами. Оно может быть конкурирующим процессом исчезновения мелкой пыли из окрестностей молодых массивных звезд, наряду с дрейфом под действием давления излучения и выдуванием звездным ветром. Для исследования влияния звездного ветра на эволюцию областей HII и ФДО была построена сетка моделей с различными значениями плотности ионизованного газа в ветре (от 10 до 1000 см^(-3)) и скорости отрыва ветра от поверхности звезды (500-2000 км/с). Продемонстрировано, что если энергия, приносимая ветром в область HII, на 1-2 порядка превышает ее тепловую энергию (“быстрый” ветер), то внутри области HII формируется полость, заполненная горячим газом, напоминающая расширяющиеся оболочки звезд Вольфа-Райе. Размер полости практически совпадает с размером области HII, т.е. вокруг звезды формируется пустая сфера без газа и пыли, окруженная ФДО и далее молекулярным газом. Поскольку такие полости размером в несколько парсек не были обнаружены ни в ранних исследованиях, ни в ходе наших собственных наблюдений, мы делаем вывод о низкой вероятности реализации этой модели в Галактике. Если же энергия ветра сравнима с тепловой энергией области HII (“умеренный” ветер), внутри “нормальной” области HII формируется другая структура — пустой “пузырь” радиусом 0.1-0.3 пк. Ветер влияет на наблюдаемый облик областей HII и их оболочек. В модели с “быстрым” ветром во всех ИК-полосах образуются кольцеобразные распределения яркости. Однако их диаметр примерно один и тот же на всех длинах волн, в том числе на 24 мкм, что противоречит наблюдениям, поскольку наблюдаемый диаметр кольца на 24 мкм меньше, чем диаметр кольца на 8 мкм и на более длинных волнах. В модели “умеренного” ветра формируется внешнее кольцо в дальнем ИК-диапазоне и внутреннее кольцо меньшего диаметра на 24 мкм вокруг ионизующей звезды. Размер последнего соответствует размеру пустого пузыря, выдутого ветром. Однако в этой модели появляется отсутствующий в наблюдениях яркий центральный пик излучения на 8 мкм. По-видимому, для одновременного воспроизведения наблюдаемых карт интенсивности ИК-излучения модель с умеренным ветром должна быть дополнена иными механизмами удаления пыли из областей HII или ее разрушения.

Аннотация результатов, полученных в 2022 году
Проведено численное моделирование расширения области HII с учетом радиационного дрейфа пыли и её разрушения ультрафиолетовыми фотонами центральной звезды. Показано, что разрушение полициклических ароматических углеводородов при их стохастическом нагреве отдельными фотонами приводит к существенному уменьшению излучательной способности пыли на длинах волн короче 4–5 мкм. Результаты моделирования качественно согласуются с наблюдаемой морфологией кольцевых инфракрасных туманностей на 24 и 70 микронах. Наблюдаемая однокольцевая морфология излучения на 8 микронах может говорить о том, что характерная энергия разрушения связей в ПАУ меньше 3.65 эВ. Найдено, что характерные динамические времена остановки пылинок в областях HII, связанные с радиационным дрейфом заряженных пылинок сквозь плазму существенно короче шкалы эволюции области HII. Исследована трехмерная структура областей HII S255, 256 и 257 на основе оптических наблюдений в эмиссионных линиях H-alpha, H-beta, дублета серы [SII], [OIII]. Получены распределения электронной плотности в областях HII, оказавшиеся весьма однородными на уровне 100-200 см(-3). Показано, что области S255 и S257 окружены неоднородными оболочками нейтрального (преимущественно молекулярного) вещества, сконцентрированного к молекулярному облаку между областями ионизованного газа. Позади S255 находится плотный сгусток молекулярного газа, в котором наблюдаются молодые звездные скопления. На основе наблюдений в субмиллиметровом диапазоне линий СО(6-5) и 13СО(6-5) исследована область фотодиссоциации RCW 120. Эти наблюдения позволили обнаружить тонкий и плотный слой молекулярного газа на границе с областью HII. Этот слой был сжат ударной волной, сформированной в результате расширения области HII. Физико-химическое моделирование RCW120 с помощью программного кода MARION показало, что плотность в сжатом слое ок. 10(6) см(-3), что в 100 раз выше, чем плотность в окружающем молекулярном облаке, а температура в слое лишь на 30% ниже, это означает, что между сжатым слоем и окружающим газом нет равновесия по давлению. Не-ЛТР моделирование синтетических линий излучений СО и С+ показало хорошее соответствие с наблюдаемыми значениями. Это значит, что предложенная нами модель объекта – сжатый слой молекулярного газа, который движется за счет расширения области HII – адекватно описывает наблюдаемый объект. Исследованы внегалактические комплексы звездообразования в галактиках NGC 3351, NGC 5055 и NGC 5457. Выявлены закономерности параметров излучения в молекулярных линиях и параметров теплового излучения пыли. Проанализирована связь свойств комплексов с их положением в галактике.

Аннотация результатов, полученных в 2023 году
По инфракрасным (ИК) изображениям фотодиссоциационных областей (ФДО) в объектах S255, S257, S140 и NGC7538 определены физические условия в окружающем их молекулярном газе. Для определения положения фронта ионизации использовались узкополосные фильтры, охватывающие линию излучения молекулы Н2 и рекомбинационную линию Br-gamma. Для оценки интенсивности поля ультрафиолетового (УФ) излучения в ФДО были использованы карты температуры пыли, построенные по излучению в дальнем ИК диапазоне, наблюдавшемуся телескопом “Гершель”. Исследование трехмерной структуры областей HII S255 и S257 показало, что область ионизации S255 представляет собой плотную оболочку с полостью внутри, вблизи ионизующей звезды. Такое распределение плотности отличается от результатов теоретического моделирования, предсказывающего плоское распределение ионизованного газа в области HII, и указывает либо на наличие звездного ветра, либо на то, что области HII сформировались в клочковатой среде с наличием в ней плотных сгустков вещества. Анализ положений фронтов ионизации атомарного водорода и диссоциации молекул Н2 показал, что в областях S255 и S257 эти фронты находятся на расстоянии 0.3-0.4 пк друг от друга, а на изображениях NGC 7538 фронты сливаются. Ни модели с ветром, ни модели без ветра не предсказывают ширин областей HI 0.3-0.4 пк при радиусе областей HII в 1-1.5 пк, что наблюдается в S255 и S257. Мы предполагаем, что нейтральная (молекулярная, атомарная) среда вокруг этих областей HII не является сплошной и однородной, но состоит из отдельных плотных сгустков, окруженных менее плотным веществом. Анализ УФ-поля излучения в областях HII S255 и S257 и окружающих их ФДО показал, что и в ФДО, и в областях HII присутствует пыль, но ее распределение по размерам отличается от распределения в диффузном газе дефицитом мелкой пыли. Проведен анализ спектров в среднем ИК-диапазоне, полученных на телескопе JWST, в ФДО Барьер Ориона. Усреднение по пространству позволило выделить характерные спектры для области HII, атомарной части ФДО и молекулярной, где выделены три отдельных фронта диссоциации молекул Н2, что обусловлено геометрией объекта. Было показано, что в направлении на атомарную часть ФДО ширина полос минимальна, а максимальна в направлении на область HII. Мелкие частицы полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) отсутствуют вблизи области ионизации, но появляются по мере приближения к молекулярной части ФДО, что объясняется фоторазрушением ПАУ мощным УФ-излучением массивных звезд. С использованием архивных наблюдательных данные в инфракрасном диапазоне с телескопов Spitzer и Herschel оценены поток излучения пылевого компонента и распределение вещества в области звездообразования S255. Наблюдаемые значения интенсивности на картах S255 попиксельно сравнивались с результатами теоретических расчетов программы DustEM. В программе варьировались три параметра: массовая доля ПАУ, интенсивность фонового ультрафиолетового излучения и процентное соотношение силикатных и углистых пылинок. По результатам моделирования построены карты распределения массовой доли ПАУ и ультрафиолетового фона в области звездообразования S255. Показано, что в ФДО доля ПАУ в общей массе пыли увеличивается до 0.4-0.5%, тогда как к востоку и западу от ФДО, в областях ионизованного водорода, их доля существенно ниже. Интенсивность УФ излучения растет ближе к ФДО до значений, в 30 раз превышающих интенсивность УФ фона в солнечной окрестности. Оценено время жизни углеродных пылинок (частиц ПАУ) в области HII при условии, что каждое столкновение пылинки с газофазным атомом кислорода ведет к потере пылинкой одного атома углерода. Показано, что для характерных условий в области HII (концентрация водорода 1e2 см-3, температура 10000 К, солнечная металличность) времена жизни небольших пылинок сопоставимы с характерными возрастами наблюдаемых областей HII и пропорциональны радиусам пылинок. Таким образом “горение” ПАУ может быть потенциально эффективным механизмом удаления мелких пылинок из области HII. Существенно снизить частоту столкновений и сместить оценку характерных времен разрушения пылинок может учет электростатических сил. При учете заряда пылинок их среднее время жизни увеличивается в несколько раз, но при этом кислородное "сгорание" пылинок все равно остается более эффективным, чем разрушение пылинок ультрафиолетовым излучением. На основании проведенного анализа нами был сделан вывод о важности механизма окисления ПАУ в условиях областей HII. Проведен анализ свойств излучения пылевого и газового компонентов во внегалактических областях звездообразования с использованием новейших данных, полученных на телескопах JWST, ALMA и VLT. Рассмотрено три способа выделения объектов, связанных со звездообразованием: каталог областей ионизованного водорода по данным обзора PHANGS-MUSE, каталог молекулярных облаков по данным обзора PHANGS-ALMA и каталог комплексов звездообразования (КЗО), выделенных по совокупности наблюдений в радио и ИК-диапазонах. Собранные данные наблюдений внегалактических областей и комплексов звездообразования были использованы для анализа соотношений между различными наблюдаемыми параметрами газового и пылевого компонентов в галактике NGC 628. Показано, что в целом корреляции, выявленные по данным низкого пространственного разрешения, сохраняются и при переходе к данным высокого пространственного разрешения. Выявлены отличия в поведении отношений потоков в среднем ИК диапазоне — F8/F24 (по данным телескопа Spitzer), F7.7/F21 и F11.3/7.7 (по данным JWST). Характерные значения отношения F7.7/F21 оказались примерно одними и теми же в регионах всех рассматриваемых видов (области HII, молекулярные облака, КЗО), тогда как отношения F8/F24 отличаются как друг от друга в регионах разных типов, так и от отношений F7.7/F21 в регионах одного типа. Отмечен ряд корреляций, указывающих на разрушение мелких ароматических частиц во внегалактических областях звездообразования с более жёстким УФ излучением.