Моделирование инфракрасных полос поглощения в спектрах звезд и протозвездных объектов тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Зиновьева, Татьяна Васильевна

• Зиновьева, Татьяна Васильевна
• кандидат физико-математических наук
• 2005

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Зиновьева, Татьяна Васильевна

ВВЕДЕНИЕ

ГЛАВА 1. РАССЕЯНИЕ СВЕТА ЧАСТИЦАМИ С ПЕРЕМЕННЫМ ПРОФИЛЕМ ПОКАЗАТЕЛЯ

ПРЕЛОМЛЕНИЯ

1.1 Шар с промежуточными слоями.

1.1.1 Задача дифракции плоской волны на сферической частице и ее решение.

1.1.2 Тесты, расчеты и результаты.

1.1.3 Влияние вида контура показателя преломления в промежуточном слое на поведение факторов эффективности.

1.1.4 Сравнение с расчетами методом дискретных диполей

1.2 Радиально-неоднородный шар с промежуточными слоями

1.2.1 Определение и исследование контура показателя преломления.

1.2.2 Тесты и численные расчеты.

1.2.3 Сравнение с расчетами методом дискретных диполей

ГЛАВА 2. РАСЧЕТЫ ПРОФИЛЕЙ ИНФРАКРАСНЫХ

ПОЛОС ПОГЛОЩЕНИЯ

2.1 Пылевые полосы поглощения.

2.2 Модели наблюдаемых объектов.

2.3 Модели космических пылинок.

2.4 Наблюдаемые характеристики межзвездных полос поглощения

2.4.1 Общее описание.

2.4.2 Наблюдаемые характеристики ледяной и силикатной полос поглощения.

2.5 Радиально-неоднородные сферические частицы.

2.5.1 Зависимость характеристик полос от параметров модели.

2.5.2 Обсуждение результатов.

2.6 Двухслойные сфероиды.

2.6.1 Параметры модели.

2.6.2 Случайно ориентированные частицы.

2.6.3 Статическая ориентация.

2.6.4 Полная ориентация типа Дэвиса-Гринстейна.

2.6.5 Неполная ориентация типа Дэвиса-Гринстейна

2.6.6 Обсуждение результатов.

ГЛАВА 3. СРАВНЕНИЕ С НАБЛЮДЕНИЯМИ

3.1 Радиально-неоднородные шары.

3.2 Двухслойные сфероиды.

3.2.1 Случайно ориентированные сфероиды.

3.2.2 Статически ориентированные сфероиды.

3.2.3 Полная ориентация типа Дэвиса-Гринстейна.

3.2.4 Неполная ориентация типа Дэвиса-Гринстейна

3.3 Выбор параметров пылевых частиц на основании модельных расчетов.

3.4 Моделирование ледяной и силикатной полос поглощения в спектрах протозвезд.

3.4.1 Объект Беклина-Нейгебауэра

3.4.2 Объект AFGL

3.4.3 Объект AFGL

3.4.4 Объект AFGL

3.4.5 Объект NGC 7538 IRS1.

3.4.6 Объект MonR2 IRS2.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Моделирование инфракрасных полос поглощения в спектрах звезд и протозвездных объектов»

Одной из центральных проблем астрономии было и остается изучение процессов формирования и эволюции звезд. Согласно наиболее распространенной точке зрения в настоящее время звезды образуются в результате коллапса вещества газо-пылевых межзвездных облаков. Коллапсирующие объекты звездной массы называются протозвездами. Они состоят из компактного ядра и протяженной оболочки из газо-пылевого вещества. Зародившаяся звезда нагревает и видоизменяет легкоплавкие пылинки в своей окрестности. Сильный звездный ветер также принимает активное участие в сортировке околозвездной пыли, и через некоторое время молодая звезда становится наблюдаемой в видимой части спектра. На этом этапе звездной эволюции быстро меняется состав околозвездной пыли. В инфракрасных (ИК) спектрах протозвездных объектов часто наблюдаются сильные полосы поглощения. Изредка они наблюдаются также в спектрах звезд, находящихся позади молекулярных облаков, и никогда не видны в направлениях, где луч зрения пересекает лишь диффузные облака.

Пыль играет важную роль на начальных и конечных этапах эволюции звезд. Формирование новой звезды по существу есть завершающий этап эволюции пыли из протозвездного облака. В то же время на заключительных этапах своей эволюции звезды производят новые пылинки, таким образом завершая цикл эволюции звезд в нашей и других галактиках.

Межзвездная пыль играет существенную роль во многих астрофизических процессах, таких как образование молекул, превращение энергии высокоэнергичных фотонов в ИК излучение и т.д. Для того, чтобы глубоко разобраться в эволюции галактик, необходимо изучать межзвездную пыль и ее взаимодействие с излучением. Многое для понимания свойств межзвездной пыли можно получать из наблюдений в ИК области спектра, однако земная атмосфера в значительной степени непрозрачна для электромагнитных волн в диапазоне 1 /лп — 1 мм. Наблюдения проводят, используя несколько окон прозрачности (около 2, 5, 10, 20 цт и ряд других), но лишь наземные И К измерения не позволяют составить полное представление о свойствах пылевых объектов. Поэтому, начиная с 60-ых годов прошлого столетия по настоящее время, для научных исследований используются самолеты и баллоны. На высоте 12 км от поверхности Земли более 99% водяных паров и около 70% СОг остается внизу и в области длин волн между 1/лт и 15/хт исключены практически все внешние помехи, что позволяет проводить качественные наблюдения космических объектов. Подробные описания самолетных телескопов и внеатмосферных исследований можно найти в работах [1] и [2].

Первый инфракрасный астрономический спутник (IRAS, InfraRed Astronomical Satellite) был запущен в 1983 году. Он был оснащен 57-см телескопом и работал в диапазоне АА (8 -г 120)/лп. Со спутника IRAS было обнаружено около 350 ООО инфракрасных источников, зодиакальные пылевые полосы, 6 новых комет, полезные инфракрасные данные для ряда астероидов и многое другое. Следующий ИК спутник — ISO (Infrared Space Observatory), был запущен в конце 1995 года и действовал до середины 1998 года. С его помощью были открыты более 20 новых пылевых полос, обнаружены кристаллические силикаты в оболочках звезд и новые межзвездные молекулы. На спутнике был установлен 60-см телескоп и четыре инструмента:

ИК камера (ISOCAM, фотокамера, 2.5 -г 17//ш) с двумя различными детекторами; фотометр-поляриметр (ISOPHOT, АА 2.5 -г 240/лп); коротковолновый спектрометр (SWS, АА 2.4 -г 45/лп); длинноволновый спектрометр (LWS, АА 45 Ч- 196.8/хга).

Ббльшая часть наблюдательных данных, обсуждаемых в диссертации, была получена на спутниках IRAS и ISO, а также на ИК-телескопе UKIRT обсерватории на Гавайях.

Как отметил Гласс [3], "центральная роль пыли в астрономии больше всего видна в инфракрасной области".

В ИК область спектра попадает максимум теплового излучения относительно холодных объектов с температурой от 2-3 тысяч К до ~ 10 К: звезд поздних спектральных классов и окружающих их пылевых оболочек, звезд на начальных стадиях звездообразования, межзвездных газо-пылевых об- * лаков, а также планет и малых тел Солнечной системы. Инфракрасная спектроскопия пыли позволяет изучать химический состав пылевых частиц непосредственно.

И К спектры плотных облаков получают, наблюдая источники внутри облаков. Типичный объект — объект Беклина-Нейгебауэра (BN) в Орионе [4]. Предполагается, что это недавно образовавшаяся звезда (young stellar objects, YSO), окруженная плотным пылевым коконом [5]. BN — представитель большого класса объектов-протозвезд, отличающихся сходными свойствами. Они имеют приблизительно чернотельное распределение энергии в области от 2 до 20 микрон с яркостной температурой от 400 до 600 К. Протозвездные источники отличаются от компактных областей НИ, которые имеют обычно большой угловой диаметр и существенную тепловую эмиссию от ионизованного газа. Оба типа источников ассоциируют с молекулярными облаками [6, 7]. Вернер и др. [8] предположили эволюционный последовательный статус обоих типов объектов.

В первых спектрах протозвезд, полученных с небольшим спектральным разрешением, были найдены широкие полосы поглощения около 3.1 и 9.7 микрон. 9.7/хт-полоса была открыта в спектрах кислородных гигантов и сверхгигантов и идентифицирована с силикатными частицами [9,10]. Полосу поглощения на 3.1/ли обычно приписывают частицам из аморфного водяного льда [11]. Вклад в коротковолновое крыло 3.1/мп полосы поглощения может вносить аммиачный лед (NH3) [12]. Трехмикронная ледяная полоса была обнаружена также в спектрах звезд, находящихся внутри и позади темного облака в Тельце [13]. Она наблюдается в спектрах большинства плотных облаков [12,14]. Первые попытки интерпретировать наблюдения показали, что наблюдаемый профиль 3.1 //га полосы льда шире вычисленного для кристаллических частиц из Н20. Для объекта BN Лежё и др. [15] предложили использовать пылинки из аморфного льда с радиусами от 0.4/хш до 1.2/хш. В [15] указывается также, что водяной лед создает полосу поглощения на длине волны около 12 /tm, которая должна искажать наблюдаемый профиль 10-микронной силикатной полосы, что было обнаружено позднее. Ряд модельных расчетов 3.1//га полосы был выполнен в работах [13], [16]—[20], где рассматривались модели однородных и двухслойных сферических и цилиндрических пылевых частиц с силикатным ядром и ледяной оболочкой, состоящей как из аморфного льда из Н20, так и из смеси льдов из НгО и NH3. Бугерт [19] для объяснения наблюдений ледяной полосы в спектре звезды Elias 29 использовал частицы с а « 0.6/zm. Ван де Балт и др. [18] установили, что на профиль и силу ледяной полосы на 3.1/лп больше всего влияют форма частицы и химический состав оболочки, а размер частицы и химический состав ядра играют второстепенную роль. Из сравнения с наблюдениями звезд в Тельце они пришли к выводу, что доля НгО в оболочке должна составлять около 60%, а отношение радиусов оболочки и ядра — около 1.3.

Обнаружение 10-микронной полосы в спектрах кислородных гигантов и сверхгигантов [9] привело к идее образования тугоплавких силикатных ядер в атмосферах звезд и последующий их выброс в межзвездную среду вследствие истечения вещества из звезд. Широкие полосы около 9.7/лп наблюдают в спектрах многих объектов — от комет до ядер галактик, — в том числе и в спектрах протозвездных источников. Во многих случаях наблюдается также более слабая 18/хга полоса. Обе полосы видны в спектрах веществ, содержащих железо, кремний, кислород и магний. Однако до недавнего времени отождествлению мешало отсутствие измеренных показателей преломления для этих веществ. Исследованиями силикатных полос занимались Эйткен и др. (см. [21]—[29]), Роуч и др.[30], Смит и др. [31], Митчел и др. [32]. Было обнаружено, что для интерпретации наблюдений лучше подходят аморфные силикаты, чем кристаллические [33]—[35]. Следует отметить, что профиль 9.7/zm полосы, наблюдающийся в спектрах протозвезд, звезд, источников в молекулярных облаках и т.д. мало различается у различных объектов. Кнаке [36] провел сравнительный анализ различных минералов и отметил, что спектры межзвездных силикатов напоминают полосы силикатов, найденных в метеоритах. В 1984 году Ли и Дрейн [37] на основании профилей 9.7/лп и 18/хт силикатных полос, наблюдаемых в спектрах протозвездных источников в Орионе, смоделировали показатель преломления искусственного вещества, названного ими "астрономическим силикатом" ("астросилом"), который многократно использовался впоследствии. В последнее десятилетие были измерены показатели преломления для пироксенов (MgyFeij,Si03) и оливинов (Mg2VFe2-2ySi04), где 0 < у < 1. Показатели преломления этих веществ и многих других можно найти в базе данных оптических постоянных (JPDOC) на сервере Астрономического Института СПбГУ (http: / / www.astro.spbu.ru /JPDOC/entry.html).

Актуальность проблемы. До сих пор проводились исследования полос поглощения в спектрах лишь отдельных источников. Целесообразно рассмотреть наблюдаемые характеристики полос для достаточно большого числа источников, как протозвезд, так и звезд, находящихся в молекулярных облаках. Это даст возможность сделать выводы о составе, структуре и форме пылинок, а также об образовании и эволюции пыли в местах звездообразования. Чаще всего при интерпретации полос использовались сферические частицы. Однако наличие поляризации в полосах, отличной от поляризации в континууме, указывает на присутствие ориентированных несферических пылинок. Не проводилось детального рассмотрения влияния на профили полос шероховатость поверхности пылинок. При интерпретации наблюдений полос поглощения важно сопоставить их с модельными расчетами для реальных веществ. Для нескольких источников это проделал Молстер [38], однако для многих объектов подобное рассмотрение еще не проводилось.

Данная работа посвящена исследованию инфракрасных полос поглощения в спектрах протозвездных источников и звезд. В связи с этим были поставлены следующие задачи:

1. Разработка новой модели пылевой частицы, учитывающей мелкомасштабные отклонения формы поверхности от гладкого шара.

2. Исследование влияния мелкомасштабной несферичности поверхности частицы на характеристики двух наиболее глубоких полос поглощения (3.1 fj.m полоса водяного льда и 9.7/хт силикатная полоса), наблюдаемых в спектрах звезд и протозвезд.

3. Исследование влияния изменений свойств сфероидальных частиц и их ансамблей на характеристики ледяной и силикатной полос.

4. Получение ограничений на параметры моделей путем сравнения наблюдаемых и вычисленных характеристик профилей полос поглощения и поляризационных профилей.

5. Моделирование профилей ледяной и силикатной полос поглощения, наблюдаемых в спектрах нескольких источников.

Первая задача рассмотрена в первой главе, вторая и третья — во второй главе, четвертая и пятая — в третьей.

Научная новизна. Научная новизна полученных результатов заключается в следующем. В диссертации разработана модель радиально-неод-нородного шара, состоящего как из одного вещества, так и из нескольких. Впервые представлена и исследована модель шара с промежуточными слоями для частиц с оболочками, позволяющая описывать частицы с негладким, шероховатым и клочковатым ядром и оболочками. Написаны программы, позволяющие рассчитывать характеристики светорассеяния и моделировать ИК спектры. Впервые изучено влияние мелкомасштабной несферичности частицы на характеристики (положение центра, ширина полосы) и профили полос поглощения. В работе впервые проводится детальное исследование влияния параметров ориентированных двухслойных сфероидальных частиц на характеристики 3.1/лп ледяной и 9.7/яп силикатной полос. Впервые получены выводы о свойствах частиц, создающих полосы поглощения в спектрах нескольких протозвезд, найдены ограничения на параметры частиц и относительное содержание льда и силиката.

Научная и практическая ценность. Расчет рассеяния света шарами с промежуточными слоями позволяет определять оптические свойства частиц с шероховатой и клочковатой поверхностью, в том числе и частиц, состоящих из нескольких веществ, расположенных слоями. Программы дают возможность вычислять следующие характеристики рассеянного излучения: факторы эффективности ослабления, рассеяния, поглощения, рассеяния назад, индикатрисы рассеяния. Они могут быть использованы при решении различных задач астрофизики, биофизики, оптики атмосферы и океана.

Результаты влияния характеристик моделируемых частиц (как шаров с промежуточными слоями, так и двухслойных софокусных сфероидов) на параметры двух инфракрасных полос могут быть применены к исследованиям этих и других полос поглощения в спектрах различных объектов. Ограничения на объемные доли льда и силиката могут быть использованы при исследованиях распространенности химических элементов в космическом пространстве.

Автор выносит на защиту:

1. Методику и результаты расчетов рассеяния света шарами с промежуточными слоями.

2. Результаты расчетов полос поглощения для радиально-неоднород-ного шара с промежуточными слоями.

3. Результаты расчетов полос поглощения для ориентированных сфероидальных частиц.

4. Интерпретацию наблюдаемых инфракрасных полос поглощения в спектрах протозвездных источников и звезд.

Структура и объем диссертации: диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы (197 наименований). Полный объем диссертации — 160 страниц, 60 рисунков, 11 таблиц.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Зиновьева, Татьяна Васильевна

Основные результаты диссертации опубликованы в 7 статьях. Отметим вклад соавторов в совместные работы. В совместных работах [39]-[41] А.Я. Перельманом была поставлена задача, выведены все формулы и дана схема решения. Автором диссертации написан комплекс программ и проведены все вычисления. Вклад соавторов в обсуждение результатов одинаков.

БЛАГОДАРНОСТИ

В первую очередь я хочу поблагодарить Бога, без Его помощи и поддержки диссертации не было бы. Не могу не упомянуть своего духовного учителя и Шри Чинмоя, оказывавших огромную поддержку последние несколько лет; без их любящего участия я не смогла бы продвинуться в исследованиях.

Я также бесконечно благодарна Тане Константиновой, постоянно терпеливо поддерживающей меня все тяжелые последние 6 лет; без ее помощи я бы, наверное, не выдержала трудностей.

Я благодарна Татьяне Васильевне Герасимовой, нашему любимому библиотекарю, за то, что не смотря ни на что, она всегда верила в меня, за ее мудрые советы, доброту и материнскую поддержку. Я также благодарна своему научному руководителю Николаю Васильевичу Вощинникову, за то, что он дал мне возможность заниматься наукой и оказывал некоторую поддержку первые годы.

Я благодарна Анри Яковлевичу Перельману за то, что он влил в меня уверенность в себе, в своих способностях и силах.

А также Н.П.Питьеву, А.К.Колесову, Свете Стариковой, Андрею Васильеву, Ксении Савчук, Алану Кургосову и Максиму Луканину — за их элементарное человеческое участие и неравнодушие к моей научной судьбе.

A.Ф.Холтыгину, Н.Я.Сотниковой и остальной группе В.Г.Горбацкого — за их хорошее душевное отношение.

Доктору К.Смиту — за любезное предоставление наблюдательных данных для силикатной полосы в электронном виде.

B.В.Иванову — за то, что принимал некоторое участие в моей судьбе последний год.

Оппонентам — Льву Семеновичу Ивлеву и Руслану Викторовичу Юдину — за их огромный труд по проверке и рецензии моей работы. В.В.Орлову — за терпеливую возню с моей диссертацией. Всем остальным членам диссертационной комиссии — за то, что нашли время присутствовать на защите диссертации.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Зиновьева, Татьяна Васильевна, 2005 год

1. М.Бадер и Ф.Виттеборн, в: Инфракрасные методы в космических исследованиях, Мир, М., 1977, С. 34.

2. M.Bader and C.B.Wagoner, Appl.Opt., 1970, V. 9, P. 265.

3. I.S.Glass, Handbookof Infrared Astronomy, Cambrige Univ. Press, 1999.

4. E.E.Becklin and G.Neugebauer, Astrophys. J., 1967, V. 147, P. 799.

5. P.J.Bedijn, H.J.Habing and T. de Jong, A&A, 1978, V. 69, P. 73.

6. C.G.Wynn-Williams and E.E.Becklin, Pub.ASP., 1974, V. 86, P. 5.

7. R.C.Puetter, R.W.Russell, B.T.Soifer and S.P.Willner, Astrophys. J., 1979, V. 228, P. 118.

8. M.W.Werner, E.E.Becklin and G.Neugebauer, Science, 1977, V. 197, P. 723.

9. N.J.Woolf and E.P.Ney, Astrophys. J., 1969, V. 155, P. L181.

10. F.C.Gillett and W.J.Forrest, Astrophys. J., 1973, V. 179, P. 483.

11. B.T.Soifer, S.P.Willner, R.W.Capps et.al., Astrophys. J., 1981, V. 250, P. 631.

12. K.M.Merrill, R.W.Russell and B.T.Soifer, Astrophys. J., 1976, V. 207, P. 763.

13. D.C.B.Whittet et.al., Nature, 1983, V. 303, P. 218.

14. R.W.Capps, F.C.Gillett and R.F.Knacke, Astrophys. J., 1978, V. 226, P. 863.

15. A.L£ger, J.Klein, S. de Cheveigne et.al., A&A, 1979, V. 79, P. 256.

16. С. van de Bult, J.M.Greenberg, D.C.B.Whittet, MNRAS, 1984, V. 210, P. 803.

17. C. van de Bult, J.M.Greenberg, D.C.B.Whittet, MNRAS, 1985, V. 214, P. 289.

18. A.C.A.Boogert, A.G.G.M.Tielens, C. Ceccarelli at.al., Astron. Astrophys., 2000, V. 360, P. 683.

19. D.C.B.Whittet, R.Smith, A.J.Adamson, et.al., Astrophys.J., 1996, V. 458, P. 363.

20. Д.К.Эйткен, Симпозиум N 96, В: Инфракрасная астрономия. Мир. М., 1983.

21. D.K.Aitken, In: Polarimetry of the Interstellar Medium, ASP conf. Ser., 1996, V. 97, P. 225.

22. D.K.Aitken, P.F.Roche and P.M.Stepser, MNRAS, 1980, V. 193, P. 207.

23. D.K.Aitken, P.F.Roche, J.A.Bailey et.al., MNRAS, 1986, V. 218, P. 363.

24. D.K.Aitken, P.F.Roche, C.H.Smith et.al., MNRAS, 1988, V. 230, P. 629.

25. D.K.Aitken, C.H.Smith and P.F.Roche, MNRAS, 1989, V. 236, P. 919.

26. D.K.Aitken, C.H.Smith, P.F.Roche and C.M.Wright, MNRAS, 1990, V. 247, P. 466.

27. D.K.Aitken, C.H.Smith et.al., MNRAS, 1993, V. 262, P. 456.

28. D.K.Aitken, C.H.Smith et.al., MNRAS, 1997, V. 286, P. 85.

29. P.F.Roche and D.K.Aitken, MNRAS, 1984, V. 208, P. 481.

30. C.H.Smith, C.M.Wright, D.K.Aitken, et.al., MNRAS, 2000, V. 312, P. 327.

31. R.M.Mitchell and G.Robitson, MNRAS, 1981, V. 191, P. 801.

32. K.L.Day and B.Donn, Astrophys. J., 1979, V. 222, P. L45.

33. J.B.Stephen, R.W.Russell, Astrophys. J., 1979, V. 228, P. 780.

34. K.L.Day, Astrophys. J., 1979, V. 234, P. 158.

35. Р.Ф.Кнаке, В: Протозвезды и планеты. Мир. М., 1982.

36. B.T.Drain and H.M.Lee, Astrophys.J., 1984, V. 285, P. 89.

37. F.J.Molster, PhD Thesis, University of Amsterdam, 2000.

38. А.Я.Перельман, Т.В.Зиновьева, Опт. и спектр., 2002, Т. 92, N 3, С. 468.

39. А.Я.Перельман, Т.В.Зиновьева, Физ. атм. и океана, 2002, Т. 38, N 4, С. 515.

40. А.Я.Перельман, Т.В.Зиновьева, Опт. атм. и океана, 2001, Т. 14, N 8, С. 669.

41. Т.В.Зиновьева, Опт. и спектр., 2004, Т. 97, N 3, С. 451.

42. T.V.Zinov'eva, А&А Transact., 2003, V. 22, Р. 51.

43. Т.В.Зиновьева, АЖ, 2005, Т. 82, N 5, С. 466.

44. Т.В.Зиновьева, Письма в АЖ, 2005, Т. 31, N 7, С. 513.

45. К.Ф.Борен, Д.Р.Хафмен, Поглощение и рассеяние света малыми частицами. Мир. М., 1986.

46. К.С.Шифрин, Рассеяние света в мутной среде. Гостехиздат. М., 1951.

47. М.В.Кабанов, Рассеяние оптических волн дисперсными средами. Часть I. Дисперсные частицы. Издание Томского филиала СО АН СССР, Томск, 1983.

48. Г.Хюлст ван де, Рассеяние света малыми частицами. ИЛ. М., 1961.

49. Э.Мак-Картни, Оптика атмосферы, Мир, М., 1979.

50. Li Kai, P.Massoli, Appl.Opt., 1994, V. 33, N 3, P. 501.

51. А.П.Пришивалко, В.А.Бабенко, В.Н.Кузьмин, Рассеяние и поглощение света неоднородными и анизотропными сферическими частицами. Наука и техника. Минск, 1984.

52. А.П.Пришивалко, Оптические и тепловые поля внутри светорассеи-вающих частиц, Наука и техника. Минск, 1983.

53. A.Y.Perelman, Appl.Opt., 1979, V. 18, N 13, P. 2307.

54. A.Y.Perelman, Appl.Opt., 1996, V. 35, N 27, P. 5452.

55. К.С.Шифрин, А.Я.Перельман, А.М.Кокорин, Опт. и спектр., 1985, Т. 59, N 3, С. 597.

56. R.H.Giese, K.Weiss, R.H.Zerull,T.Ono, А&А, 1978, V. 65, P. 265.

57. К.С.Шифрин, А.Я.Перельман, А.М.Кокорин, Письма в ЖТФ, 1985, Т. 11, N 13, С. 790.

58. N.V.Voshchinnikov, Optics of Cosmic Dust. Part I., Astrophys. and Space Physics, 2002, V. 12, N 1.

59. N.V.Voshchinnikov, J.S.Mathis, Astrophys.J., 1999. V. 526, P. 257.

60. N.V.Voshchinnikov, Optics of Cosmic Dust, Kluwer Academ. Publ., 2002. P. 1.

61. T.Y.Brooke, K.Sellgren and T.R.Geballe, Astrophys.J., 1999, V. 517, P. 883.

62. J.E.Chiar, P.A.Gerakines, D.C.B.Whittet at.al., Astrophys.J., 1998, V. 498, P. 716.

63. J.E.Chiar, A.G.G.M.Tielens, D.C.B.Whittet at.al., Astrophys.J., 2000, V. 537, P. 749.

64. L.d'Hendecourt, C.Joblin and A.P.Jones, Eds., Solid Interstellar Matters: the ISO Revolution Springer-Verlag, Berlin, 1999.

65. W.W.Duley, Astrophys.J., 2000, V. 528, P. 841.

66. D.Fabian, H.Mutschke, F.Kerschbaum and J.Dorschner, A&A, 2001, V. 373, P. 1125.

67. E.L.Gibb, D.C.B.Whittet, W.A.Schutte et.al., Astrophys.J., 2000, V. 536, P. 347.

68. E.L.Gibb, D.C.B.Whittet, J.E.Chiar, Astrophys.J. 2001, V. 558, P. 702.

69. K.D.Gordon, A.N.Witt, R.J.Rudy et.al., Astrophys.J., 2000, V. 544, P. 859.

70. Th.Henning, Astrophys. and Spase Science, 1983, V. 97, P. 405.

71. J.H.Lacy, H.Faraji, S.A.Sandford and L.J.Allaraandola, Astrophys.J., 1998, V. 501, P. L105.

72. Y.J.Pendleton, A.G.G.M.Tielens, A.T.Tokunaga and M.P.Bernstein, Astrophys.J., 1999, V. 513, P. 294.

73. W.A.Schutte, K.A. van der Hucht, D.C.B.Whittet et.al., A&A, 1998, V. 337, P. 261.

74. W.A.Schutte, A.C.A.Boogert, A.G.G.M.Tielens, D.C.B.Whittet et.al., A&A, 1999, V. 343, P. 966.

75. R.Siebenmorgen, E.Kritgel, and R.J.Laureijs, A&A, 2002, V. 377, P. 735.

76. A.K.Speck, M.Barlow, R. J.Sylvester and A.M.Hofmeister, A&ASS, 2000, V. 146, P. 437.

77. H.W.W.Spoon, J.V.Keane, A.G.G.M.Tielens et.al., A&A, 2002, V. 385, P. 1022.

78. A.G.G.M.Tielens, A.T.Tokunaga, T.R.Geballe and F.Baas, Astrophys.J., 1991, V. 381, P. 181.

79. A.G.G.M.Tielens and D.C.B.Whittet, Molecules in Astrophysics: Probes and Processes, IAU Symp., 1997, V. 178, P. 45.

80. D.C.B.Whittet, A.Adamson, W.W.Duley at.al., MNRAS, 1989, V. 241, P. 707.

81. D.C.B.Whittet, P.A.Gerakines, A.G.G.M.Tielens at.al., Astrophys.J., 1998, V. 498, P. L159.85 8687