Остаточное магнитное поле аккреционных дисков молодых звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.02, кандидат наук Хайбрахманов, Сергей Александрович

• Хайбрахманов, Сергей Александрович
• кандидат наук
• 2014

Оглавление диссертации кандидат наук Хайбрахманов, Сергей Александрович

Содержание

Введение

1. Аккреционные диски молодых звезд

1.1 Молодые звездные объекты

1.2 Аккреционные диски молодых звезд

1.3 Теория остаточного магнитного поля

1.4 Проблема углового момента

1.5 Основные модели аккреционных дисков

1.6 Магнитные поля в аккреционных дисках

1.7 «Мертвые» зоны в аккреционных дисках молодых звезд

1.8 Выводы по главе 1

2. МГД модель аккреционного диска

2.1 Постановка задачи

2.2 Основные уравнения

2.2.1 Уравнения стационарной дисковой аккреции

2.2.2 Уравнения модели Шакуры и Сюняева

2.2.3 Степень ионизации

2.2.4 Магнитное поле

2.2.5 Внутренняя и внешняя границы аккреционного диска

2.3 Аналитическое решение

2.4 Выводы по главе 2

3. Интенсивность и геометрия остаточного магнитного поля в аккреционных дисках

3.1 Замечания к численным расчетам

3.2 Структура аккреционного диска

3.3 Степень ионизации

3.4 Вертикальное магнитное поле

3.5 Геометрия магнитного поля

3.5.1 Влияние параметров пыли

3.5.2 Влияние скоростей ионизации

3.5.3 Влияние темпа аккреции

3.6 Влияние магнитного поля на вертикальную структуру аккреционных дисков молодых звезд

3.6.1 Основные уравнения

3.6.2 Решение

3.6.3 Влияние граничных условий

3.6.4 «Магнитная» шкала высоты аккреционного диска

3.7 Влияние эффекта Холла на интенсивность и геометрию магнитного поля в аккреционных дисках

3.7.1 Анализ уравнения индукции

3.7.2 Относительная роль омической диффузии, магнитной амби-полярной диффузии и эффекта Холла

3.7.3 Численные расчеты интенсивности и геометрии магнитного поля аккреционных дисков с учетом эффекта Холла

3.8 Выводы по главе 3

4. Физика «мертвых» зон

4.1 Определение границ «мертвых» зон

4.2 Влияние скоростей ионизации на свойства «мертвых зон»

4.3 Зависимость свойств «мертвых» зон от массы звезды

4.4 Влияние эффекта Холла на свойства «мертвых» зон

4.5 Выводы по главе 4

Заключение

Приложения

А. Аналитическое решение

А.1 Область вязкого нагрева

А.2 Область нагрева звездой

Б. Уравнение индукции с учетом омической диффузии, магнитной ам-

биполярной диффузии и эффекта Холла

Б.1 Обобщенный закон Ома

Б.2 Уравнение индукции

Литература

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Остаточное магнитное поле аккреционных дисков молодых звезд»

Введение

Актуальность темы исследования. Согласно наблюдениям в инфракрасном, оптическом и радиодиапазонах, большинство молодых звезд имеет аккреционные диски [1, 2]. Аккреционные диски представляют собой газопылевые структуры, в которых вещество, вращаясь по почти кеплеровским орбитам, под действием гравитации медленно по спирали падает на звезду. Наблюдения показывают, что аккреционные диски имеют размеры от десятков до сотен астрономических единиц, массы от 0.001 до 0.1 масс Солнца. Типичное время жизни таких дисков равно 1-10 миллионов лет. В процессе эволюции звезды темп аккреции уменьшается от 10~6Мо/год до 10~9Мо/год. Интерес к изучению аккреционных дисков молодых звезд связан с тем, что в последние десятилетия активно открываются и исследуются внесолнечные планеты, число которых составляет 1056 по состоянию на 20 декабря 2013 года1. Предполагается, что на поздних стадиях эволюции аккреционные диски превращаются в протопланетные диски, в которых происходит образование планет (см., например, [3, 4]).

Поляризационные исследования инфракрасных источников, а также наблюдения коллимированных истечений в областях звездообразования указывают на то, что в коллапсирующих протозвездных облаках присутствует крупномасштабное магнитное поле, имеющее геометрию типа песочных часов. Численные расчеты коллапса замагниченных протозвездных облаков показывают, что магнитный поток частично сохраняется в процессе коллапса и формирования протозвездного диска [5, 6]. Это означает, что в молодых звездах и их аккреционных дисках должно присутствовать крупномасштабное магнитное поле остаточной природы.

Согласно современным моделям, магнитное поле играет ключевую роль в про-

11шр.//ехор1апеГ.еи/саГа1с^/

цессах переноса углового момента в аккреционных дисках посредством турбулентности, истечений, магнитного торможения [7]. Считается, что источником турбулентности в дисках является магниторотационная неустойчивость, развивающаяся в дифференциально вращающемся диске в присутствии магнитного поля [8]. Однако интенсивность и геометрия остаточного магнитного поля в аккреционных дисках молодых звезд исследованы плохо. Измерения магнитного поля в аккреционных дисках молодых звезд немногочисленны [9]. В существующих полуаналитических и численных моделях интенсивность магнитного поля, как правило, задается, и не учитываются одновременно основные процессы ионизации и диффузии. В связи с этим, актуальной задачей является разработка модели аккреционных дисков с магнитным полем и исследование интенсивности и геометрии остаточного магнитного поля в аккреционных дисках молодых звезд.

Степень разработанности темы.

Основной целью теории остаточного магнитного поля является исследование эволюции магнитного потока молекулярных облаков в процессе звездообразования. Гипотеза остаточного магнитного поля звезд была изначально сформулирована в работах Каулинга [10], Спитцера [11] и Местела [12]. Согласно этой гипотезе, магнитное поле звезд является остатком (реликтом) магнитного поля галактики. Эволюция остаточного магнитного потока протозвездных облаков исследовалась в работах Дудорова [5, 13]. В этих работах показано, что звезды типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига, а также магнитные Ср-звезды могут рождаться с достаточно интенсивным магнитным полем. Согласно детальным исследованиям с учетом основных ионизационных и рекомбинационных процессов, часть остаточного магнитного потока в процессе коллапса и образования звезды удаляется за счет омической диффузии и магнитной амбиполярной диффузии.

Из наблюдений и численных расчетов следует, что магнитное поле в протозвездных дисках является полоидальным. Дудоров и Сазонов [14] отметили, что в процессе сферически-симметричного сжатия протозвездного облака магнитное поле приобретает квазирадиальную геометрию. Аналогичный вывод был сделан Бисноватым-Коганом и Рузмайкиным в отношении аккреции замагниченного вещества на коллапсирующие звезды [15].

К генерации радиальной компоненты магнитного поля в диске с изначально вертикальным магнитным полем приводит аккреция. В работах по исследованию эволюции крупномасштабного внешнего магнитного поля в тонком аккреционном диске [16, 17] показано, угол наклона линий полоидального магнитного поля по отношению к оси вращения диска определяется эффективностью диффузионных процессов. В этих работах учитывалась омическая диффузия, эффективность которой фиксировалась с помощью магнитного числа Прандтля V, равного отношению коэффициента магнитной вязкости к коэффициенту турбулентной вязкости. В работе Рейеса-Руиза и Степински [18] исследовалась аналогичная проблема с учетом турбулентной диффузии, эффективность которой также фиксировалась с помощью магнитного числа Прандтля. В этой работе показано, что в дополнение к радиальной компоненте магнитного поля в диске генерируется сильная тороидальная компонента за счет орбитального вращения. Лавлэйс и Бисноватый-Коган [19] нашли, что стационарное решение, когда адвекция магнитного поля уравновешивается его диффузией, существует только при определенном значении плазменного параметра (5С — 2.4г/(аН), где а - турбулентный параметр, Н - шкала высоты аккреционного диска на расстоянии г от звезды.

Основными механизмами ограничения магнитного потока в областях низкой степени ионизации в аккреционных дисках молодых звезд являются омическая диффузия и магнитная амбиполярная диффузия (см., например, [20]). В областях, где существенна генерация азимутальной компоненты магнитного поля, по-видимому, должна быть эффективна плавучесть [21].

Эффективность диффузии магнитного поля определяется степенью ионизации вещества. Основные источники ионизации аккреционных дисков молодых звезд -космические лучи и рентгеновское излучение - хорошо ионизуют только поверхностные слои диска [22, 23]. Вблизи срединной плоскости диска образуется область низкой степени ионизации - так называемая «мертвая» зона, в которой омическая диффузия подавляет развитие магниторотационной неустойчивости [22]. Магнитная амбиполярная диффузия приводит к дополнительному увеличению размеров «мертвых» зон [24]. Параметры пыли [25, 26], содержание металлов в газовой фазе [27, 28] существенно влияют на степень ионизации и на параметры «мертвых» зон.

В последние годы возрастает интерес к влиянию эффекта Холла на динамику замагниченных аккреционных дисков [20]. Как показывают исследования развития магниторотационной неустойчивости, эффект Холла может как способствовать, так и препятствовать развитию магниторотационной неустойчивости в замагниченных аккреционных дисках в зависимости от взаимной ориентации векторов магнитного поля и угловой скорости [29]. Шалыбков [30] отметил, что эффект Холла приводит к изменению геометрии магнитного поля. Однако, это явление не исследовалось в применении к аккреционным дискам.

Таким образом, для исследования магнитных полей аккреционных дисков молодых звезд необходимо учитывать большое количество физических процессов, таких как: турбулентность, ионизация, диффузия, перенос излучения. Одновременный учет перечисленных процессов в трехмерных численных расчетах на данный момент представляет сложную вычислительную задачу. Самым распространенным подходом является численное моделирование в рамках так называемого локального «shearing-box» приближения [8, 31]. Трехмерные численные расчеты глобальной структуры замагниченных аккреционных дисков направлены, в первую очередь, на исследование условий развития и поддержания МГД-турбулентности в аккреционных дисках. Подобные расчеты, как правило, выполнялись в рамках приближения идеальной МГД [32]. Дзюркевич и другие [33] рассчитали параметры «мертвых» зон в рамках трехмерного численного моделирования с учетом омической диффузии и показали, что происходит диффузия магнитного поля из поверхностных слоев диска в «мертвую» зону. Зачастую численные расчеты выполняются без учета вертикального магнитного поля. В рамках локальных расчетов с учетом магнитной амбиполярной диффузии Саймон и другие [34] показали, что вертикальное магнитное поле существенно влияет на динамику развития магниторотационной неустойчивости в аккреционных дисках.

В связи со сложностью проведения многомерных численных расчетов с учетом основных процессов, широкое распространение получили аналитические модели, такие как: модель Шакуры и Сюняева [35] и модель солнечной туманности минимальной массы [36, 37]. В стандартной модели Шакуры и Сюняева предполагается, что турбулентность является основным механизмом переноса углового момен-

та. Уравнения модели имеют аналитическое решение для радиальной структуры диска, однако магнитное поле в этом решении не определяется. Модель солнечной туманности минимальной массы реконструирует радиальный профиль поверхностной плотности в протосолнечной туманности. Но эта модель, даже неявно, не содержит физических механизмов переноса углового момента в дисках, и также не учитывает магнитное поле.

В существующих моделях центробежного ветра детально исследована вертикальная структура аккреционных дисков с магнитным полем с учетом омической и магнитной амбиполярной диффузии. Однако эти модели как правило локальны и используют фиксированную интенсивность магнитного поля (см., например, [38]). Следует отметить, что в последние годы развиваются комплексные модели, учитывающие несколько механизмов переноса углового момента. Например, Бай и Стоун [39, 40] показали, что основным механизмом переноса углового момента во внутренних и внешних областях диска является МГД-турбулентность, а в «мертвых» зонах течение ламинарно, и аккреция происходит за счет центробежного ветра.

Таким образом, несмотря на пристальное внимание к процессам развития МГД турбулентности в аккреционных дисках и механизмам образования магнитных истечений, эволюция остаточного магнитного потока в аккреционных дисках детально не исследовалась. Существующие модели не учитывают крупномасштабного магнитного поля. Расчеты интенсивности и геометрии магнитного поля выполнялись только с учетом омической или турбулентной диффузии. Не исследовалось влияние магнитной амбиполярной диффузии, плавучести и эффекта Холла на интенсивность и геометрию магнитного поля.

Общим недостатком предыдущих исследований замагниченных аккреционных дисков, как аналитических, так и численных, является то, что в них используются заданная интенсивность или тип геометрии магнитного поля. Интенсивность магнитного поля как правило задается с помощью различного рода оценок: из условия равнораспределения (равенство газового и магнитного давления); из условия эффективного переноса углового момента ориентированным магнитным полем [41]; из условия пропорциональности магнитных натяжений турбулентным [42, 43]; из отношения массы протозвездного облака к его магнитному потоку [44].

Для корректного исследования эволюции остаточного магнитного потока и образования планет в аккреционных дисках молодых звезд необходимо построение модели аккреционного диска с магнитным полем, учитывающей основные физические процессы рекомбинаций и ионизации, индуктивного усиления и диффузии магнитного поля.

Цели и задачи. Основной целью работы является теоретическое исследование динамики аккреционных дисков молодых звезд с остаточным крупномасштабным магнитным полем. Задачи диссертационной работы:

1) Модификация стандартной модели аккреционных дисков Шакуры и Сюняева для учета остаточного крупномасштабного магнитного поля.

2) Исследование интенсивности и геометрии остаточного магнитного поля аккреционных дисков молодых звезд с учетом омической диффузии, магнитной ам-биполярной диффузии и плавучести.

3) Включение эффекта Холла в уравнения разрабатываемой модели. Исследование влияния эффекта Холла на интенсивность и геометрию остаточного магнитного поля в аккреционных дисках молодых звезд.

4) Исследование физики «мертвых» зон в аккреционных дисках молодых звезд с учетом омической й магнитной амбиполярной диффузии, а также эффекта Холла, в зависимости от параметров пыли и скоростей ионизации.

Научная новизна.

1) Предложена оригинальная МГД модель аккреционных дисков с остаточным крупномасштабным магнитным полем.

2) В рамках модицифированной модели Шакуры и Сюняева, впервые получено аналитическое решение для радиальных профилей степени ионизации и компонент магнитного поля с учетом омической и магнитной амбиполярной диффузии.

3) Впервые рассчитана интенсивность и геометрия остаточного магнитного поля аккреционных дисков молодых звезд с учетом омической диффузии, магнитной амбиполярной диффузии, плавучести и эффекта Холла.

4) Впервые исследовано влияние магнитной амбиполярной диффузии и эффекта Холла на свойства «мертвых» зон в зависимости от параметров пыли и скоростей ионизации.

Теоретическая значимость диссертации заключается в развитии теории остаточного магнитного поля и стандартной модели аккреционных дисков Шакуры и Сюняева. Магнитные поля играют ключевую роль в динамике аккреционных дисков молодых звезд, поэтому включение магнитного поля в уравнения модели аккреционного диска является важным и необходимым шагом в исследовании эволюции звезд и планет. Разработанная модель может быть использована в качестве базовой для дальнейшего исследования динамики аккреционных дисков с учетом влияния остаточного магнитного поля на структуру аккреционного диска.

Практическая значимость диссертации заключается в том, что разработанная модель может применяться для интерпретации наблюдаемых явлений, связанных с магнитными полями аккреционных дисков молодых звезд. К таким проявлениям можно отнести истечения и нестационарные вспышечные явления. Предсказания интенсивности и геометрии магнитного поля крайне полезны в связи с введением в строй интерферометра ALMA2, угловое разрешение которого позволяет детально исследовать структуру аккреционных дисков молодых звезд. Разработанная модель может быть также использована для исследования условий образования планет в «мертвых» зонах аккреционных дисков молодых звезд.

Достоверность полученных результатов. Разработанная модель основана на классической модели аккреционных дисков Шакуры и Сюняева. Корректность полученных в диссертации результатов обеспечивается использованием стандартных методов теоретической и вычислительной физики при решении уравнений модели. Рассчитываемые в рамках модели профили поверхностной плотности аккреционных дисков, их массы и размеры сравниваются с наблюдаемыми. Рассчитанная сте-

2 http //www.almaobservatory.org/

пень ионизации и интенсивность магнитного поля в аккреционных дисках молодых звезд сопоставляются с наблюдательными и теоретическими оценками. Производится сравнение полученных результатов с результатами других авторов.

Методы исследования. Исследования выполнялись как аналитически, так и численно, в рамках оригинальной модели, включающей уравнения магнитной газодинамики с учетом омической и магнитной амбиполярной диффузии, уравнения ионизационного баланса с учетом тепловой и ударной ионизации. Система уравнений в приближениях модели представляет собой систему нелинейных алгебраических уравнений, и решается численно с помощью итерационных методов. Алгоритм решения уравнений модели реализован в виде программного комплекса на языке С++.

Основные результаты и положения, выносимые на защиту.

1) МГД модель аккреционных дисков с остаточным крупномасштабным магнитным полем. Модель включает уравнения Шакуры и Сюняева, уравнение индукции с учетом омической, магнитной амбиполярной диффузии и эффекта Холла, уравнения тепловой и ударной ионизации.

2) Аналитическое решение уравнений модели в случае степенной зависимости степени ионизации от плотности.

3) Показано, что магнитное поле вморожено и имеет квазиазимутальную геометрию вблизи внутренней границы аккреционного диска. Магнитное поле является квазиполидальным в «мертвых» зонах в присутствии пыли. Во внешних областях аккреционных дисков магнитное поле имеет квазиазимутальную геометрию при стандартных параметрах пыли и скоростях ионизации. В случае крупных пылинок или увеличенных скоростей ионизации, магнитное поле является квазирадиальным в этих областях. В отсутствие пыли, магнитное поле вморожено и имеет квазиазимутальную геометрию вблизи внутренней границы аккреционного диска и квазирадиальную геометрию во внешних областях диска.

4) Обнаружено, что эффект Холла приводит к преобразованию азимутального

магнитного поля в полидальное и наоборот, что способствует генерации истечений в аккреционных дисках.

5) Найдено, что при стандартных размерах пылинок и скоростях ионизации внешняя граница «мертвой» зоны определяется магнитной амбиполярной диффузией, и лежит на расстояниях от 3 до 21 а.е. от звезды в зависимости от массы звезды в интервале от 0.5 до 2 масс Солнца.

Апробация результатов. Основные результаты работы докладывались на следующих конференциях и семинарах: еженедельный астрофизический семинар под руководством д.ф.-м.н. профессора Дудорова А.Е. (Челябинск, ЧелГУ, с 2008 года); 37-я, 38-я, 39-я, 40-я, 41-я и 42-я Международная студенческая научная конференция «Физика космоса» (Екатеринбург, УрГУ, Коуровская астрономическая обсерватория, 2008-2013); 32-я и 34-я Студенческая научная конференция «Студент и научный прогресс» (Челябинск, ЧелГУ, 2008, 2010); 9 съезд Астрономического общества и международная научная конференция «Астрономия и астрофизика начала XXI века» (Москва, ГАИШ, 2008); Международная российская конференция «X За-бабахинские научные чтения» и «XI Забабахинские научные чтения» (Снежинск, РФЯЦ-ВНИИТФ, 2010, 2012); Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2010 и ВАК-2013 (CAO РАН, Н. Архыз, 2010; Санкт-Петербург, Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, 2013); European week of astronomy and space science: joint European national astronomical meeting 2011 (Saint Petersburg, Russia, 2011); Всероссийская конференция «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра», (Москва, ИКИ РАН, 2012); COSPAR Symposium «Cosmic magnetic fields: legacy of A.B. Severny» (Nauchny, Ukraine); Семинар рабочей группы «Физика межзвездной среды и туманностей», посвященный памяти Юрия Ивановича Глушкова (МГУ ГАИШ, 2013).

Публикации и личный вклад. По теме диссертации опубликовано 3 статьи в журналах, включенных в перечень ВАК и приравненных к ним, 16 публикаций докладов в сборниках трудов международных и всероссийских конференций. Личный вклад автора заключается в разработке модели аккреционных дисков, написании программы для численного решения уравнений разработанной модели, прове-

дении аналитических и численных исследований, анализе результатов, подготовке материалов к публикации.

Структура и объем диссертации. Работа состоит из введения, четырех глав, заключения, списка публикаций автора из 19 печатных работ, списка литературы из 136 источников и двух приложений; изложена на 155 страницах, включая 2 приложения; содержит 7 таблиц и 30 рисунков.

Глава 1

Аккреционные диски молодых звезд

1.1 Молодые звездные объекты

Согласно современным наблюдательным данным, звездообразование происходит во вращающихся замагниченных ядрах молекулярных облаков [1, 13, 45, 46]. Самыми близкими к Солнцу областями современного образования являются комплексы молекулярных облаков в созвездиях Тельца, Пегаса и Ориона. Центробежные и электромагнитные силы в процессе гравитационного сжатия протозвездных облаков приводят к формированию дископодобных структур вокруг протозвезд. Наличие газопылевых уплощенных оболочек вокруг рождающихся звезд определяется по инфракрасному избытку в спектре протозвезды [47, 48].

Молодыми звездными объектами (МЗО) называют звезды на ранних стадиях их образования и эволюции, до выхода на главную последовательность. К молодым звездным объектам относят протозвезды (инфракрасные источники), звезды типа Т Тельца, звезды Ае/Ве Хербига, а также коричневые карлики. Классификация молодых звездных МЗО производится на основе анализа спектра МЗО в инфракрасном диапазоне [49]. Из наблюдений известно, что МЗО имеют инфракрасный избыток в спектре, по сравнению со вкладом фотосферы [50]. Эта особенность вызвана наличием пыли в оболочке вокруг молодой звезды [51].

Чтобы количественно описать инфракрасный (ИК) избыток в спектре МЗО, Адаме и другие [49] ввели спектральный индекс в диапазоне длин волн от ближнего ИК (2 мкм) до среднего ИК (10 мкм):

log (AFa)

а™ -¡¿¿Г' (1Л)

характеризующий угол наклона кривой спектра. Здесь Fa - плотность потока излучения на длине волны Л. В зависимости от спектрального индекса МЗО делятся на следующие типы:

• Класс 0: пик в спектре в области средних и миллиметровых длин волн (Л с^ 100 цм). К данному типу относятся инфракрасные источники - протозвезды, окруженные массивными сплюснутыми оболочками - протозвездными дисками. Характерные наблюдаемые темпы аккреции составляют > 10~5Мо/год для таких систем.

• Класс 1: Qjr > 0, то есть плоский или возрастающий спектр в диапазоне средних ИК. К данному классу относят молодые звезды типа Т Тельца, окруженные оптически толстыми аккреционными дисками с типичным темпом аккреции - 10~6 М0/год.

• Класс 2: — 2 < Q']R < 0 - классические звезды Типа Т Тельца с оптически толстыми, но геометрически тонкими аккреционными дисками (Classical Т Tauri Stars, CTTS). Характерные значения темпа аккреции: Ю-7 — 10"~8Мо/год. В спектрах этих объектов наблюдаются также сильные эмиссионные линии водорода HQ,.

• Класс 3: o;jR < —2 - избыток в ИК диапазоне спектра либо слабый, либо отсутствует. Эти источники отождествляются со поздними звездами типа Т Тельца (в англоязычной терминологии: Post Т Tauri stars, или Weak-lined Т Tauri stars, WTTS, звезды со слабой эмиссионной линией водорода HQ,). Отсутствие инфракрасного избытка говорит о том, что диск является оптически тонким или вообще отсутствует.

Схематически спектры МЗО класса 0, 2 и 3 показаны на рисунке 1.1. Приведенная последовательность МЗО считается эволюционной. Основные наблюдаемые характеристики дисков на каждой стадии показаны в таблице 1.1. В процессе гравитационного коллапса вокруг протозвезды (класс 0, возраст порядка 105 лет) образуется массивный геометрически и оптически толстый протозвездный диск. В ходе

аккреции масса диска уменьшается, и на стадиях класса 1 и 2 (106 — 107 лет) аккреционные диски являются маломассивными, геометрически тонкими, но оптически толстыми. Предполагается, что после прохождения стадии класса 2 начинается образование планет, то есть аккреционный диск превращается в протопланетный диск (класс 3).

\(мкм)-»-

Рисунок 1.1. Классификация молодых звездных объектов по спектрам (сверху: класс 0, посередине: класс 2, снизу: класс 3). Черными линиями на рисунках схематически показан спектр молодого звездного объекта, пунктирной линией — черно-телъный спектр. Рисунок взят из работы [52].

Термин переменные звезды типа Т Тельца был введен в середине 50-х годов

Таблица 1.1. Наблюдательные характеристики молодых звездных объектов.

класс МЗО 0 1 2 3

(О (2) (3) (4) (5)

МЗО протозвезда CTTS WTTS

Возраст, лет 104 - Ю5 п ■ 105 106 ю7

% дисков 100 > 70 > 60 < 30

оптическая толщина - > 1 > 1 < 1

отношение Н/г ~ 1 - 0.1 0.01 -0.1 0.001

радиус, а.е. > 103 ~ 103 - ю2 < ю2

темп аккреции, М0/год > 10"5 - Ю-6 10"8 - ю-7 ~ 10"9

истечения. % 100 80 70 -

магнитное поле, % 100 80 70 -

тип диска оболочка аккреционный аккреционный протопланетный

XX века Альфредом Джоем [53]. Эти звезды являются маломассивными молодыми звездами спектральных классов Б, в, К, М (с возрастами 105 ч-107 лет), рождающимися в ядрах молекулярных облаков. Массы звезд типа Т Тельца лежат в диапазоне от 0.5 до 3-4 масс Солнца. Эти звезды характеризуются сильными эмиссионными линиями водорода, а также переменностью потока излучения в оптическом диапазоне, вариации которого достигают трех звездных величин. Источниками переменности также служат пятна на поверхности этих звезд, которые, вероятно, вызваны аккрецией вещества на звезду. Кроме того, звезды типа Т Тельца демонстрируют признаки мощных рентгеновских вспышек, звездного ветра и биполярных истечений [54].

Массивные молодые звезды спектрального класса А или В, имеющие массы от двух до восьми масс Солнца, относятся к типу звезд Ае/Ве Хербига [55], и демонстрируют схожие со звездами типа Т Тельца свойства.

Из всех свойств звезд типа Т тельца для нас наиболее важными являются наличие магнитных полей и сильная рентгеновская светимость. В настоящее время установлено, что молодые звезды типа Т Тельца обладают сильными магнитными полями на поверхности. Интенсивность магнитного поля на поверхности звезд определяется с помощью техники измерения прямого Зеемановского расщепления линий в спектрах. Первые подобные измерения [56, 57] указали на то, что звезды

типа Т Тельца обладают полями 1500-3000 Гс, покрывающими всю поверхность звезды. С помощью измерения Зеемановского расщепления линий Ti I в атмосферах 14 классических звезд типа Т Тельца из комплекса Тельца были получены значения среднего по поверхности магнитного поля в диапазоне от 1.1 до 2.9 кГс [58]. С помощью аналогичной техники получена поверхностная интенсивность магнитного поля 1-3 кГс для звезд типа Т Тельца из туманности Ориона [59]. Несмотря на то, что спектрополяриметрические исследования показывают, что магнитное поле звезд Т Тельца не является чисто дипольным, на расстояниях более 2-3 радиусов звезды дипольная компонента преобладает [58, 59].

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Хайбрахманов, Сергей Александрович, 2014 год

Литература

[1] Shu, F. H. Star formation in molecular clouds: observation and theory / F. H. Shu, F. C. Adams, S. Lizano // Annu. Rev. Astron. Astrophys.— 1987.— Vol. 25.— P. 23.

[2] Williams, J. P. Protoplanetary disks and their evolution / J. P. Williams, L. A. Cieza // Ann. Rev. Astron. Astrophys.— 2011,— Vol. 49,— P. 67.

[3] Сафронов, B.C. Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет / B.C. Сафронов,— Москва : Наука, 1969.

[4] Armitage, P. J. Astrophysics of planet formation / P. J. Armitage. — 1 edition. — New York : Cambridge university press, 2010.

[5] Дудоров, A.E. Гидродинамика коллапса межзвездных облаков. IV. Степень ионизации и амбиполярная диффузия / А.Е. Дудоров, Ю.В. Сазонов // Научные информации.— 1987.— Т. 63.— С. 68.

[6] Zamozdra, S. N. Magnetic field of protostellar accretion disks / S. N. Zamozdra, A. G. Zhilkin//Astron. Astrophys. Trans. — 2012,— Vol.27.— P. 517.

[7] Papaloizou, J. С. B. Theoiy of Accretion Disks I: Angular Momentum Transport Processes / J. С. В Papaloizou, D. N. C. Lin // Annu. Rev. Astron. Astrophys.— 1995,— Vol. 33,— P. 505.

[8] Balbus, S. A. A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I. Linear analysis / S. A. Balbus, J. F. Hawley // Astrophys. J.— 1991.— Vol. 376.— P. 214.

[9] Donati, J. F. Direct magnetic field detection in the innermost regions of an accretion disk / J. F. Donati, F. Paletou, J. Bouvier, J. Ferreira //Nature. — 2005. — Vol. 438,— P. 466.

[10] Cowling, T. G. On the Sun's general magnetic field / T. G. Cowling // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 1945,— Vol. 105,— P. 166.

[11] Spitzer, L. Theoretical Problems of Stellar Magnetism / L. Spitzer // Electromagnetic Phenomena in Cosmical Physics / 1958.— P. 169.

[12] L., Mestel. / Mestel. L. // The magnetic and related stars / Ed. by A.G.W. Cameron.— Baltimore : Mono Book Corp., 1967.— P. 101.

[13] Dudorov, A. E. Fossil magnetic fields in T Tauri stars / A. E. Dudorov // Astron. Rep.— 1995,— Vol. 39, no. 6,— P. 790.

[14] Дудоров, A.E. О геометрии магнитного поля в коллапсирующем газопылевом облаке. Некотоыре аналитические оценки / А.Е. Дудоров, Ю.В. Сазонов // Научные информации.— 1978.— №42.— С. 110.

[15] Bisnovatyi-Kogan, G.S. The Accretion of Matter by a Collapsing Star in the Presence of a Magnetic Field (In Russian) / G.S. Bisnovatyi-Kogan, A.A. Ruzmaikin //Astrophys. Sp. Sci.— 1978,— Vol. 28,— P. 31.

[16] Lubow, S. H. Magnetic field dragging in accretion disks / S. H. Lubow, J. С. B. Papaloizou, J. E. Pringle // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 1994,— Vol. 261.— P. 235.

[17] Agapitou, V. Magnetic field dragging in viscous accretion disks / V. Agapitou, J. С. B. Papaloizou //Astro. Lett, and Comm.— 1996,— Vol. 34,— P. 363.

[18] Reyes-Ruiz, M. Axisymmetric two-dimensional computation of magnetic field dragging in accretion disks / M. Reyes-Ruiz, T. F. Stepinski // Astrophys. J. — 1996,— Vol. 459,— P. 653.

[19] Bisnovatyi-Kogan, G. S. Vertical structure of stationary accretion disks with a large-scale magnetic field / G. S. Bisnovatyi-Kogan, R. V. E. Lobelace // Astrophys. J. — 2012,— Vol.750.— P. 109.

[20] Wardle, M. The conductivity of dense molecular gas / M. Wardle, S. Ng // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 1999.— Vol. 303,— P. 239.

[21] Coroniti, F. V. On the magnetic viscosity in Keplerian accretion disks / F. V. Coroniti //Astrophys. J.— 1981,— Vol. 244.— P. 587.

[22] Gammie, C. F. Layered accretion in T Tauri disks / C. F. Gammie // Astrophys. J.— 1996,— Vol.457.— P. 355.

[23] Igea, J. X-ray ionization of protoplanetary disks / J. Igea, A. E. Glassgold // Astrophys. J.— 1997,— Vol.480.— P. 344.

[24] Mohanty, S. Dead, undead and zombie zones in protostellar disks as a function of stellar mass / S. Mohanty, B. Ercolano, N. J. Turner // Astrophys. J.— 2013.— Vol. 764,— P. 25.

[25] Sano, T. Magnetorotational instability in protoplanetary disks. II. Ionization state and unstable regions / T. Sano, S. M. Miyama, T. Umebayashi, T. Nakano // Astrophys. J.— 2000,— Vol. 543,— P. 486.

[26] Salmeron, R. Magnetorotational instability in protoplanetary discs: The effect of dust grains / R. Salmeron, M. Wardle // Mon. Not. R. Astr. Soc. — 2008. — Vol. 388,— P. 1223.

[27] Fromang, S. The ionization fraction in a models of protoplanetary disks / S. Fromang, C. Terquem, S. A. Balbus // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 2002,— Vol. 329,— P. 18.

[28] ligner, M. On the ionisation fraction in protoplanetary disks. I. Comparing different reaction networks / M. ligner, R. P. Nelson // Astron. Astrophys. — 2006. — Vol. 445,— P. 205.

[29] Wardle, M. Hall diffusion and the magnetorotational instability in protoplanetary disks / M. Wardle, R. Salmeron // Mon. Not. R. Astr. Soc. — 2012,— Vol. 422,— P. 2737.

[30] Шалыбков, Д.А. Эффект Холла и осциллирующий распад магнитного поля / Д.А. Шалыбков, В.А. Урпин // ЖТФ. — 2000,— Т. 70,— С. 6.

[31] Hawley, J. F. Local Three-dimensional Simulations of an Accretion Disk Hydromagnetic Dynamo / J. F Hawley, C. F. Gammie, S. A. Balbus // Astrophys. J.— 1996.— Vol.464.— P. 690.

[32] Fromang, S. Global MHD simulations of stratified and turbulent protoplanetary disks. I. model properties / S. Fromang, R. P. Nelson // Astron. Astrophys.— 2006.— Vol. 457,— P. 343.

[33] Dzyurkevich, N. Trapping solids a the inner edge of the dead zone: 3-D global MHD simulations / N. Dzyurkevich, M. Flock, N. J. Turner [et al.] // Astron. Astrophys.— 2010,— Vol. 515,— P. 17.

[34] Simon, J. B. Turbulence In the Outer Regions of Protoplanetary Disks. II. Strong Accretion Driven by a Vertical Magnetic Field / J. B. Simon, X-N. Bai, P. J. Armitage [et al.] //Astrophys. J.— 2013,— Vol. 115.— P. 73.

[35] Shakura, N. I. Black holes in binary systems. Observational appearance / N. I. Shakura, R. A. Sunyaev // Astron. Astrophys.— 1973.— Vol. 24,— P. 337.

[36] Cameron, A. G. W. Numerical models of the primitive solar nebula / A. G. W. Cameron, M. R. Pine // Icarus.— 1973,— Vol. 18,— P. 377.

[37] Weidenschiling, S. J. Distribution of mass in the planetary system and solar nebula / S. J. Weidenschiling // Astrophys. Sp. Sci.— 1977.— Vol. 51.— P. 153.

[38] Kônigle, A. The effects of large-scale magnetic fields on disk formation and evolution / A. Kônigle, R. E. Pudritz // Physical processes in circumstellar disks around young stars / Ed. by P. J. V. Garcia. — Chicago, IL : University of Chicago Press, 2011.

[39] Bai, X.-N. Wind-driven Accretion in Protoplanetary Disks. I. Suppression of the Magnetorotational Instability and Launching of the Magnetocentrifugal Wind / X.-N. Bai, J. M.Stone //Astrophys. J.— 2013,— Vol.769.— P. 76.

[40] Bai, X.-N. Wind-driven Accretion in Protoplanetary Disks. II. Radial Dependence and Global Picture / X.-N. Bai // Astrophys. J. — 2013. — Vol. 772. — P. 96.

[41] Wardle, M. Magnetic fields in protoplanetary disks / M. Wardle // Astrophys. Sp. Sci.— 2007,— Vol.311.— P. 35.

[42] De Kool, M. Magnetic field in accretion disks / M. De Kool, G. V. Bicknell, Z. Kuncic // Proc. Astron. Soc. Aust. — 1999,— Vol. 16,— P. 225.

[43] Martin, R. G. Dead zones around young stellar objects: dependence on physical parameters / R. G. Martin, S. H. Lubow, M. Livio, J. E. Pringle // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 2012,— Vol.420.— P. 3139.

[44] Vorobyov, E. I. The burst mode of protostellar accretion / E. I. Vorobyov, S. Basu // Astrophys. J. — 2006,— Vol. 650,— P. 956.

[45] Dudorov, A. E. Properties of hierarchy of interstellar clouds / A. E. Dudorov // Sov. Astron.— 1991,— Vol. 35, no. 4,— P. 342.

[46] McKee, C. F. Theory of star formation / C. F. McKee, E. C. Ostriker // Annu. Rev. Astron. Astrophys. — 2007,— Vol.45.— P. 565.

[47] Kenyon, S. J. Spectral energy distributions of T Tauri stars: disk flaring and limits on accretion / S. J. Kenyon, L. Hartmann // Astrophys. J. — 1987. — Vol. 323.— P. 714.

[48] Gras-Velasques, A. Weak-line T Tauri stars: circumstellar disks and companions / A. Gras-Velasques, T. P. Ray // Astron. Astrophys.— 2005.— Vol. 443.— P. 541.

[49] Adams, F. C. Spectral evolution of young stellar objects / F. C. Adams, C. J. Lada,

F. H. Shu//Astrophys. J.— 1987,— Vol.312.— P. 788.

[50] Mendoza, V. Infrared Photometry of T Tauri Stars and Related Objects / V. Mendoza, E. Eugenio//Astrophys. J. — 1966,— Vol. 143,— P. 1010.

[51] Cohen, M. HL Tauri and its circumstellar disk / M. Cohen // Astrophys. J.— 1972,— Vol. 270,— P. 69.

[52] Star formation: from OB associations to protostars [Text].— [S. I.] : Dordrecht,

D. Reidel Publishing Co., 1987.

[53] Joy, A. H. T Tauri Variable Stars / A. H. Joy // Astrophys. J. — 1945. — Vol. 102,— P. 168.

[54] Snell, R. L. Observations of CO in L1551 - Evidence for stellar wind driven shocks / R. L. Snell, R. B. Loren, R. L. Plambeck // Astrophys. J.— 1980. — Vol. 239,— P. L17.

[55] Herbig, G. H. The Spectra of Be- and Ae-TYPE Stars Associated with Nebulosity /

G. H. Herbig // Astrophys. J. Suppl.— I960,— Vol. 4,— P. 337.

[56] Basri, G. Limits on the magnetic flux of pre-main-sequence stars / G. Basri, G. W. Marcy, J. A. Valenti //Astrophys. J.— 1992,— Vol. 390,— P. 622.

[57] Guenther, E. W. Measurements of the magnetic field strength on the T Tauri stars /

E. W. Guenther, H. Lehmann, J. P. Emerson, J. Staude // Astron. Astrophys. — 1999,— Vol. 341,— P. 768.

[58] Johns-Krull, C. M. Magnetic fields of classical T Tauri stars / C. M. Johns-Krull // Astrophys. J.— 2007,— Vol. 664,— P. 975.

[59] Yang, H. Magnetic field measurements of T Tauri stars in the Orion nebula cluster / H. Yang, C. M. Johns-Krull // Astrophys. J.— 2011,— Vol. 729,— P. 83.

[60] Magnetic activity and evolution of low-mass young stars [Text].— [S. 1. : s. n.], 1990.

[61] Casanova, S. ROSAT X-ray sources embedded in the rho Ophiuchi cloud core / S. Casanova, T. Montmerle, E. D. Feigelson, P. Andre // Astrophys. J. — 1995. — Vol. 439,— P. 752.

[62] Hartmann, L. Accretion and the evolution of T Tauri disks / L. Hartmann, N. Calvet, E. Gullbring, P. D'Alessio // Astrophys. J.— 1998,— Vol. 495,— P. 385.

[63] Girart, J. M. Magnetic fields in the formation of sun-like stars / J. M. Girart, R. Rao, D. P. Marrone//Science.— 2006.— Vol.313.— P. 812.

[64] Sugitani, K. Near-infrared imaging polarimetry of the Serpens cloud core: magnetic field structure, outflows, and inflows in a cluster forming clump / K. Sugitani, F. Nakamura, M. Tamura [et al.] // Astrophys. J.— 2010.— Vol. 716,— P. 299.

[65] Davidson, J. A. Magnetic field structure around low-mass Class 0 protostars: B335, LI527, and IC348-SMM2 / J. A. Davidson, G. Novak, T. G. Matthews [et al.] // Astrophys. J.— 2011,— Vol. 732,— P. 97.

[66] Chapman, N. L. Alignment between flattened protostellar infall envelopes and ambient magnetic fields /N. L. Chapman, J. A. Davidson, P. F. Goldsmith [et al.] // Astrophys. J. — 2013,— Vol.770.— P. 151.

[67] Hutawarakorn, B. OH masers, molecular outflows and magnetic fields in NGC 7538 / B. Hutawarakorn, R. J. Cohen // Mon. Not. R. Astr. Soc. — 2003. — Vol. 345,— P. 175.

[68] Hutawarakorn, В. OH maser disc and magnetic field structure in AFGL 2591 / B. Hutawarakorn, R. J. Cohen // Mon. Not. R. Astr. Soc. — 2005. — Vol. 357. — P. 338.

[69] Stacey, F. D. Paleomagnetism of meteorites / F. D. Stacey // Annu. Rev. Earth Planet. Sci.— 1976.— Vol.4.— P. 147.

[70] Rao, R. Detection of a magnetized disk around a very young protostar / R. Rao, J. M. Girart, S.-P. Lai, D. P. Marrone // Astrophys. J.— 2014,— Vol. 780,— P. 6.

[71] Dudorov, A. E. Self-similar regimes for the collapse of magnetic protostellar clouds / A. E. Dudorov, A. G. Zhilkin // Astron. Rep.— 2008,— Vol. 52,— P. 790.

[72] Dudorov, A. E. Numerical simulation of protostar formation in magnetized molecular cloud cores / A. E. Dudorov, A. G. Zhilkin, S. Gigineyshvili, O. A. Kuznetsov//Astron. Astrophys. Trans.— 2003,— Vol. 22,— P. 11.

[73] Альвен, Г. Космическая электродинамика / Г. Альвен, К.Г. Фельтхаммар. — Москва : Мир, 1967.

[74] Mestel, L. Star formation in magnetic dust clouds / L. Mestel, L. Spitzer // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 1956,— Vol. 116,— P. 503.

[75] Mouschovias, Т. C. The angular momentum problem and magnetic braking:an exact, time-dependent solution / Т. C. Mouschovias, E. Paleologou // Astrophys. J.— 1979,— Vol.230.— P. 204.

[76] Blandford, R. D. Hydromagnetic flows from accretiond disks and the producton of radio jets / R. D. Blandford, D. G. Payne // Mon. Not. R. Astr. Soc. — 1982. — Vol. 199.— P. 883.

[77] Balbus, S. Magnetohydrodynamics of Protostellar Disks / S. Balbus // Physical processes in circumstellar disks around young stars / Ed. by P. J. V. Garcia. — Chicago, IL : University of Chicago Press, 2011.

[78] Stone, J. M. Three-dimensional Magnetohydrodynamical Simulations of Vertically Stratified Accretion Disks / J. M. Stone, J. F. Hawley, C. F. Gammie, S. A. Balbus //Astrophys. J.— 1996,— Vol. 463,— P. 656.

[79] Ji, H. Hydrodynamic turbulence cannot transport angular momentum effectively in astrophysical disks / H. Ji, M. Burin, E. Schartman, J. Goodman // Nature. — 2006,— Vol. 444,— P. 343.

[80] Ryu, D. Convective instability in differentially rotating disks / D. Ryu, J. Goodman//Astrophys. J. — 1992,— Vol.388.— P. 438.

[81] Velikhov, E. P. Stability of and ideally conducting liquid flowing between cylinders rotating in a magnetic field / E. P. Velikhov // Sov. Phys. JETP.— 1959.— Vol. 9,— P. 995.

[82] Chandrasekhar, S. Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability / S. Chandrasekhar.— Oxford : Clarendon Press, 1961.

[83] Shakura, N. I. Disk Model of Gas Accretion on a Relativistic Star in a Close Binary System /N. I. Shakura // Astronomicheskii Zhurnal. — 1972. — Vol. 49. — P. 921.

[84] Lynden-Bell, D. The evolution of viscous disks and origin of the nebular variables / D. Lynden-Bell, J. E. Pringle // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 1974,— Vol. 168.— P. 603.

[85] Pringle, J. E. Accretion discs in astrophysics / J. E. Pringle // Annu. Rev. Astron. Astrophys.— 1981,— Vol. 19,— P. 137.

[86] Narayan, R. Advection-dominated accretion: a self-similar solution / R. Narayan, I. Yi //Astrophys. J.— 1994,— Vol. 428,— P. 13.

[87] Bjorkman, J. E. Equatorial disk formation around rotating stars due to ram pressure confinement by the stellar wind / J. E. Bjorkman, J. P. Casinelly // Astrophys. J. — 1993.— Vol. 409,— P. 429.

[88] Shalybkov, D. Magnetic field dragging and the vertical structure of thin accretion disks / D. Shalybkov, G. Rüdiger // Mon. Not. R. Astr. Soc. — 2000. — Vol. 315,— P. 762.

[89] Rüdiger, G. The magnetic geometry of magnetic-dominated thin accretion disks / G. Rüdiger, D. A. Shalybkov // Astron. Astrophys.— 2002,— Vol. 393,— P. 81.

[90] Lovelace, R. V. E. Advection/diffusion of large-scale B field in accretion disks / R. V. E. Lovelace, D. M. Rothstein, G. S. Bisnovatyi-Kogan // Astrophys. J.— 2009,— Vol. 701,— P. 885.

[91] Wardle, M. The Balbus-Hawley instability in weakly ionized discs / M. Wardle // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 1999,— Vol. 307,— P. 849.

[92] Simon, J. B. Turbulence In the Outer Regions of Protoplanetary Disks. I. Weak accretion with no vertical magnetic flux / J. B. Simon, X-N. Bai, J. M. Stone [et al.] // Astrophys. J.— 2013,— Vol. 764,— P. 16.

[93] Nakano, T. Gravitational instability in magnetized gaseous disks / T. Nalcano, T. Nakamura // Publ. Astron. Soc. Jpn.— 1978,— Vol. 30,— P. 671.

[94] Shu, F. H. Mean field magnetohydrodynamics of accretion disks / F. H. Shu, D. Galli, S. Lizano [et al.] // Astrophys. J.— 2007,— Vol. 665,— P. 535.

[95] Crutcher, R. M. SCUBA polarization measurements of the magnetic field strengths in the LI 83, L1544 and L43 prestellar cores / R. M. Crutcher, D. J. Nutter, D. Ward-Thompson, J. M. Kirk // Astrophys. J.— 2004,— Vol. 600,— P. 279.

[96] Okuzumi, S. Radial Transport of Large-Scale Magnetic Fields in Accretion Disks. I. Steady Solutions and an Upper Limit on the Vertical Field Strength / S. Okuzumi, T. Takeuchi, T. Muto // submitted to Astrophys. J.— 2014.

[97] Bai, X.-N. Effect of ambipolar diffusion on the nonlinear evolution of magnetorotational instability in weakly ionized disks / X.-N. Bai, J. M. Stone // Astrophys. J.— 2011,— Vol. 736,— P. 144.

[98] Campbell, С. G. Launching of accretion disc winds along dynamo-generated magnetic fields / C. G. Campbell // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 1999.— Vol. 310,— P. 1175.

[99] Campbell, C. G. A solution method for the radial and vertical structure of accretion disks with quadrupolar magnetic fields / C. G. Campbell // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 2003,— Vol.345.— P. 1110.

[100] Kretke, T. A. Assembling the building blocks of giant planets around intermediate mass stars / T. A. Kretke, D. N. C. Lin, P. Garaud, N. J. Turner // Astrophys. J. — 2009.— Vol. 690,— P. 407.

[101] Hayashi, C. Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula / C. Hayashi // Progr. Theor. Phys. Suppl.— 1981,— no. 70,— P. 35.

[102] Fleing, T. P. Local magnetohydrodynamic models of layered accretion disks / T. P. Fleing, J. M. Stone // Astrophys. J.— 2003.— Vol. 585,— P. 908.

[103] Turner, N. J. Dead zone accretion flows in protostellar disks / N. J. Turner, T. Sano //Astrophys. J.— 2008,— Vol. 619.— P. 131.

[104] Sano, T. The effect of the hall term on the nonlinear evolution of the magnetorotational instability. I. Local axisymmetric simulations. / T. Sano, J. M. Stone // Astrophys. J.— 2002,— Vol. 570,— P. 314.

[105] Bai, X.-N. Heat and dust in active layers of protostellar disks / X.-N. Bai, J. Goodman //Astrophys. J.— 2009,— Vol. 701,— P. 737.

[106] Terquem, C. New composite models of partially ionized protoplanetary disks / C. Terquem//Astrophys. J. — 2008.— Vol. 689,— P. 532.

[107] Ландау. Электродинамика сплошных сред / Ландау, Лифшиц.— Москва : Наука, 1982.— Т. VIII из Теоретическая физика.

[108] Пикельнер, С. Б. Основы космической электродинамики / С. Б. Пикельнер.— Москва : Наука, 1966.

[109] Osterbroclc, D. Е. On Ambipolar Diffusion in Н I Regions / D. E. Osterbrock // Astrophys. J. — 1961,— Vol. 134,— P. 270.

[НО] Михалас, Д. Звездные атмосферы / Д. Михалас.— Москва : Мир, 1982.

[111] Semenov, D. Rosseland and Planck mean opacities for protoplanetary disks / D. Semenov, Th. Henning, Ch. Helling [et al.] // Astron. Astrophys.— 2003.— Vol. 410,— P. 611.

[112] Pollack, J. B. Composition and radiative properties of grains in molecular clouds and accretion disks / J. B. Pollack, D. Hollenbach, S. Beckwith [et al.] // Astrophys. J.— 1994,— Vol.421.— P. 615.

[113] Ferguson, J. W. Low-temperature opacities / J. W. Ferguson // Astrophys. J.— 2005,— Vol. 623,— P. 585.

[114] Бадюков, Д.Д. Распределение фрагментов Челябинского метеорита по массам / Д.Д. Бадюков, А.Е. Дудоров, С.А. Хайбрахманов // Вестн. Челяб. гос. ун-та,— 2014,— № 1 (330).— С. 40.

[115] Спитцер, Л. Физические процессы в межзвездной среде / Л. Спитцер.— Москва : Мир, 1981.

[116] Spitzer, L. Heating of HI regions by energetic particles / L. Spitzer, M. G. Tomasko//Astrophys. J.— 1968,— Vol. 152,— P. 971.

[117] Дудоров, А.Е. Свойства иерархии межзвездных облаков / А.Е. Дудоров // Астрон. Ж,— 1991,— Т. 68,— С. 695.

[118] Nakano, Т. Decoupling of magnetic fields in dense clouds with angular momentum / T. Nakano, E. Tademaru // Astrophys. J.— 1972.— Vol. 173.— P. 87.

[119] Andre, P. Submillimiter continuum observations of p Ophiuchi A: the candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps / P. Andre, D. Ward-Thompson, M. Barsony //Astrophys. J.— 1993,— Vol. 406,— P. 122.

[120] Calvet, N. The mass accretion rates of intermediate-mass T Tauri stars /N. Calvet, J. Muzerolle, C. Briceno [et al.] //Astrophys. J. — 2004,— Vol. 128,— P. 1294.

[121] Fang, M. Star and protoplanetary disk properties in Orion's suburbs / M. Fang, R. van Boekel, W. Wang [et al.] // Astron. Astrophys. — 2009. — Vol. 504. — P. 461.

[122] Kitamura, Y. Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage / Y. Kitamura, M. Momose, S. Yokogawa [et al.] // Astrophys. J.— 2002,— Vol.581.— P. 357.

[123] Sorochenko, R. L. Detection of radio recombination lines of hydrogen ionized by cosmic-ray protons in the cool interstellar medium / R. L. Sorochenko, G. T. Smirnov //Astron. Rep.— 2010,— Vol. 54,— P. 776.

[124] Bell, K. R. Using FU Orionis outbursts to constrain self-regulated protostellar disk models/K.R. Bell, D.N. C.Lin //Astrophys. J.— 1994,— Vol.427. — P. 987.

[125] Parker, E. N. Cosmical magnetic fields: Their origin and their activity / E. N. Parker.— Oxford : Clarendon Press, 1979.

[126] Andrews, S. M. Protoplanetary disk structures in Ophiuchus / S. M. Andrews, D. J. Wilner, A. M. Hughes [et al.] // Astrophys. J.— 2009,— Vol. 700,— P. 1502.

[127] Oberg, K. I. The ionization fraction in the DM Tau protoplanetary disk / K. I. Oberg, C. Qi, D. J. Wilner, S. M. Andrews // Astrophys. J.— 2011. — Vol. 743,— P. 152.

[128] Chiang, E. I. Spectral Energy Distributions of Passive T Tauri and Herbig Ae Disks: Grain Mineralogy, Parameter Dependences, and Comparison with Infrared Space Observatory LWS Observations / E. I. Chiang, M. K. Joung, M. J. Creech-Eakman [et al.] //Astrophys. J.— 2001,— Vol. 547,— P. 1077.

[129] Dullemond, C. P. The effect of dust settling on the appearance of protoplanetary disks / C. P. Dullemond, C. Dominic // Astron. Astrophys.— 2004.— Vol. 421,— P. 1075.

[130] D'Alessio, P. Effects of dust growth and settling in T Tauri disks / P. D'Alessio, N. Calvet, L. Hartmann [et al.] // Astrophys. J.— 2006,— Vol. 638,— P. 314.

[131] McClure, M. K. The Evolutionary State of the Pre-main Sequence Population in Ophiuchus: A Large Infrared Spectrograph Survey / M. K. McClure, E. Furlan, K. L. Luhman [et al.] //Astrophys. J.— 2010,— Vol. 188,— P. 75.

[132] Wang, J. C. L. Self-collimated electromagnetic jets from magnetized accretion disks: the even-symmetry case / J. C. L. Wang, M. E. Sulkanen, R. V. E. Lovelace // Astrophys. J. — 1990,— Vol.355.— P. 38.

[133] Wardle, M. The structure of protostellar accretion disks and the origin of bipolar flows / M. Wardle, A. K'onigle // Astrophys. J.— 1993,— Vol. 410,— P. 218.

[134] Liffman, K. A magnetic scaleheight: the effect of toroidal magnetic fields on the thickness of accretion discs / K. Liffman, A. Bardou // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 1999,— Vol. 309,— P. 443.

[135] Kunz, M. W. Ambipolar diffusion in the magnetorotational instability / M. W. Kunz, S. A. Balbus // Mon. Not. R. Astr. Soc.— 2004,— Vol. 348,— P. 355.

[136] Каулинг, Т. Магнитная гидродинамика / Т. Каулинг.— Москва : Атомиздат, 1978.