Влияние волн разрежения на эволюцию углового момента коллапсирующих протозвездных облаков тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.02.05, кандидат физико-математических наук Жилкина, Наталья Юрьевна

• Жилкина, Наталья Юрьевна
• кандидат физико-математических наук
• 2006

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Жилкина, Наталья Юрьевна

Введение

Глава 1. Волны разрежения в протозвездных облаках

1.1. Неоднородность коллапса протозвездных облаков

1.1.1. Обзор наблюдательных данных о протозвездных облаках.

1.1.2. Волна разрежения как причина неоднородности коллапса протозвездных облаков

1.2. Основы теории волн разрежения в самогравитирующих облаках.

1.2.1. Сферически-симметричное изотермическое облако.

1.2.2. Вращающееся изотермическое облако

1.2.3. Магнитное изотермическое облако.

1.2.4• Магнитное вращающееся изотермическое облако.

1.3. Автомодельный режим сжатия вблизи момента фокусировки волны разрежения.

1.3.1. Автомодельный реэюим движения волны разрежения

1.3.2. Автомодельные уравнения.

1.3.3. Звуковая точка.

1.3.4- Асимптотика при А —> —оо.

1.3.5. Автомодельный режим сжатия магнитного облака в кинематическом приблио/сении

1.3.6. Автомодельный режим сжатия вращающегося облака в кинематическом приближении

1.4. Динамика волны разрежения в приближении медленного вращения

1.4-1. Метод малых возмущений.

1.4.2. Аналитическое решение для внутренней области

1.4-3. Уравнения движения фронта волны разрежения

1.5. Обсуждение результатов первой главы

Глава 2. Эволюция углового момента коллапсирую-щих протозвездных облаков

2.1. Угловой момент протозвездных облаков

2.1.1. Проблема углового момента.

2.1.2. Струйные истечения в окрестности молодых звездных объектов.

2.1.3. Уравнение эволюции углового момента

2.2. Эволюция углового момента в кинематическом приближении

2.2.1. Основные уравнения.

2.2.2. Безразмерные переменные

2.2.3. Критическое значение начального углового момента.

2.2.4- Критерий эффективности магнитного тормоо!сения

2.3. Эволюция углового момента в квазистатическом приближении.

2.3.1. Основные уравнения.

2.3.2. Критерий эффективности магнитного торможения .ИЗ

2.4. Выводы но второй главе

Глава 3. Численное моделирование МГД волн разрежения и эволюции углового момента в коллапси-рующих протозвездных облаках 118 3.1. Постановка задачи и численный метод.

3.1.1. Основные уравнения.

3.1.2. Начальные и граничные условия.

3.1.3. Описание численного кода.

3.2. Численное моделирование МГД волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках.

3.2.1. МГД волна разреэгсения с доминирующей ролью магнитного поля.

3.2.2. МГД волна разреэюения с доминирующей ролью вращения.

3.3. Численное моделирование эволюции углового момента коллапсирующих протозвездных облаков

3.3.1. Постановка задачи.

3.3.2. Неэффективное магнитное торможение

3.3.3. Эффективное магнитное тормоэюение

3.4. Численное моделирование генерации струйных истечений в молодых звездных объектах.

3.4-1. Постановка задачи.

3.4-2. Результаты моделирования.

3.5. Обсуждение результатов третьей главы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Влияние волн разрежения на эволюцию углового момента коллапсирующих протозвездных облаков»

В настоящее время накоплен достаточно обширный наблюдательный материал о магнитном поле [1, 2, 3] и вращении [4] межзвездных молекулярных и протозвездных облаков, а также молодых звездных объектов [5, 6]. Они показывают, что современное звездообразование происходит в существенно замагни-ченных вращающихся протозвездных облаках в результате процесса коллапса — безудержного сжатия под действием сил самогравитации, образования протозвезды и аккреции оболочки. Наблюдательно влияние магнитного поля и вращения прослеживается вплоть до образования молодых звезд типа Т Тельца или Ае/Ве звезд Хербига. Особенно примечательной является существенная магнитная структура молодых звездных объектов "нулевого" класса. Несмотря на предельно молодой возраст этих объектов 104 лет от начала сжатия), они имеют явно уплощенную вдоль магнитного поля структуру и биполярные истечения.

Наблюдения и результаты численного моделирования показывают, что на изотермической стадии коллапса нротозвездное облако становится сильно неоднородным. Перепад плотности от периферии к центру может достигать 5-7 и более порядков величины. В работе исследуется идея, что основной причиной неоднородности коллапса протозвездных облаков является волна разрежения, которая возникает на границе облака и в дальнейшем движется по коллапсирующему газу к центру со скоростью звука [7, 8]. В рамках задачи о сжатии первоначально однородного облака, находящегося в равновесии но давлению с внешней средой поверхность фронта волны разрежения разбивает весь объем коллапсирующего облака на внутреннюю область, в которой газ остается однородным, и на внешнюю область, в которой формируются неоднородные профили плотности и скорости. Эволюция волны разрежения и ее влияние на динамику коллапса подробно исследована для сферически-симметричных облаков [9, 10], вращающихся облаков без магнитного ноля [11), магнитных невращающихся облаков [12] и магнитных вращающихся облаков [13]. Следует отметить, что коллапс магнитных вращающихся протозвездных облаков характеризуется возникновением быстрой и медленной магнитога-зодинамических (МГД) волн разрежения. Медленная МГД волна разрежения распространяется вслед за быстрой на фоне развивающейся неоднородности, играя в этой области роль генератора возмущений. Поверхность фронта быстрой волны разрежения может принимать как вытянутую так и сплюснутую в направлении оси вращения форму в зависимости от соотношения между начальными значениями угловой скорости и индукции магнитного поля [13].

Быстрая МГД волна разрежения, возникающая на ранних стадиях сжатия, не только позволяет объяснить неоднородность коллапса протозвездных облаков, но и сама по себе является хорошим инструментом для исследования этого астрофизического явления. В частности, теория МГД волн разрежения в кол-лапсирующих магнитных вращающихся протозвездных облаках позволяет вплотную подойти к решению важной астрофизической проблемы углового момента [14, 15]. Это обусловлено тем, что во внешней неоднородной области за фронтом быстрой МГД волны разрежения дифференциальное вращение должно приводить к интенсивной генерации тороидальной компоненты магнитного поля. Тороидальное магнитное ноле создает тормозящий момент, способствующий перераспределению углового момента между центральными частями иротозвездного облака и его периферией. Кроме того, после фокусировки быстрой МГД волны разрежения потеря углового момента может происходить за счет других механизмов (фрагментация, струйные истечения и т.п.).

Поскольку поверхность быстрой МГД волны разрежения в кол лансирующих вращающихся магнитных облаках не является сферической, ее фокусировка и последующее отражение может сопровождаться появлением интенсивных нелинейных МГД волн, способных существенным образом влиять на динамику коллапса. В некоторых случаях этот процесс, по-видимому, может даже приводить к образованию биполярных выбросов плазмы. Эти биполярные выбросы могут являться триггерами маг-ниторотационного механизма генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. В настоящее время предложено несколько механизмов генерации струйных истечений в молодых звездных объектах [16, 17]. Они основаны на взаимодействии магнитного поля и вращения аккреционного диска молодой звезды. При этом генерация самой струи происходит в небольшой центральной области, характерные размеры которой порядка радиуса магнитосферы звезды.

В диссертации исследовано автомодельное решение с волной разрежения [18], описывающее критический режим изотермического коллапса протозвездных облаков. Оно реализуется вблизи момента времени свободного сжатия в центральной части облака. Близким примером подобного рода является задача о сходящейся ударной волне (см., например, [19]). С помощью полученного решения в кинематическом приближении исследована эволюция магнитного поля и вращения в облаке. В приближении медленного вращения динамика быстрой МГД волны разрежения исследована методами теории возмущений.

С помощью аналитических оценок в кинематическом (очень слабое магнитное иоле и очень медленное вращение) и квазистатическом (сильное магнитное поле и быстрое вращение) приближениях получены критерии эффективности магнитного торможения в рамках теории волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках. Показано, что магнитное торможение коллапсирующих протозвездных облаков может быть эффективным даже в условиях развития амбиполярной и омической диффузии магнитного поля. В квазистатических облаках даже очень слабое магнитное поле может эффективно отводить или перераспределять угловой момент. Это связано с тем, что время эволюции таких облаков 108 лет) очень велико но сравнению с временем свободного сжатия.

Представлены результаты численного моделирования распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках и генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. Численные расчеты проведены с помощью двумерного численного МГД кода [20, 23, 21, 22], основанного на квазимонотонной (TVD) схеме повышенного порядка точности для уравнений магнитной газодинамики [24, 23).

В первой главе диссертации рассмотрена проблема формирования неоднородности коллапса межзвездных облаков и представлен краткий обзор теории волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках. Там же исследовано сжатие про-тозвездного облака в критическом случае, при котором вблизи момента фокусировки в центральной части облака реализуется особый автомодельный режим сжатия. Кроме того, в приближении медленного вращения динамика быстрой МГД волны разрежения исследована методами теории возмущений.

Во второй главе с помощью аналитических и оценочных методов исследована эволюция углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках. В третьей главе представлены результаты численного моделирования распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках и генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. В заключении обсуждаются основные результаты диссертации.

Цели работы.

1) Исследовать особенности динамики волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках.

2) Исследовать динамику быстрой МГД волны разрежения в медленно вращающихся магнитных коллапсирующих протозвездных облаках.

3) Получить критерии эффективности магнитного торможения вращения коллапсирующих протозвездных облаков в рамках теории волны разрежения;

4) Провести численное моделирование распространения МГД волн разрежения и эволюции углового момента в коллапсрую-щих протозвездных облаках, а также генерации струйных истечений в молодых звездных объектов.

Научная новизна.

С точки зрения теории волн разрежения автомодельное рею шение, описывающее сжатие протозвездного облака в критическом случае, ранее никем не анализировалось. Критические автомодельные распределения магнитного ноля и угловой скорости в магнитном невращающемся и во вращающемся немагнитном коллапсирующем протозвездном облаке получены впервые. С помощью теории возмущений построены новые аналитические решения, описывающие эволюцию быстрой МГД-волны разрежения в приближении медленного вращения.

Проведены аналитические оценки и численные расчеты эволюции углового момента магнитных вращающихся коллапси-рующих протозвездных облаков. Впервые в мировой практике учтено влияние на этот процесс волны разрежения в кинематическом и квазистатическом приближениях.

В рамках магниторотационного механизма построена самосогласованная численная модель генерации струйных истечений в окрестности молодых звездных объектов с аккреционными дисками.

Практическая ценность.

Полученные результаты важны для понимания физики МГД-коллапса протозвездных облаков и объяснения наблюдаемых характеристик протозвездных облаков и молодых звездных объектов. Исследованная в диссертации динамика волны разрежения, возникающей на ранних стадиях сжатия, не только позволяет объяснить неоднородность коллапса, но и сама по себе является хорошим инструментом для исследования этого астрофизического явления.

Полученные в диссертации результаты используются в научных исследованиях сотрудниками Института астрономии РАН.

Апробация.

Основные результаты работы докладывались и обсуждались па Международной конференции "JENAM-2000" (Москва, 2000), Всероссийских астрономических конференциях "ВАК-2001" (Санкт-Петербург, 2001) и "ВАК-2004" (Москва, 2004), Международном научном семинаре "Физика межзвездной среды" (Москва, 2001), Всероссийской конференции "Актуальные проблемы прикладной математики и механики" (Екатеринбург, 2003), Международной конференции "VII Забабахинские научные чтения" (Сне-жинск, 2003), Международном симпозиуме "Астрономия 2005 — современное состояние и перспективы" (Москва, 2005), международных студенческих научных конференциях "Физика космоса" (Екатеринбург, Коуровская астрономическая обсерватория, 2000, 2004), на семинарах Института астрономии РАН, Института прикладной математики им. Келдыша (Москва, 2006), а также неоднократно на заседаниях астрофизического семинара ЧелГУ (Челябинск, 1999-2006).

Основные положения и результаты, выносимые на защиту.

1) Интерпретация автомодельного решения для коллапса изотермического облака со слабым разрывом в звуковой точке в рамках теории волн разрежения. Автомодельные решения для индукции магнитного ноля и угловой скорости в магнитном невра-щающемся и во вращающемся немагнитном коллапсирующем протозвездном облаке, полученные в кинематическом приближении.

2) Новые аналитические решения, описывающие динамику быстрой МГД волны разрежения в коллапсирующих магнитных вращающихся протозвездных облаках, найденные в приближении медленного вращения в рамках теории возмущений.

3) Сценарии эволюции углового момента коллапсирующих протозвездных облаков на основе теории волны разрежения. Критерии эффективности магнитного торможения вращения коллапсирующих облаков в рамках кинематического и квазистатического приближений.

4) Результаты численного моделирования, подтверждающие теорию распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в магнитных вращающихся коллапсирующих протозвездных облаках и механизм генерации струйных истечений в молодых звездных объектах.

Публикации.

К настоящему моменту результаты работы изложены в 5-ти статьях ([25, 26, 27, 28, 13]), 12-ти тезисах докладов на научных конференциях ([29, 30, 31, 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38, 39, 40]), в сборнике рефератов научно-исследовательских работ аспирантов ([41]), а также в аннотированном отчете по госбюджетной теме ([42]).

Работа поддержана грантом Министерства Образования РФ и Правительства Челябинской области. Она выполнялась в рамках грантов РФФИ (проект 05-02-17070), РФФИ-Урал (проект 04-02-96050), а также гранта Министерства Образования и Науки РФ "Развитие инфраструктуры научно-технической и инновационной деятельности высшей школы и ее кадрового потенциала".

Заключение диссертации по теме «Механика жидкости, газа и плазмы», Жилкина, Наталья Юрьевна

Заключение

В диссертации исследовано влияние МГД волн разрежения на перераспределение локального удельного углового момента в коллаисирующих протозвездных облаках. В качестве основного механизма перераспределения углового момента между центральными частями облака и его периферией рассмотрено магнитное торможение. Этот механизм может эффективно работать в коллапсирующем протозвездном облаке за счет взаимодействия вращения с крупномасштабным магнитным полем в неоднородной области коллансирующего облака за фронтом быстрой МГД волны разрежения. Это обусловлено тем, что в неоднородной области дифференциальное вращение приводит к генерации тороидальной компоненты магнитного ноля, которая необходима для перераспределения углового момента. Кроме того, на поздних стадиях эволюции коллаисирующих протозвездных облаков может происходить эффективный отвод углового момента молекулярными и струйными истечениями.

В рамках задачи о сжатии первоначально однородного облака, находящегося в равновесии по давлению с внешней средой, начальная стадия сжатия характеризуется возникновением на границе облака и дальнейшим распространением к его центру быстрой и медленной МГД волн разрежения. Поверхность фронта быстрой МГД волны разрежения разбивает весь объем коллапсирующего облака на внутреннюю область, в которой газ остается однородным и характеризуется однородным вращением и магнитным полем, и на внешнюю область, в которой формируются неоднородные профили плотности, скорости, магнитного поля и угловой скорости. Медленная МГД волна разрежения распространяется вслед за быстрой на фоне развивающейся неоднородности, играя в этой области роль генератора возмущений. В зависимости от соотношения между параметрами, характеризующими начальные магнитное иоле и вращение облака, форма поверхности быстрой МГД волны разрежения может быть как вытянутой (доминирующая роль электромагнитных сил), так и сплюснутой (доминирующая роль центробежных сил) вдоль оси вращения. Фокусировка и последующее отражение от центра быстрой МГД волны разрежения может сопровождаться генерацией интенсивных нелинейных МГД волн, которые должны влиять на дальнейшую динамику коллапса.

В работе показано, что в сферически-симметричных облаках в критическом случае при et = г] вблизи момента фокусировки в центральной части облака реализуется особый автомодельный режим сжатия. При этом скорость фронта волны разрежения вблизи момента фокусировки имеет конечное значение, равное утроенной скорости звука. Автором проведен подробный анализ этого автомодельного решения с точки зрения теории волн разрежения. Найдены асимптотики автомодельного решено ния в неоднородной области коллапсирующего облака на больших расстояниях от центра. В кинематическом приближении найдены автомодельные распределения магнитного поля и угловой скорости в магнитном невращающемся и во вращающемся немагнитном коллапсирующем протозвездном облаке, соответственно.

В приближении медленного вращения динамика быстрой МГД волны разрежения исследована аналитически с помощью теории возмущений. Найденные автором в этом приближении аналитические решения, описывающие динамику быстрой МГД волны разрежения в коллапсирующих магнитных медленно вращающихся протозвездных облаках, хорошо согласуются с аналогичными результатами, полученными полуаналитическими методами.

С помощью аналитических оценок в кинематическом (очень слабое магнитное иоле и очень медленное вращение) и квазистатическом (сильное магнитное поле и быстрое вращение) приближениях получены критерии эффективности магнитного торможения в рамках теории волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках. Показано, что магнитное торможение коллапсирующих протозвездных облаков может быть эффективным даже в условиях амбиполярной и омической диффузии магнитного поля. В квазистатических облаках даже очень слабое магнитное поле может эффективно отводить или перераспределять угловой момент. Это связано с тем, что время эволюции таких облаков (« 108 лет) очень велико по сравнению с временем свободного сжатия.

В работе проведено численное моделирование распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках и генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. Расчеты проводились с помощью двумерного численного МГД кода, основанного на квазимонотонной (TVD) схеме повышенного порядка точности для уравнений магнитной газодинамики.

Численные расчеты подтвердили основные результаты теории МГД волн разрежения в коллапсирующих магнитных вращающихся протозвездных облаках и корректность аналитических оценок критериев эффективности магнитного торможения. Анализ численных профилей плотности показывает, что к моменту времени « £// в облаке формируется резко неоднородный профиль плотности. В оболочке облака вдоль оси вращения формируется степенной профиль с коэффициентом наклона, зависящим от начальных значений.

Для подтверждения аналитических оценок критериев эффективности магнитного торможения вращения коллапсирующих протозвездных облаков, полученных во второй главе диссертации, проведена серия численных расчетов эволюции углового момента в коллапсирующих магнитных вращающихся протозвездпых облаках. Результаты численных расчетов подтверждают оценки критериев эффективности магнитного торможения на динамической шкале эволюции коллапсирующего облака, полученные аналитическими методами. В первом варианте расчета (еи = 0.05, гт = 0.05) локальный угловой момент в основном переносился вместе с коллапсирующим веществом к центру облака, а не наружу. Во втором варианте (еи = 0.05, £т = 0.5) наряду с перераспределением локального углового момента внутри коллапсирующего облака, имел место его интенсивный перенос во внешнюю среду.

В работе также проведено численное моделирование генерации струйных истечений в молодых звездных объектах в рамках самосогласованной модели "молодая звезда + аккреционный диск". Анализ результатов численных расчетов показывают, что магниторотационный механизм генерирует в такой системе сильноколлимированную полую слабозакрученную струю. Возникновение струи возможно даже в случае однородного магнитного поля с магнитными силовыми линиями, параллельными угловой скорости вращения диска. Полученные в численных расчетах характерные параметры истечения очень хорошо описывают наблюдаемые свойства молодых звездных объектов "нулевого" класса возраста. Однако в представленных численных расчетах стационарной струи получить не удалось, поскольку приток массы из аккреционного диска в область генерации струи не учитывался.

Работа, проделанная в диссертации, не является завершенной, а представляет собой только некоторый самостоятельный промежуточный этап более обширной программы исследований. В дальнейшем планируется объединенить критерии магнитного торможения вращения протозвездных облаков с критерием, разделяющим различные режимы движения фронта волны разрежения. Это даст четыре принципиально различных сценария МГД коллапса протозвездных облаков. Подробный анализ этих сценариев является темой отдельной работы. Таким образом, быстрая МГД волна разрежения, возникающая на ранних стадиях сжатия, не только позволяет объяснить неоднородность коллапса межзвездных облаков, но и сама по себе является хорошим инструментом для исследования этого астрофизического явления.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Жилкина, Наталья Юрьевна, 2006 год

1. Heiles, С., Goodman, А.А., МсКес, C.F., Zweibel, E.G., в кн. Protostars and Planets 1.I, ред. Levy E.N., Luninc J.I., Tuscon: Univ. Arizona Press, 1993, c. 327

2. Дудоров A.E., Астрономический журнал, 1995, 72(6), 884-893

3. Vallce J.P., Fundamentals of Cosmic Physics, 1996, 19, 1-89

4. Phillips J.P., Astronomy and Astrophysics, 1998, 134, 241-254

5. Grogcrscn E.M., Evans N.J.II, Zhou S., Choi M., Astrophys. J., 1997, 484, 256

6. Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M., Astrophys. J., 1993, 406, 122

7. Larson R.B., MNRAS, 1972, 156, 437

8. Disney M.J., MNRAS, 1976, 175, 323

9. Зельдович Я.В., Каждан Я.М., Астрофизика, 1970, 6, 109

10. Truclovc К., Klein R.I., McKee C.F., Holliman II J.H., Howell L.H., Grcenough J.A., Woods D.T., Astrophys. J., 1998, 495, 821

11. Tsuribc Т., Inutsuka S., Astrophys. J., 1999, 526, 307

12. Дудоров A.E., Жилкин А.Г., ЖЭТФ, 2003, 123, 195

13. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Развитие неоднородности коллапса вращающихся магнитных межзвездных облаков, Письма в АЖ, 2006, в печати

14. Mestel L., IAU Symp., N 75. Star Formation, 1977, с. 213, eds. dc Jong Т., Maeder A., Reidel D., Dordrccht, Holland

15. Дудоров A.E., Сазонов Ю.В., Науч. Информ. Астросовста АН СССР, 1983, 52, 29

16. В land ford R.D., Payne D.R., MNRAS, 1982, 199, 883-903

17. Uchida K., Shibata Yu., Publication Astronomical Society Japan, 1984, 38, 631-660

18. Whitworth A., Summers D., MNRAS, 1985, 214, 1

19. Ландау Л.Д., Лифшиц E.M., Гидродинамика, Москва: Наука, 1988

20. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Кузнецов О.А., Математическое моделирование, 1999, 101(11), 109-127

21. Dudorov А.Е., Zhilkin A.G., Gigineyshvili S.V., Kuznetsov О.A., Astronomical and Astrophysical Transactions, 2003, 22(1), 11

22. Dudorov A.E., Zhilkin A.G., Kuznetsov O.A., Astronomical and Astrophysical Transactions, 2003, 22(3), 321

23. Dudorov A.E., Kuznetsov O.A., Zhilkin A.G., TVD scheme for the numerical simulation of the axisymmetrical sclfgravitating MIID flows, 2001, astro-ph/0102313, http://arXiv.org/abs/astro-ph/0102313

24. Дудоров A.E., Жилкин А.Г., Кузнецов О.А., Математическое моделирование, 1999m 101(1), 101-116

25. Dudorov А.Е., Zhilkin A.G., Lazareva N.Yu., Kuznetsov O.A., 2000, Astronomical and Astrophysical Transactions, 19(3-4), 514-523

26. Dudorov A.E., Zhilkin A.G., Zhilkina N.Yu., Kuznetsov O.A., 2004, Astronomical and Astrophysical Transactions, 23(5), 443-446

27. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Волны разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 73-86

28. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., МГД волна разрежения в медленно вращающихся коллапсирующих протозвездных облаках, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 285

29. Ерохип М.А., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Магнитная газодинамика гравитациоиного сжатия протозвездных облаков, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 264

30. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Лазарева Н.Ю., Генерация струйных течений в окрестности молодых звездных объектов нулевого класса возраста, 2000, Труды 29-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 113

31. Лазарева Н.Ю., Генерация струй в замагниченпых дисках в окрестности магнитной звезды, 1999, Труды 28-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 27

32. Dudorov А.Е., Zhilkin A.G., Lazarcva N.Yu., Kuznetsov О. A., Generation of jets around zero-age young stellar objccts, 2000, JENAM-2000, Abstracts, Moscow: Geos, 104

33. Дудоров A.E., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Кузнецов О.А., Эволюция углового момента коллапсирующих протозвездных облаков, 2001, Сборник тезисов докладов, Всероссийская астрономическая конференция, С-Петербург: СПбГУ, 67

34. Dudorov А.Е., Kuznecov О.А., Zhilkin A.G., Gigineishvili S.V., Stepanov C.E., Zhilkina N.Yu., MIID Flows from the Envelopes of Protostar, 2000, Emission Lines from Jet Flows. Meeting abstract, Isla Mujeres

35. Ерохин М.А., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Кузнецов О.А., Численное исследование переноса углового момента в коллаисирующих вращающихся магнитных протозвездных облаках, Сборник тезисов, VII Забабахинские научные чтения, 2003, Сне-жинск, 114

36. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Кузнецов О.А., МГД-волна разрежения как причина неоднородности коллапса магнитных вращающихся протозвездных облаков, Сборник тезисов, VII Забабахинские научные чтения, 2003, Снежинск, 113-114

37. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Влияние МГД волн разрежения на эволюцию углового момента коллапсирующих протозвездных облаков, Тезисы докладов Всероссийской астрономической конференции "Горизонты Вселенной", 2004, Москва: МГУ, ГАИШ, 150

38. Жилкина Н.Ю., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Сценарии МГД коллапса межзвездных облаков, 2005, Труды ГАИШ, 78, Москва: ГАИШ МГУ, 67

39. Жилкина II. 10., Конкурс грантов студентов, аспирантов и молодых ученых вузов челябинской области, Сборник рефератов научно-исследовательских работ аспирантов, 2003, Челябинск: ЮурГУ, 21

40. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Физика молодых звездных объектов с аккреционными дисками, 2004, Аннотированный отчёт по гранту ГБ-73, N госрегистрации 01200001893

41. Hunter С., Astrophys. J., 1977, 218, 834

42. Tafalla M., Myers P.C., Casclli P., Walmslcy C.M., On the internal structure of starless cores. I. Physical conditions and the distribution of CO, CS, N2H+, and NH3 in L1498 and L1517B, 2004, astro-ph0401148, http://arXiv.org/abs/astro-ph/0401148

43. Andre P, Ward-Thomson D., Barsony M., в кн. Protostars and Planets IV, ред. Mannings V., Boss A.P., Russel S.S., Tuscori: Univ. Arizona Press, 2000, c. 59

44. Tafalla M., Mardoncs D., Myers P.C., Caselli P., Bachillcr R., Benson P.J., Astrophys. J., 1998, 504, 900

45. Williams J.P., Myers PC., Wilner D.J., Di Franccsco J., Astrophys. J., 1999, 513, LG1

46. Lee C.W., Myers P.C., Tafalla M., Astrophys. J., 1999, 526, 788

47. Gregerscn E.M., Evans N.J., Astrophys. J., 2000, 538, 260

48. Zinchcnko I., Astronomy and Astrophysics, 1995, 303, 554

49. Wilson T.L., Moucrsbcrgcr R., Gensheimer P.D., Muders D., Bieging J.H., Astrophys. J., 1999, 525, 343

50. Lada C.J., Smitsonian Astrophysical Observatory Preprint N3888, 1994

51. Cassclli P., Myers P.C., Astrophys. J., 1995, 446, 665

52. Tafalla M., Myers P.C., Caselli P., Walmsley C.M., Comito C., Astrophys. J., 2002, 569, 815835

53. Ward-Thompson D., Scott P.F., Hills R.E., Andre P., MNRAS, 1994, 268, 276

54. Andre P., Ward-Thompson D., Motte F., Astronomy and Astrophysics, 1996, 314, 625

55. Ward-Thompson D., Motte F., Andre P., MNRAS, 1999, 305, 143

56. Bacmann A., Andre P., Puget J.-L., Abergcl A., Bontemps S., Ward-Thompson D., Astronomy and Astrophysics, 2000, 361, 555-580

57. Whitworth A.P., Ward-Thompson D., Astrophys. J., 2001, 547, 317-322

58. Langer W.D., Willacy K., Astrophys. J., 2001, 557, 714-726

59. Casclli P., Benson P.J., Myers P.C., Tafalla M., Astrophys. J., 2002, 572, 238-263

60. Vallcc J.P., Astrophys. J., 2000, 538, 226-232

61. Дудоров A.E., Астрономический журнал, 1991, 68(4), 695

62. Crutchcr R.M., Astrophys. J., 1999, 520, 706

63. Vallcc J.P., Bastion P., Astrophys. J., 1999, 526, 819

64. Bodenhcimcr P., Astrophys. J., 19G8, 153, 483

65. Larson R.B., MNRAS, 1969, 145, 271

66. Pcnston M.V., MNRAS, 1969, 144, 425

67. Hattory Т., Nakano Т., Hayashi C., Progr. Thcor. Phys., 1969, 42, 4

68. Shu F.H., Astrophys. J., 1977, 214, 488

69. Жилкин А.Г., Клименко B.A., Сборник задач по механике сплошной среды, Челябинск: ЧслГУ, 2003

70. Седов Л.И., Методы подобия и размерности в механике, Москва: Наука, 1981

71. Lynden-Bcll D., Astrophys. J., 1964, 139, 1195

72. Бармин А.А., Гогосов В.В., ДАН СССР, 1960, 134, 1041

73. Дудоров А.Е., Сазонов Ю.В., Науч. Информ. Астросовета АН СССР, 1982, 50, 98

74. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Кузнецов О.А., Математическое моделирование, 1999, 101(11), 109

75. Эльсгольц Л.Э., Дифференциальные уравнения и вариационное исчисление, Москва: Наука, 1965

76. Galli D., Shu F.IL, Astrophys. J., 1993, 417, 220

77. Tcrcby S., Shu F.H., Cassen P., Astrophys. J., 1984, 286, 529

78. Goldsmith P.F., Arquilla R., в кн. Protostars and Planets II, ред. Black D.C., Mattews M.S., Tuscon: Univ. Arizona Press, 1985, c. 136

79. Спитцср, Л., Физические процессы в межзвездной среде, Москва: Мир, 1981

80. Каилан С.А., Пиксльнер С.Б., Физика межзвездной среды, Москва: Наука, 1979

81. Gillis J., Mcstel L., Paris, R.B., Astrophys. Space Sci., 1974, 27(167), 183

82. Gillis J., Mestcl L., Paris R.B., MNRAS, 1979, 87, 311

83. Mouschovias T.C., Paleologou E.V., Astrophys. J., 1980, 230, 204

84. Fleck R.C., Hunter J.H., MNRAS, 1978, 175, 335

85. Mouschovias T.C., Paleologou E.V., Astrophys. J., 1986, 308, 781

86. Basu S., Astrophys. J., 1994, 432, 720

87. Basu S., Mouschovias T.C., Astrophys. J., 1995, 452, 386

88. Basu S., Mouschovias T.C., Astrophys. J., 1995, 453, 271

89. Basu S., Astrophys. J., 1997, 485, 24093| Dorfi E., Astronoiny and Astrophysics, 1989, 225, 507

90. Tomisaka K., Astrophys. J., 2000, 528, L41-L44

91. Matsumoto Т., Tomisaka K., Directions of Outflows, Disks, Magnetic Fields, and Rotation of YSOs in Collapsing Molecular Cloud Cores, 2004, astro-ph0408086, http://arXiv.org/abs/astro-ph/0408086

92. Bourkc T.L., Astrophys. J., 2001, 554, L91-L94

93. Mundt R., Buehrke Т., Ray T.P., Astrophys. J., 1988, 333, 69-72

94. Lada C.J., NATO ASI Scr. C: Math. Phys. Sci., 1988, 232, 267-317

95. Uchida K., Shibata Yu., Publication Astronomical Society Japan, 1985, 37, 31

96. Pudritz R.E., Ouycd R., Stone J.M., Nature, 1997, 385, 387-388, 409-414

97. Stone J.M., Norman M.L., Astrophys. J., 1992, 413, 198-209

98. Simon M., Fclli M., Cassar L., Fischer J., Massi M., Astrophys. J., 1983, 266, 623-645

99. Pudritz R.E., Norman C.F., Astrophys. J., 1986, 301, 571-586

100. Lizano S., Shu F.M., Astrophys. J., 1989, '342, 834-854

101. Koldoba A.V., Ustyugova G.V., Romanova M.M., Chechetkin V.M., Lovalace R.V.E., Astrophys. J., 1995, 439, 39-42

102. Чсчеткин B.M., Савельев B.B., Астрономический журнал, 1995, 72(1), 139-145

103. Бреховских Л.М., Гончаров В.В., Введение в механику сплошных сред, Москва: Наука, 1982

104. Ozcrnoy L.M., Somov B.V., Astrophys. Spacc Sci., 1971, 11, 244

105. Дудоров A.E., Сазонов Ю.В., Науч. Информ. Астросовста АН СССР, 1987, 63, 68

106. Dudorov А.Е., Zamozdra S.N., Astronomical and Astrophysical Transactions, 2003, 22, 43—46

107. Жилкин А.Г., Численное моделирование многомерных самогравитирующих МГД-течений, Кандидатская диссертация, Челябинский государственный университет, 1999, 143

108. Dudorov А.Е., Pudritz R., In 'The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars", Astron. Soc. of the Pacific Conference Series, Eds. Pik Sin The, Mario R. Perez and P.J. van den Heuvcl, 1994, 62, 381-383

109. Bacliillcr R., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1996, 34, 111-154

110. Lada C.J., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1985, 23, 267-317