Аннотация результатов, полученных в 2017 году
Поиски истоков нашего происхождения неизбежно приводят к вопросу о том, как образуются звезды и планеты. Эта область исследований современной астрофизики значительно более разнообразна, чем кажется на первый взгляд. Звездообразование придает форму целым галактикам, управляет жизненным циклом материи и лежит у космологических истоков формирования видимой структуры Вселенной. Более того, звездообразование неразрывно связано с образованием планет и, следовательно, с нашим собственным происхождением. Обнаружение все большего числа планет вне Солнечной системы (экзопланеты), включая объекты, по своим физическим характеристикам похожие на Землю, вселяет в нас надежду, что мы можем быть не одиноки во Вселенной. Усилия астрофизиков и астробиологов сейчас сконцентрированы на поиске экзопланет, пригодных для зарождения и поддержания жизни. Однако для решения фундаментального вопроса происхождения жизни требуется прежде всего решить другой, не менее важный вопрос о том, как возникли первые условия для зарождения жизни – звезды и планеты. Данный проект направлен на решение этой проблемы, а именно на комплексное изучение свойств газопылевых околозвездных дисков, как колыбели и строительного материала при формировании планет, с использованием высокоэффективного численного моделирования и наблюдений на передовых телескопах. В течение первого года выполнения проекта был разработан высокоэффективный программный комплекс FEOSAD (Formation and Evolution of Stars and Disks), позволяющий самосогласованно рассчитывать формирование и эволюцию звезд и околозвездных газопылевых дисков. Взаимодействие газовой и пылевой подсистем диска осуществлялось за счет общего гравитационного потенциала и трения пылевых частиц о газ. Эволюция пылевых частиц в околозвездных дисках как начальная стадия формирования планет характеризуется двумя процессами: 1) дрейфом пылинок относительно газа (преимущественно к центральной звезде) 2) их столкновительной эволюцией – слипанием и фрагментацией. Именно благодаря преобладанию слипания мелких пылевых частиц над фрагментацией в конечном счете и образуются твердые планетарные ядра. В данном проекте исследованы начальные стадии образования планет в гравитационно неустойчивых околозвездных дисках, характеризующихся ярко выраженной спиральной структурой. Особое внимание было уделено исследованию эффективности роста пыли, радиальному дрейфу и концентрации пыли в спиральных рукавах. Было найдено, что рост пыли происходит уже на самой ранней стадии эволюции газопылевого диска, причем рост наиболее эффективен во внутренних областях диска, где пылинки могут вырастать от субмикронного до метрового размера за несколько сот тысяч лет. При этом масса выросшей пыли в диске достигает десятков и даже сотен масс Земли, что, совместно с ярко выраженным дрейфом выросшей пыли к центру диска, может способствовать ускоренному образованию твердых протопланетных ядер в центральных областях диска. Найдено также, что пыль может концентрироваться в спиральных рукавах, но данный процесс наиболее эффективен во внешних областях диска. Одним из возможных механизмов образования массивных планет-гигантов (до 15 масс Юпитера) является гравитационная фрагментация газопылевого диска с образованием плотных газовых сгустков – эмбрионов планет-гигантов. В данном проекте детально исследована динамика и миграция газовых сгустков. Показано, что в результате гравитационных возмущений массивные газовые сгустки (десятки масс Юпитера), образовавшиеся во внешних областях диска (порядка сотен астрономических единиц от центральной звезды) часто подвержены быстрой радиальной миграции ближе к центру диска. Миграция некоторых сгустков может замедляться или даже останавливаться на расстоянии нескольких десятков астрономических единиц от звезды благодаря потере значительной части внешней оболочки сгустков через приливные моменты сил. Образующиеся таким образом плотные, компактные и горячие ядра могут испытывать последующее сжатие до планетарных размеров с образованием массивных планет-гигантов. Данный механизм может объяснить наличие планет-гигантов у такой планетарной системы как HR 8799. Звезды и околозвездные диски не являются изолированными объектами. Они формируются внутри протяженных газовых облаков и образуют тесные скопления. Таким образом, взаимодействие околозвездных дисков со внешней средой посредством гравитации и излучения является важным фактором их эволюции. В данном проекте был исследован эффект сближения внешней звезды и гравитационно неустойчивого околозвездного диска. Найдено, что близкий копланарный пролет внешней звезды солнечной массы может приводить к выбросу газовых сгустков и даже целых элементов спиральных рукавов, сформировавшихся ранее в диске звезды-мишени. Массы выброшенных сгустков обычно соответствуют коричневым карликам, то есть объектам, занимающим промежуточное состояние между планетами-гигантами и звездами, но могут приближаться к массивным планетам-гигантам (порядка 15 масс Юпитера), если выброшенные элементы спирального рукава испытывают гравитационную фрагментацию. Известно, что в околозвездных дисках при определенных условиях могут формироваться гигантские антициклонные вихри. Являясь локальными максимумами давления, данные вихри обладают свойством притягивать пылевые частицы диска, способствуя таким образом ускоренному росту твердых протопланетных ядер. Однако эффективность концентрации пыли зависит от времени жизни вихрей, которое, до сих пор оценивалось из численного моделирования без учета самогравитации диска. В данном проекте исследована динамика антициклонных вихрей на внешней границе так называемой мертвой зоны (то есть зоны с пониженной эффективностью переноса вещества). Найдено, что самогравитация диска приводит к растяжению антициклонного вихря вдоль направления вращения диска даже в заведомо гравитационно устойчивых околозвездных дисках. Таким образом, найдено, что самогравитирующие вихри разрушаются значительно быстрее, чем вихри без учета самогравитации, что может ослабить эффективность концентрации пылевых частиц в антициклонных вихрях и усложнить образование твердых протопланетных ядер. По результатам первого года выполнения проекта опубликована статья в международном журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (импакт-фактор: 4.961), принята к публикации статья в международном журнале Astronomy & Astrophysics (импакт-фактор: 5.185), а также представлена к публикации статья в международный журнал Astronomy & Astrophysics (импакт-фактор: 5.185).

Аннотация результатов, полученных в 2018 году
Обнаружение все большего числа планетарных систем вокруг ближайших звезд (так называемые экзопланеты), с характеристиками, кардинально отличающимися от Солнечной системы, выдвигает на первый план вопрос о причинах существования наблюдаемого многообразия экзопланетных систем. Планеты формируются в газопылевых дисках, окружающих звезды на их начальных стадиях формирования, и естественно предположить, что многообразие экзопланетных систем является результатом различных физических условий и процессов в газопылевых дисках. Но какие конкретно процессы определяют формирование планетарной системы до сих пор плохо изучено. Данный проект направлен на комплексное изучение свойств газопылевых околозвездных дисков, как колыбели и строительного материала при формировании планет. В проекте задействовано высокоэффективное численное моделирование с использованием разработанного программного комплекса FEOSAD (Formation and Evolution of Stars and Disks), а также наблюдений на передовых наземных телескопах. Фундаментальным условием формирования планет является эффективный рост твердых пылевых частиц в околозвездном диске от суб-микронного до километрового размера в результате взаимных столкновений. Данный процесс крайне сложен, поскольку столкновения могут приводить как к слипанию (коагуляции) частиц, так и к их разрушению, если скорости столкновений слишком большие. В течение второго года выполнения проекта была разработана бидисперсная модель коагуляции и фрагментации пылевых частиц в условиях протопланетных дисков. Данная модель позволяет отслеживать типичный размер крупной пыли, являющейся результатом слипания мелких пылинок (мономеров) межзвездных размеров, а также обмен массами между мелкой и крупной пылью. Найдено, что детальный учет фрагментации крупных частиц при совместных соударениях и эрозии мелкими пылинками является важным фактором, способствующим удержанию выросшей пыли в дисках и предотвращению катастрофического дрейфа на протозвезду. Наблюдательные данные и теоретические модели эволюции молодых звездных объектов указывают на то, что аккреция вещества из протозвездного диска на протозвезду может характеризоваться мощными вспышками с продолжительностью в несколько десятков лет, в течение которых светимость звезды может возрастать на несколько порядков величины. Выполненные в данном проекте поляриметрические исследования околозвездных дисков в ближнем инфракрасном диапазоне (телескоп Subaru) показали наличие разнообразных морфологических структур (спиральные рукава, кометообразные клочкообразные структуры), характерных для гравитационно неустойчивых дисков, что хорошо согласуется с теоретической моделью, предложенной ранее руководителем проекта. Основываясь на важности феномена вспышек светимости выполнено сравнение характерных времен конденсации ледяных мантий на пылинки и характерного времени коагуляции пылинок в околозвездном диске. Показано, что их отношение мало, т.е. крупные пылевые агрегаты в отсутствии вспышек светимости представляют собой слипшиеся своими ледяными мантиями мелкие пылевые частицы. Во время вспышки светимости должно происходить разрушение таких крупных пылевых агрегатов на мелкие тугоплавкие частицы и их последующая коагуляция, но уже без ледяных мантий. Переход звезды в спокойное, довспышечное состояние приведет к образованию тугоплавкого ядра, покрытого с наружи ледяной коркой. Численное исследование эволюции внутренних областей околозвездного диска (меньше одной астрономической единицы) является трудноразрешимой задачей в моделях глобальной эволюции диска из-за жесткого ограничения на шаг по времени. Чтобы обойти данное ограничение в данном проекте разработана модель «умной» центральной поглощающей ячейки, описывающая переноса вещества через внутреннюю область диска на протозвезду. Данная модель использована совместно с кодом FEOSAD для исследования влияния центральной, пространственно неразрешенной области диска на глобальную эволюцию газовой и пылевой компонент. Найдено, что центральная область оказывает наибольшее влияние на структуру и эволюцию протозвездного диска в моделях с развитой магниторотационной неустойчивостью. В данном случае, глобальное распределение газа и пыли в околозвездном диске, гравитационная устойчивость диска, а также темп протозвездной аккреции, существенно зависит от темпа переноса вещества через центральную область. Для околозвездных дисков часто характерна жесткая связь между газовой и пылевой компонентами, то есть время релаксации скорости пыли к скорости газа много меньше характерного динамического времени задачи, определяемой локальным временем оборота диска. Это предъявляет высокие требования к методам расчета динамики пыли. В рамках проекта был выполнен анализ описанных в литературе методов расчета быстрого обмена импульсом между газом и пылью для эйлерова подхода, в котором газ и пыль рассматриваются как взаимопроникающие сплошные среды, а пыль имеет единственный характерный размер, то есть считается монодисперсной. Был разработан неявный метод первого порядка по времени с точным сохранением импульса. Показано, что предложенный неявный метод может быть распространен на режим, когда пыль представлена несколькими компонентами с разными временами скоростной релаксации. Для такой полидисперсной пыли, в которой каждая из компонент обменивается импульсом с газом, но не между собой, выведены расчетные формулы для вычисления скоростей газа и пыли, а также получены оценки устойчивости алгоритма. Ранняя эволюция околозвездных дисков может сопровождаться явлением, известным как гравитационная неустойчивость и фрагментация, приводящая к развитию спиральных рукавов и образованию массивных газопылевых сгустков, представляющих собой зародыши планет-гигантов. Однако орбиты данных образований не являются устойчивыми - сгустки достаточно быстро мигрируют по направлению к родительской протозвезде. В данном проекте показано, что быстрая миграция сгустков к центральной протозвезде может быть остановлена на расстояниях десятков астрономических единиц от звезды в результате потери массы сгустком через область Роша. При этом миграция приводит к разогреванию сгустка. При превышении температуры газа в центральной области сгустка критического значения в 1700 градусов Цельсия может произойти быстрое сжатие сгустка (так называемый второй коллапс), приводящее к образованию протопланеты-гиганта. Предположено, что данные процесс может в конечном итоге приводить к образованию систем, подобных HR 8799 с несколькими планетами-гигантами на расстояниях около десятков астрономических единиц от звезды. Дальнейшие исследования внутренней структуры газопылевых сгустков показали, что масса пыли, накопленной в центральной области сгустка, в момент второго коллапса может достигать нескольких десятков масс Земли. Часть этой пылевой компоненты в результате коллапса может образовать твердое ядро в центральной части образовавшейся протопланеты-гиганта. Более подробную информацию о данном исследовании можно найти по следующим ссылкам https://www.gazeta.ru/science/news/2018/10/25/n_12209023.shtml, https://indicator.ru/news/2018/10/25/kak-formiruyutsya-gazovye-giganty/ Проведено исследование возможности восстановления распределений температуры, оптической толщины и спектрального индекса коэффициента поглощения в околозвездном диске по картам теплового излучения пыли на нескольких длинах волн. Эта обратная задача имеет важное значение для непосредственной интерпретации наблюдений протопланетных дисков и стимулирует и наблюдения дисков в различных диапазонах волн. Показано, что успешное решение данной обратной задачи возможно только при корректном восстановлении полного потока излучения на каждой длине волны, что требует сопровождения интерферометрических наблюдений наблюдениями в режиме одиночного телескопа. По результатам второго года выполнения проекта опубликовано девять статей, в том числе четыре статьи в международных журналах первого квартиля, индексируемых в базах данных Scopus и Web of Science.

Аннотация результатов, полученных в 2019 году
Планеты формируются в газопылевых дисках, окружающих звезды на начальных стадиях их формирования. Предполагается, что наблюдаемое многообразие планетных систем вокруг ближайших звезд является результатом различных физических условий и процессов в газопылевых дисках. Но какие конкретно процессы определяют формирование планетных системы до сих пор плохо изучено. Данный проект направлен на комплексное изучение свойств газопылевых околозвездных дисков как колыбели и строительного материала при формировании планет. Проект включает в себя высокоэффективное численное моделирование с использованием разработанного программного комплекса FEOSAD (Formation and Evolution of Stars and Disks), а также интерпретацию наблюдений на передовых наземных телескопах. В течение выполнения третьего года проекта с целью анализа влияния дрейфа и роста пыли на наблюдательные проявления протопланетных дисков нами построены карты спектрального индекса, характеризующего зависимость энергии излучения от длины волны. Показано, что карты спектрального индекса существенно зависят от длины волны, в окрестности которой определяется индекс. Анализ данных карт позволил определить прямую корреляцию между морфологическими особенностями на картах спектрального индекса и областями локализации пылинок определенных размеров. Нами показано, что эта корреляция вызвана зависимостью оптических свойств пылинок от их размеров. Таким образом, анализ карт спектрального индекса может быть использован для восстановления распределений концентраций пылинок с заданными размерами, что делает этот метод чрезвычайно мощным инструментом для прямой интерпретации наблюдений околозвездных дисков. Более подробную информацию о данном исследовании можно найти по следующей ссылке https://nplus1.ru/blog/2019/06/14/planetdust. Результаты численного моделирования указывают, что во внутренней области протопланетного диска (в зоне образования планет земной группы) размер выросших пылинок может превосходить длину свободного пробега молекулы водорода в диске. В этом случае сила трения между газом и пылинками начинает нелинейно зависеть от их относительной скорости (режим Стокса). Для описания данного режима в астрофизических расчетах часто используется кусочно-заданный коэффициент трения Weidenschilling (1977). Обнаружено, что данный коэффициент трения испытывает искусственный разрыв при приближении к звуковому барьеру во внутренней области протопланетного диска. Показано, что непрерывный коэффициент трения Henderson (1976) свободен от подобных нежелательных эффектов. Расчеты эволюции протопланетного диска с новым коэффициентом трения позволяют прослеживать рост пылевых частиц до более крупных размеров. Оптические свойства пылинок определяют температуру протопланетного диска и, следовательно, его динамику и склонность к гравитационной неустойчивости. Укрупнение пылинок в ходе слипания и их дробление при высокоскоростных столкновениях приводят к существенному изменению их оптических свойств. Большинство современных динамических моделей протопланетных дисков не учитывают изменение оптических свойств пылинок с увеличением их размера и используют значения, рассчитанные для микронной пыли. Поэтому нами была рассчитана таблица так называемых непрозрачностей, которая позволяет учитывать оптические свойства пылинок макроскопических размеров. Уменьшение оптической толщины диска из-за роста пылинок приводит к более эффективному охлаждению диска в центральных областях, что способствует увеличению максимального размера пылинок и облегчает процесс планетообразования. Рост пылевых частиц в протопланетных дисках может существенным образом зависеть от присутствия или отсутствия ледяных мантий, образованных такими химическими соединениями как вода, метан, угарный и углекислый газ. Нами разработана модель роста пыли для численного гидродинамического кода FEOSAD, учитывающая ледяные мантии пылинок. Показано, что в модели с влиянием мантий на фрагментационную скорость пылинок количество мелкой пыли субмикронного размера, количество выросшей крупной пыли и её размер резко меняются в окрестности так называемой линии льдов воды, то есть области диска, где происходит вымерзание воды на поверхность пылинок. В частности, внутри линии льдов (3-10 астрономических единиц), где ледяные мантии отсутствуют, почти вся мелкая пыль переходит в крупную, но её размер уменьшается в десятки раз от нескольких сантиметров до долей миллиметра. Показано, что подобное резкое изменение свойств пыли в рамках рассмотренной модели влияния мантий на фрагментационную скорость характерно только для окрестностей линии льдов воды, но не других рассмотренных соединений, ввиду их более низких температур замерзания и малости их относительного вклада в толщину ледяных мантий на крупной пыли. Наблюдения протопланетных дисков часто приводят к обнаружению кольцеобразных областей в распределении интенсивности теплового излучения пыли. С целью исследования механизмов формирования кольцеобразных структур были рассчитаны модели протопланетных дисков с различными значениями турбулентной вязкости. Установлено, что формирование массивных колец в пылевом диске происходит лишь в моделях с низкими значениями турбулентной вязкости, определяемой параметром альфа меньше или равным 0.001. Наиболее благоприятные условия для роста пыли представлены за внешними границами колец, так как внутри кольца рост пыли ограничен более низким фрагментационным барьером пыли из-за высокой температуры. Однако внутри кольца создаются подходящие условия для развития потоковой неустойчивости, которая, в свою очередь, может служить механизмом преодоления фрагментационного барьера и формирования протопланетных ядер. По результатам выполнения третьего года проекта опубликовано 6 статей, в том числе 4 статьи в международных журналах первого квартиля.