<< Моделирование | Оглавление | Заключение >>
Разделы
Зачем все это нужно
Диагностика физических условий
Выше уже говорилось, что молекулы представляют собой важнейшее
средство для определения физического и динамического состояния
межзвездного газа, иными словами, для определения его плотности,
температуры, степени ионизации, напряженности магнитного поля (по
зеемановскому расщеплению линий) и скорости движения. В принципе
для определения плотности и температуры достаточно оценить
населенности уровней, вовлеченных в наблюдаемый переход.
Возможность использования данной молекулы и данного перехода в
качестве индикатора плотности газа можно характеризовать значением
критической концентрации излучающего газа
. При
столкновительные переходы молекул данного типа в
состояние с более высокой энергией происходят чаще, чем излучение
соответствующих квантов. Упрощенно можно считать: наблюдение
определенного перехода означает, что плотность исследуемого
объекта превышает критическую. В таб. 3 приведены
значения критических концентраций для некоторых молекул
[21], которые часто используются в качестве индикаторов
плотности молекулярных облаков. Однако при этом нужно учитывать,
что соответствующий профиль линии получен в результате усреднения
по лучу зрения и по площади диаграммы направленности телескопа.
Чтобы соотнести данные наблюдений молекулы с состоянием газа в
целом, необходимо знать, каково ее относительное содержание (чтобы
перейти от концентрации, скажем, аммиака к концентрации
) и
насколько хорошо она перемешана с молекулярным водородом. Без
детальной химической модели ответить на эти вопросы невозможно.
| Молекула | Переход | Частота, |
 , |
 , |
| ГГц | см |
см |
||
NH |
(1,1) | 23.7 |
 |
 |
| NH |
(2,2) | 23.7 |
|
|
| CS |
 |
49.0 |
 |
 |
| CS |
 |
98.0 |
 |
 |
| CS |
 |
147.0 |
 |
 |
| CS |
 |
244.9 |
 |
 |
| CS |
 |
342.9 |
 |
 |
| CS |
 |
489.8 |
 |
 |
HCO |
|
89.2 |
 |
 |
| HCO |
|
267.6 |
 |
 |
| HCO |
 |
356.7 |
 |
 |
| HCN |
|
88.6 |
 |
 |
| HCN |
|
265.9 |
 |
 |
| HCN |
|
354.5 |
 |
 |
В ряде случаев распределение вещества в облаке можно определить по наблюдениям теплового излучения входящей в это облако пыли. Однако только наблюдения молекул позволяют получить информацию о поле скоростей в данном облаке. Ширина молекулярных линий обычно существенно превосходит тепловую, из чего делается вывод о наличии в областях звездообразования хаотических турбулентных движений. По отклонениям формы профиля от гауссианы можно судить о наличии в объекте упорядоченного движения - коллапса, разлета или вращения (рис. 2).
|
Рис. 2. Характерный вид профиля молекулярной линии для коллапсирующего сферически симметричного облака (из работы Павлюченкова и др. [22]) |
Химические часы
Межзвездные молекулы условно делятся на "ранние", то есть
достигающие максимального содержания быстро (
лет), и
"поздние", достигающие равновесия медленно (
лет.)
Теоретически, определив в протозвездном объекте относительное
содержание "ранних" и "поздних" компонентов, можно оценить его
возраст и сделать выбор в пользу "быстрого" или "замедленного"
коллапса, упомянутых в первом разделе. Терциева и Хербст
[9], например, воспользовались этим способом для
определения возраста молекулярного облака TMC-1. Сравнив
наблюдательные данные с результатами газофазной химической модели,
основанной на базе данных NSM, они обнаружили, что наилучшее
согласие между наблюдаемыми и теоретическими обилиями достигается
к моменту времени
лет. Однако пока такой способ
определения возраста остается неоднозначным, главным образом из-за
того, что у некоторых "ранних" молекул может наблюдаться
повторный рост содержания в более поздние моменты времени.
Например, в работе [20] отмечается, что у простой
углеродной цепочки C
S, которая считается типичной "ранней"
молекулой, есть и второй пик содержания, приходящийся на время
порядка нескольких миллионов лет, поэтому наличие этой молекулы в
объекте не обязательно является признаком его молодости. Робертс и
Хербст [23] дополнили модель Терциевой и Хербста [9]
реакциями на поверхности пылинок и обнаружили, что согласие
теоретических расчетов с наблюдениями и в этом случае достигает
максимума к
лет, а затем ухудшается. Однако при
лет содержание большинства молекул вновь приближается
к наблюдаемым значениям. Это означает, что пока на основании одних
только химических расчетов оценить возраст TMC-1 не удается.
Вероятно, ответ может быть получен с помощью одновременного
химического и динамического моделирования этого объекта.
Обратная связь с динамикой
Наконец, нужно отметить, что содержание молекул не является пассивным следствием тех или иных физических условий. Сами эти условия, в свою очередь, зависят от молекулярного состава газа. Во-первых, излучение самых обильных молекул (в первую очередь СО) не только является источником информации об объекте, но и приводит к существенным потерям энергии из среды, внося существенный вклад в ее энергетический баланс, что отражается и на динамическом состоянии газа.
Во-вторых, для учета сопряженности между магнитным полем и
веществом в плотном газе необходимо знать величину степени
ионизации, от которой зависят такие важные факторы, как
продолжительность дозвездной фазы эволюции замагниченных облаков и
характер аккреции вещества в замагниченных протозвездных дисках.
Если в диффузном веществе (с плотностью менее 
см)
главным источником электронов являются металлы, сера и углерод, то
в более плотном газе эти элементы аккумулируются на пылинках
("вымерзают") и роль главных поставщиков электронов переходит к
более сложным ионам - H
, HCO, NH и другим,
вовлеченным в сложные химические реакции. В таком веществе
вычислить степень ионизации невозможно без учета довольно сложного
комплекса химических процессов [24].
<< Моделирование | Оглавление | Заключение >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звездообразование - химический состав звезд
Публикации со словами: звездообразование - химический состав звезд | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
