Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.astronet.ru/db/msg/1198418/node2.html
Дата изменения: Tue Jun 15 19:04:33 2004
Дата индексирования: Wed Dec 26 11:51:45 2007
Кодировка: Windows-1251
Астронет > Особенности химической эволюции дозвездных ядер в различных моделях сжатия
Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод
 

<< Титульный лист | Оглавление | 2. Краткое описание модели >>

1. Введение

Задача о рождении звезд внутри молекулярных облаков является одной из наиболее интересных в современной астрофизической науке. Вопросы звездообразования изучаются уже достаточно давно, но на некоторые из них ответы до сих пор не получены. Один из неразрешенных вопросов заключается в том, как формируются внутри молекулярных облаков плотные, так называемые дозвездные ядра, в которых, в свою очередь, впоследствии рождаются маломассивные звезды. Прежде всего, необходимо знание о наиболее вероятной временной шкале образования дозвездных ядер и характере изменения плотности в сжимающихся областях. Наблюдения дозвездных ядер в линиях излучения различных молекул показали, что концентрации молекул и их распределения в ядре могут помочь установить интересующие параметры образования ядер. Характер изменения плотности при сжатии облака определит вклад в химическую эволюцию эффекта вымораживания молекул на поверхности пылевых частиц, влияния ультрафиолетового излучения, космических лучей и некоторых других факторов.

Сегодня существует три основных вида газодинамических моделей образования дозвездных ядер [1]. Первый, классический, тип моделей рассматривает сжатие облака под действием самогравитации, которому противодействует газовое давление в молекулярном облаке. Второй тип моделей, так называемый стандартный тип, основное внимание уделяет не только газовому давлению, но и вкладу магнитного поля в противодействие сжатию. Наконец, третий тип динамических моделей - это образование дозвездных ядер вследствие действия сверхзвуковых турбулентных потоков на газ облака. При этом дозвездное ядро после формирования может как продолжить сжатие, так и рассеяться или быть разрушенным новым турбулентным потоком. Каждая из газодинамических моделей имеет свои достоинства и недостатки [1].

Поскольку динамических подходов к сжатию молекулярных облаков и образованию дозвездных ядер достаточно много, и предсказания характера развития сжатия в разных подходах могут быть весьма не похожи, то задачу об определении динамического режима с помощью межзвездной химии целесообразно начать с самых простых динамических моделей. Это позволит четко понимать как те или иные характеристики образования ядра отразятся на его химической структуре - концентрациях молекул и их распределениях. Цель настоящей работы заключается в нахождении наиболее информативных химических соединений для установления динамического характера сжатия облака.



<< Титульный лист | Оглавление | 2. Краткое описание модели >>

Публикации с ключевыми словами: химическая эволюция - Протозвезды
Публикации со словами: химическая эволюция - Протозвезды
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 1.0 [голосов: 1]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования