Астронет: Д. З. Вибе/Коуровка Химия звездообразования http://variable-stars.ru/db/msg/1189786/node4.html

<< Моделирование | Оглавление | Заключение >>

Разделы

• Диагностика физических условий
• Химические часы
• Обратная связь с динамикой

---

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.

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).

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 CS, 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 >>