Астронет > Введение

Астронет: М. С. Кирсанова/УрГУ Влияние скорости ионизации на содержание молекул NH3, N2H+ и H2О в ядрах темных облаков
http://variable-stars.ru/db/msg/1191251/node2.html

<< Титульный лист | Оглавление | 2. Метод >>

1 Введение.

Звезды рождаются внутри темных холодных молекулярных облаков, которые состоят из достаточно хорошо перемешанных газа, преимущественно водорода, и пыли. Поскольку молекулярный водород ни в радио ни в инфракрасном диапазоне длин волн не излучает, то в наблюдениях используются многочисленные молекулы, обнаруженные в межзвездной среде. Кроме того, изучаются темные облака по инфракрасному излучению пыли в непрерывном спектре.

Во многих ядрах темных облаков уже существуют компактные источники инфракрасного излучения, например: L1489, L1228, L1251E, B335. Существуют и такие объекты (глобулы), в ядрах которых протозвезд еще нет, иногда эти ядра называют дозвездными (starless cores), среди них: L1544, L1512, B68, L183.[1] Наблюдения дозвездных объектов дают возможность оценить начальные условия и ранние этапы процесса звездообразования - структуру облаков, движение вещества и его температуру, химический состав и многое другое.

Наблюдения установили, что содержание молекул CO, HCO⁺, CS, C₂S повышается при переходе от внутренних слоев облака к более внешним слоям. Падение содержания этих молекул в наиболее плотной части облака связывается с их вымораживанием на пылевых частицах [5]. По наблюдениям этих молекул изучают внешние части облака или молекулярные истечения из тех облаков, где уже есть инфракрасные источники. Такие молекулы как NH₃, N₂H⁺, напротив, сконцентрированы в центральных частях дозвездного ядра (особенно это касается N₂H⁺) в подавляющем большинстве объектов, поэтому и используются для изучения внутренних частей облака [1, 3].

Но, есть и исключения из правил - это такие темные облака, где падает содержание NH₃ или N₂H⁺ в самых плотных частях ядер. Например, в облаках B68 и L1512 содержание (обилие) иона N₂H⁺ в ядре понижено по сравнению с более внешними частями облака [1, 3] . Такое обстоятельство может быть обусловлено различием физических условий в этих облаках, что в свою очередь может повлиять на протекающие там химические реакции, приводящие к образованию или разрушению тех или иных молекул.

То, какие химические реакции протекают в среде определяется не только природой самих молекул (это атомы, составляющие молекулу, их взаимная ориентация в молекуле и т.д.), но также температурой среды, концентрацией нейтрального газа, пыли, заряженных частиц, формой и размерами пылинок, внешним полем излучения и так далее. В условиях ядер темных холодных облаков, где нет еще протозвезд - отличных источников энергии для окружающих молекул, это должны быть такие реакции, которые, во-первых, протекают с выделением энергии, но не с поглощением, а во-вторых, скорости этих реакций (количество реакций в единицу времени) должны быть пропорциональны частоте соударений молекул друг с другом. Этим условиям удовлетворяют так называемые ион-молекулярные реакции - это реакции между заряженными и нейтральными частицами. Для их протекания необходим источник ионизации. В диффузных облаках таким источником являются ультрафиолетовые фотоны - свет от ближайших звезд. В темных плотных холодных облаках, в глубины которых ультрафиолетовые фотоны добраться не могут, такую роль играют частицы космических лучей, энергии которых $\sim$ МэВ. Таким образом, скорость ионизации нейтральных частиц космическими лучами является важным фактором, влияющим на обилие молекул в темных облаках.

В современных исследованиях при моделировании темных облаков используется оценочная величина коэффициента скорости ионизации космическими лучами $\zeta_0$ примерно равная 10^-17 реакций ионизации в секунду на 1 ядро атома водорода.

На сегодняшний день существуют работы, посвященные исследованию эффектов варьирования скорости ионизации и степени ионизации (эти величины обычно взаимосвязаны) на межзвездную химию. В работе [2] показано изменение равновесных концентраций (в чисто химической модели) преимущественно тех молекул, которые содержат атомы углерода, при изменении скорости ионизации космическими лучами¹ $\zeta$ в очень широких пределах (до 6 порядков) . Также в ней отмечены и некоторые особенности протекания химических реакций в зависимости от $\zeta$ в среде, но без подробного разбора, так как эта тема не являлась основной в работе. Кроме того, регулярно появляются работы, в которых определяется $\zeta$ для конкретных объектов по наблюдениям [4].

Цель моей работы - найти причины изменения содержания молекул NH₃, N₂H⁺ и H₂O в темных облаках при варьировании скорости ионизации нейтральных частиц космическими лучами. Это означает, что необходимо найти различия в ходе главных химических реакций образования и разрушения этих молекул, вследствие влияния космических лучей.

Выбрала я эту задачу потому, что зная причины и механизмы влияния параметров среды (в данном случае $\zeta$ ) на химию молекулярных облаков можно работать над развитием численных моделей этих объектов, интерпретацией наблюдений, сетками межзвездных химических реакций. Кроме того, исключения из правил (B68, L1512) мне просто интересны.

На выбор молекул повлияли несколько причин. Во-первых, молекулы NH₃ и N₂H⁺ хорошо наблюдаются в ядрах темных облаков. Во-вторых, по ним можно изучать самые плотные области в облаке, где и образуется протозвезда, о чем уже упоминалось ранее. Молекула воды выбрана потому, что цепочки химических реакций ее образования и разрушения очень похожи на цепочки для аммиака, но ведут себя эти молекулы при повышении $\zeta$ по-разному.

<< Титульный лист | Оглавление | 2. Метод >>