Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.astronet.ru/db/msg/1189786/node4.html
Дата изменения: Sat May 24 20:04:25 2003
Дата индексирования: Wed Dec 26 16:38:18 2007
Кодировка: Windows-1251
Астронет > Химия звездообразования
Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод
 

<< 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.


Таблица 3. Критические концентрации для некоторых молекул [21]
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 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 >>

Публикации с ключевыми словами: звездообразование - химический состав звезд
Публикации со словами: звездообразование - химический состав звезд
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнение читателя [1]
Оценка: 5.0 [голосов: 2]
 
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