Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.astronet.ru/db/msg/1198418/node3.html
Дата изменения: Tue Jun 15 19:04:33 2004
Дата индексирования: Wed Dec 26 11:51:52 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
 

<< 1. Введение | Оглавление | 3. Результаты >>

Разделы


2. Краткое описание модели

Концентрация любого химического соединения в молекулярном облаке может быть представлена как произведение

(1)

где - относительное обилие данного соединения, - концентрация ядер водорода. В таком случае, изменение концентрации любого химического соединения будет определяться изменением его обилия за сч т химических реакций и изменением концентрации ядер водорода, что эквивалентно изменению плотности вещества при сжатии. Из формулы (1) следует, что
(2)

Уравнения для изменения обилий молекул и концентрации ядер водорода приводятся ниже.

2.1. Химическая модель

Изменение обилий молекул вследствие химических реакций моделировалось с использованием уравнений химической кинетики, как для газовой, так и для пылевой фаз (смотри уравнения (3) и (4) соответственно)
(3)


(4)

Первое слагаемое в уравнении (3) описывает двухчастичные реакции, второе - реакции типа ионизации космическими или рентгеновскими лучами, третье и четвертое - процессы аккреции и десорбции соответственно. Слагаемые в правой части уравнения (4) трактуются аналогично. Коэффициенты скоростей реакций в газовой фазе взяты из базы данных UMIST 95 [2], коэффициенты скоростей реакций на поверхностях пылевых частиц , а также коэффициенты аккреции и десорбции - из работы [3]. Доля пылевых частиц по массе составляет 0.01 от плотности газа. Температуры газа и пыли приняты равными 10 К. Начальные обилия компонентов приведены в таблице, помещенной ниже.

    Компонент             Обилие         
He 0.0975
O
C
N
Na
HD
Mg
Fe
S
Si

2.2. Динамические модели

В настоящей работе рассмотрены два очень простых подхода к изменению плотности в центральной области молекулярного облака. Эти модели рассматривались прежде всего только как примеры быстрого и медленного сжатия. В будущем обязательно будут рассмотрены полные газодинамические модели.

Первая модель, феноменологическая, основана на наблюдениях дозвездного ядра L1498 [4], [5]. В данной работе принято, что концентрация ядер водорода раст т от значения  см-3 до конечного  см-3, начиная с момента времени  лет. В любой момент времени концентрация ядер водорода определяется формулой (5)

(5)

где  лет - характерное время свободного падения.

Вторая рассмотренная динамическая модель - это так называемый модифицированный свободный коллапс [6], концентрация ядер водорода в которой изменяется согласно формуле (6)

(6)

В этом выражении - масса протона, начальное значение  см-3, B - задерживающий фактор. Значение В = 1.0 соответствует свободному падению вещества под действием только лишь самогравитации, все значения В < 1.0 имитируют задержку сжатия облака вследствие влияния теплового давления, магнитного поля и так далее. В дальнейшем модель с В = 1.0 будет называться моделью 2A. В настоящей работе также представлены результаты модели, в которой задерживающий фактор В = 0.1, далее эта модель будет обозначаться как модель 2B.



<< 1. Введение | Оглавление | 3. Результаты >>

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