УДК 524.57+524.3-52
ПЫЛИНКИ РАЗЛИЧНЫХ РАЗМЕРОВ И ХИМИЧЕСКАЯ ЭВОЛЮЦИЯ
ПРОТОЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТОВ
© 2014 г. О. В. Кочина*, Д. З. Вибе
Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 25.10.2013 г.; принята в печать 30.10.2013 г.
Представлены результаты моделирования химической эволюции протозвездных объектов с учетом присутствия межзвездной пыли различных населений, различающихся не только размером и массовой долей пылинок, но и температурой пылинок. В дополнение к "классическим" пылевым частицам в модель включено принципиально иное второе население пыли с размером пылинок в 30 Л и более высокой температурой. Сравниваются два расчета химической эволюции: с учетом присутствия одного населения "классической" пыли и с учетом присутствия двух населений пыли. Исследовано влияние сложного состава пыли на общую эволюцию молекулярного состава дозвездного ядра и содержание ряда химических соединений. Показано, что на ранних стадиях разница определяется преимущественно изменением баланса в фотопроцессах благодаря эффективному поглощению пылинками второго населения ультрафиолетовых фотонов, а также в столкновительных реакциях с пылевыми частицами. На поздних стадиях вклад в различия также вносит возрастающее доминирование дополнительных каналов реакций. Выделены группы компонентов, по-разному реагирующих на присутствие в пыли мелких пылинок. В частности, показано, что учет мелких пылинок позволяет существенно снизить газофазное содержание воды.
DOI: 10.7868/80004629914040069
1. ВВЕДЕНИЕ
Давно известно, что использование в астрохи-мических моделях только газофазных реакций не позволяет воспроизвести содержание многих молекул, наблюдаемых в межзвездных молекулярных облаках, поскольку в их эволюции ключевую роль играют химические реакции на поверхностях космических пылинок. Однако корректное описание вклада поверхностных реакций является непростой задачей, так как при этом важную роль играют, например, структура поверхности пылинки, ее химический состав, размер и прочие факторы, трудно поддающиеся учету.
Еще одна сложность, связанная с вкладом поверхностных реакций в эволюцию химического состава газовой фазы, состоит в необходимости учитывать механизмы обмена молекулами между газом и пылинками. Эффективность вымерзания молекул на пыль обычно учитывают при помощи коэффициента прилипания, т.е. вероятности того, что молекула из газовой фазы, столкнувшись с пылинкой, окажется адсорбированной. В литературе встречаются значения этого параметра от 0.1 до 1 [1]. Сложность определения коэффициента
E-mail: dwiebe@inasan.ru
прилипания состоит в малой изученности особенностей рельефа поверхности реальных пылинок, а также в необходимости учета их собственной эволюции. Слипание и разрушение пылинок способно серьезно изменить их способность адсорбировать молекулы не только из-за изменяющегося сечения, но и из-за изменения свойств поверхности.
За возврат поверхностных компонентов в газовую фазу отвечает несколько механизмов десорбции, зависящих от множества факторов: температуры пылинки, поля излучения, космических лучей, энергии, выделяющейся в ряде поверхностных реакций, и прочего. Тем не менее задача описания поверхностной химии в последнее время привлекает все большее внимание исследователей, занимающихся проблемой химической эволюции дозвезд-ных, протозвездных и протопланетных объектов (см., например, [2, 3]).
Дополнительные затруднения в корректном учете поверхностной химии возникают из-за того, что сами пылинки не являются непрерывной и однородной средой, подобной газу. Поэтому для моделирования поверхностных процессов необходимо, вообще говоря, использовать подходы, основанные на решении управляющего уравнения [4]. Однако эти методы весьма ресурсоемки, поэтому для решения практических задач до сих пор широко
применяется метод, основанный на решении для поверхностных реакций таких же балансных уравнений, что применяются для моделирования газофазных реакций [5]. В подобных исследованиях обычно предполагается, что пылинки имеют один фиксированный размер — как правило, 0.1 мкм.
При описании поверхностных реакций посредством балансных уравнений использование пылинок одного размера является приемлемым приближением, поскольку в данном случае важна лишь суммарная площадь поверхности пылинок в единице объема. Однако имеются факторы, зависящие не от суммарной площади, а от количества пылинок в единице объема, а также от их распределения по размерам. Для описания распределения пылинок по размерам предложено несколько эмпирических выражений. Классическое распределение МЛЫ (МаШБ—Ришр1—Ыо^1еск) [6] было получено на основе интерпретации наблюдений экстинк-ции света звезд, проходящего сквозь диффузные облака. Особенности кривой поглощения в распределении МРЫ сопоставлены с двумя различными населениями пыли — силикатными и графитовыми пылинками — с общим видом распределения йи(а) <х а-3'5. Впоследствии это распределение было усовершенствовано и расширено в работе [7], где представлены отдельные распределения по размерам для силикатных (WDs) и графитовых (WDc) пылинок.
Попытки корректно учесть различия в размерах пылинок предпринимались лишь в нескольких астрохимических моделях. В частности, в работах [8, 9] исследовалось влияние эволюционных изменений в распределении пылинок по размерам на молекулярный состав протопланетного диска на ранних этапах формирования планетной системы. При этом собственно распределение учитывалось лишь при вычислении коэффициентов поглощения, необходимых для расчета скоростей фотореакций. При расчете скоростей поверхностных реакций считалось, что пылинки имеют один и тот же характерный размер, определяемый текущей формой распределения п(а).
Наиболее детально роль распределения пылинок по размерам была рассмотрена в работе [10], посвященной исследованию химической эволюции молекулярного облака. В этой работе населения пыли были дискретизированы, а не заданы функцией распределения, как в работах [8, 9]. Всего рассматривалось по пять населений пыли для каждого из распределений МРЫ, WDs и WDc. Рассчитанные модели сравнивались с моделями с "классической" пылью. Также в этой работе впервые учитывалось влияние роста пылинок на эволюцию содержаний различных компонентов. Авторы пришли к следующим выводам: если эволюция
самих пылинок не принимается в расчет, относительное содержание поверхностных компонентов на пылинках различных размеров пропорционально вкладу этих пылинок в общую площадь поверхности пыли. Иными словами, для данного распределения пылинок по размерам большая часть молекул сосредоточена на пылинках, вносящих основной вклад в суммарную поверхность. Однако эта пропорциональность соблюдается лишь для определенных времен, поскольку в моделях с разными распределениями пыли по размерам эволюция поверхностных содержаний происходит несколько по-разному.
В работе [10] не были учтены некоторые важные аспекты различий пылинок по размерам. Во-первых, температура всех компонентов среды — газа и всех компонентов пыли — считалась равной 10 К. Однако температура пылинок различных размеров может сильно отличаться в силу эффектов стохастического нагрева мелких пылинок [11]. Во-вторых, не учитывалось, что от принятого распределения пылинок по размерам зависит количество заряженных пылинок, участвующих в газофазных реакциях диссоциативной рекомбинации. Наконец, если рассматривать не одноточечную (0D), а многоточечную (1D) модель, от распределения пылинок по размерам будет зависеть коэффициент поглощения, а следовательно, скорости фотореакций в рассматриваемом объекте. Исследованию этих факторов посвящена данная работа.
В данной работе представлены результаты моделирования химической эволюции с учетом присутствия пыли различных населений, различающихся не только размерами и массовой долей, но и температурами. Получены данные об изменении лучевых концентраций различных молекул во времени. Сравниваются два расчета: химической эволюции с учетом присутствия одного населения "классической" пыли и химической эволюции с учетом присутствия двух населений пыли. Описание модели представлено в разделе 2. Результаты описаны в разделе 3. Обсуждению и выводам посвящен раздел 4.
2. МОДЕЛЬ ПРОТОЗВЕЗДНОГО ОБЪЕКТА
В работе использована модель "Presta" — многоточечная модель химической эволюции сферически-симметричного облака с центральным источником излучения, также освещенного внешним полем излучения; эта модель подробно описана в работе [12]. В данной работе использована модель массивного протозвездного объекта, в центре которого уже образовался компактный источник излучения (модель DRS из работы [12]). Распределение плотности в объекте показано на рис. 1.
Рис. 1. Слева — плотность газа и температура пыли различных населений. Справа — оптическая экстинция для внутреннего (Ауд) и внешнего (Ау0) излучения в моделях с одним ф) и двумя (MD) населениями пыли.
Основное отличие модели, использованной в данной работе, от модели из работы [12] состоит в том, что теперь в ней реализован учет нескольких населений пыли. Технически это сделано путем создания аналогов поверхностных компонентов для каждого из населений пыли. Рассматриваются следующие реакции, связанные с пылинками: поверхностные реакции на пылинках, аккреция компонентов из газовой фазы на пылинки, фотодесорбция, тепловая десорбция и десорбция космическими лучами. Скорости поверхностных реакций, а также скорости аккреции и десорбции рассчитываются индивидуально для каждого населения пыли в каждой точке облака с учетом различия температур пылинок и их массовой доли. Коэффициент прилипания, как правило, считается одинаковым для всех населений и равным 0.3 для всех нейтральных компонентов за исключением Н, для которого коэффициент рассчитывается отдельно, и Н2 и Не, для которых он принят равным нулю.
Температуры населений пыли рассчитываются при помощи модели переноса излучения с учетом стохастического нагрева пылинок различных размеров и химических составов [11] под воздействием внешнего и внутреннего поля излучения. Температурные профили для данной
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.