УДК 524.3-52+524.527
ВОЗМОЖНОСТИ ДИАГНОСТИКИ ЭВОЛЮЦИОННЫХ СТАДИЙ ПРОТОЗВЕЗДНОГО ОБЪЕКТА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ СЛОЖНЫХ МОЛЕКУЛ
© 2015 г. О. В. Кочина*, Д. З. Вибе
Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 15.12.2014 г.; принята в печать 13.03.2015 г.
Исследован вопрос о том, в какой степени физические условия (изменение распределений температуры и плотности) в протозвездных объектах влияет на ход химической эволюции в процессе звездообразования. Выполнен расчет группы моделей различной степени сложности, описывающих химическую эволюцию протозвездных объектов. Проведено сравнение результатов расчетов для объектов с различными физическими параметрами. Оценены возможности химического моделирования при определении эволюции физических параметров и текущего состояния протозвездных объектов.
DOI: 10.7868/80004629915080046
1. ВВЕДЕНИЕ
Процесс звездообразования происходит в плотных ядрах молекулярных облаков. Протозвездные ядра формируются в процессе коллапса — падения вещества облака на его центральную часть, которая впоследствии, набирая массу, становится протозвездой, разогревается сама и прогревает оболочку вокруг себя. Один из ключевых вопросов, стоящих перед теорией звездообразования, состоит в установлении характерной продолжительности различных этапов коллапса (см., например, [1]). Поскольку непосредственное наблюдение за процессом формирования звезд невозможно, в исследованиях используются косвенные методики, одной из которых является химическое моделирование. Цель этого моделирования — определение физических условий в облаке и его эволюционного статуса путем воспроизведения наблюдаемых молекулярных спектральных линий.
Химические модели, используемые в исследованиях процесса звездообразования, очень разнятся по степени сложности. Первоначально, в связи с ограниченными техническими возможностями, для моделирования процессов химической эволюции использовались одноточечные модели [2, 3], предполагающие усреднение физических условий в различных областях облака, но тем не менее успешно воспроизводившие наблюдаемый химический состав. Успешной, как правило, считается модель, в которой предсказанные содержания (относительные содержания, объемные концентрации, лучевые
E-mail: okochina@inasan.ru
концентрации) большинства компонентов отличаются от наблюдаемых значений не более чем на порядок. Это условие может показаться нестрогим, однако, принимая во внимание сложности наблюдений, неопределенности перевода интенсивностей наблюдаемых линий в лучевые концентрации, а также значительного диапазона содержаний различных компонентов, это условие представляется оправданным [4, 5]. Примером подобных исследований является работа [3], в которой путем численного моделирования был воспроизведен полученный из наблюдений химический состав области звездообразования ТМС-1, а также оценен химический возраст региона. В дальнейшем получили развитие многоточечные одномерные модели [6—8], также успешно воспроизводившие наблюдаемые содержания.
Усложнение модели проявляется не только в учете различных физических условий в различных областях облака, а также в учете эволюции этих условий. Самыми простыми моделями с этой точки зрения можно считать псевдоэволюционные модели [6, 9— 12], в которых эволюционирует только химический состав, а физические условия, например поле излучения, плотность и температура, остаются неизменными. В эволюционных же моделях физические параметры меняются со временем. Самым очевидным усложнением с целью приближения к реальным процессам, происходящим в облаке, является учет коллапса [13—17], т.е. изменения распределения плотности, и прогрева облака протозвездой [16, 18, 19]. Существуют и более сложные модели, учитывающие динамику [15, 20, 21].
635
2*
В последнее время, благодаря существенному развитию вычислительной техники, появляется все больше работ, посвященных двух- и трехмерному моделированию областей звездообразования и отдельных протозвездных объектов с учетом химических реакций [20, 22—25]. Эти модели весьма сложны в разработке и требуют очень существенных вычислительных ресурсов, поэтому с их помощью удается пока моделировать эволюцию лишь простых молекул. Однако, с другой стороны, одновременно возрастает и интерес к наблюдениям и моделированию более сложных органических молекул. Модели, в которых учитывалось бы большое количество химических компонентов и реакций между ними, пока решаются в весьма упрощенной физической постановке — либо одномерной, либо даже одноточечной [19, 26, 27]. При этом подобные модели оказываются довольно успешными с точки зрения объяснения лучевых концентраций многих молекул, в том числе и довольно сложных, в различных по физическим параметрам областях звездообразования. В качестве примера успешной одноточечной модели можно привести модель, представленную в работе Васюниной и др. [19]. В этой работе одноточечная химическая модель успешно воспроизвела содержания ряда сложных соединений, полученных авторами в результате наблюдений инфракрасного темного облака IRDC028.34+ +0.06. Модификации одноточечной модели, используемые в работе Васюниной и др. [19], включали как псевдоэволюционную модель с неизменными состояниями физических параметров, так и эволюционную модель, в которой учитывалось изменение температуры за счет прогрева облака излучением звезды, следующим за холодной стадией, в которой температура оставалась неизменной.
Возникает вопрос: почему для воспроизведения молекулярного состава объектов с заведомо очень широким диапазоном физических условий (плотностей, температур, параметров поля излучения) оказывается достаточно одноточечной модели с параметрически заданной эволюцией? Задача, поставленная в нашей работе, состоит в том, чтобы исследовать, насколько усложнение моделей приводит к различиям в результатах химического моделирования.
Одноточечная модель представляет собой вычисление химической эволюции в некоторых усредненных по пространству физических условиях. Это оправдывается тем, что на данном этапе развития наблюдательной техники, данные, получаемые для исследуемого объекта, также являются усредненными, т.е. приходящими от всего объекта без возможности выделить непосредственно излучение от какого-либо его региона. Работая с одномерной моделью, мы снимаем усреднение по радиусу, и,
учитывая различия физических условий на различных расстояниях от центра облака, имеем возможность определить, насколько важным для расчета химический эволюции оказывается учет тех или иных изменений физической структуры. Также мы исследовали границы возможностей химического моделирования по определению эволюции физических параметров и текущего состояния облака. Таким образом, работа представляет собой теоретическое исследование возможностей диагностики процессов, происходящих в облаке на основе расчета химической эволюции.
2. МОДЕЛЬ ПРОТОЗВЕЗДНОГО ОБЪЕКТА
В данной работе использована многоточечная модель химической эволюции дозвездных и про-тозвездных объектов "Presta" [9, 10, 21, 28, 29]. Модель была протестирована в работе [9], и она успешно воспроизвела наблюдаемые содержания как простых, так и сложных компонентов в объектах, различных по своим физическим характеристикам. В основной модификации она позволяет моделировать коллапс сферически-симметричного протозвездного ядра, освещенного как внешним диффузным излучением, так и центральным источником (протозвездой) с заданными параметрами [30,31].
Так как в данной работе мы не ставили целью воспроизвести наблюдаемые особенности конкретного объекта, в качестве физических параметров моделируемого объекта были выбраны параметры, репрезентативные для области массивного звездообразования. Плотности и температуры соответствуют параметрам, успешно использованным в работе [19] для объектов, наблюдаемых как темные инфракрасные облака. Примерным объектом является облако с текущей массой M = = 2.7 MQ и плотностью 2 х 105 см_3, в котором происходит образование звезды умеренной массы типа звезд спектрального класса А.
Распределения температуры и поля излучения в сферически-симметричном приближении рассчитываются для заданных параметров при помощи модели переноса излучения [31]. Начальный химический состав, используемый в данной работе, соответствует составу межзвездной среды в окрестностях Солнца, и он приведен в табл. 1. Скорости реакций рассчитываются на основе данных из базы UMIST [32]. Модель включает в себя 582 компонента и 4524 газофазных реакции. Кроме того, учитываются формирование и разрушение пылевых молекулярных мантий и 363 поверхностные реакции [33,34]. Результаты расчета Ш-структуры объекта позволяют рассчитать лучевые концентрации молекул.
Таблица 1. Начальные содержания компонентов относительно числа атомов водорода, используемые в модели
Компонент Содержание
С 7.3 х Ю-5
N 2.14 х Ю-5
О 1.76 х Ю-4
Р 2 х Ю-8
Не 0.14
81+ 3 х 1СГ9
Б+ 2 х Ю-8
С1+ 3 х Ю-9
N3+ 3 х Ю-9
3 х Ю-9
Р+ 3 х Ю-9
Р+ 3 х Ю-9
Пыль 2 х Ю-13
Для проведения исследования нами были рассчитаны три модели в следующих модификациях.
Основная модификация (далее — Модель 1) аналогична использованной в предыдущей работе [9]: распределение плотности, представленное на рис. 1, и распределение температуры, представленное на рис. 2, остаются постоянными на протяжении всего периода химической эволюции. Радиальный профиль температуры строится при помощи модели переноса излучения для облака, которое освещается внешним галактическим полем излучения и внутренним источником (протозвез-дой) с температурой 1000 К.
Во второй модификации (далее — Модель 2) рассматривается модель с учетом коллапса: химическая эволюция начинается в разреженном облаке с плотностью 104 см"3. В течение первых 50 тыс. лет облако коллапсирует до состояния, являющегося начальным для основной модификации. Впоследствии считается, что его плотность не меняется. Температурная структура облака соответствует основной модификации и не изменяется на протяжении всей эволюции.
В третьем случае (далее — Модель 3) мы рассматриваем как коллапс, так и прогрев: в 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.