Введение
Общая характеристика
Актуальность темы
В эволюции Вселенной одним из основных процессов является переход газа в звезды. В целом, картина образования звезд из межзвездного газа сложилась, и ее можно считать важным достижением астрофизики 2-й половины XX века. Однако, несмотря на значительные усилия теоретиков и наблюдателей, детали этого процесса все еще остаются загадкой. Из наблюдений следует, что звезды образуются в темных плотных ядрах молекулярных облаков (МО). Однако до сих пор отсутствует общепринятое представление о том, как именно происходит переход от разреженного межзвездного газа со средней концентрацией п порядка 1 частицы на см3 к молекулярным облакам г- (п ~ 102 — 104 см"3) и дозвездным объектам (п > 106 см~3) и как в дета-
лях начинается образование звезды из дозвездной газовой конфигурации [1]. Известно, что звезда формируется в гравитационно неустойчивом газовом сгустке, но до сих пор неясно, образуются эти сгустки изначально неустойчивыми или же теряют устойчивость постепенно, некоторое время пребывая Р в квазистационарном состоянии [2].
В пользу первого варианта свидетельствует, например, тот факт, что в окрестностях Солнца во всех комплексах молекулярных облаков есть молодые звезды. В то же время, в областях звездообразования практически отсутствуют звезды, возрасты которых превышали бы 1 — 3 млн. лет. Иными словами, мы не видим ни областей звездообразования, в которых формирование звезд еще не началось, ни «старых» областей звездообразования, в которых процесс рождения звезд длился бы более 3 млн. лет. Это указыва-<- ет на то, что формирование звезд в молекулярном облаке начинается сразу
после его образования и так же быстро закачивается [3].
С другой стороны, для типичного гигантского МО с массой 5 • 105 М© и радиусом порядка 30 пс динамическая шкала времени равна нескольким
Введение 8
миллионам лет. Так как полная масса молекулярных облаков в Галактике составляет 2 • 109 М0, средняя скорость перехода газа в звезды должна измеряться в сотнях масс Солнца в год. Реальное же значение скорости звездообразования на два порядка уступает этому значению [4]. Из этого можно сделать вывод, что образование протозвездных объектов в МО происходит не в динамической шкале, а в более медленной, например, связанной с тем, что облака удерживаются от коллапса не только тепловым, но и турбулентным или магнитным давлением. В этом случае скорость образования звезд будет задаваться темпом диссипации турбулентности или скоростью амбиполярной диффузии [5].
К сожалению, наблюдения не позволяют пока отдать безусловное предпочтение «быстрому» (в динамической шкале) или «замедленному» звездообразованию. По-видимому, в природе реализуются оба варианта. Турбулентность, магнитное поле, тепловое давление не одинаково «работают» на разных масштабах. Например, устойчивость гигантских МО определяется турбулентными движениями; на средних (порядка 5 пс) и малых (менее 1 пс) масштабах возрастает относительная роль магнитного поля и теплового давления. Параметры образования звезд являются результатом сложного взаимовлияния многих факторов с разными временными и пространственными шкалами. Необходимо более глубокое изучение этих взаимовлияний, в частности, исследование пространственной структуры магнитного поля.
Начальный этап процесса сжатия (коллапса) молекулярного облака уже более четырех десятилетий является одним из самых трудных объектов для исследования. До сих пор не обнаружен ни один объект, о котором можно было бы абсолютно уверенно сказать, что он представляет собой коллапсирую-щую протозвезду. Известные плотные ядра молекулярных облаков разделяются на стабильною ядра без крупномасштабных движений (В68, L1498) и на ядра, в которых уже есть центральные компактные источники ИК-излучения (предполагаемые молодые звездные объекты). Имеется лишь несколько «переходных» объектов (В335, L1544, СВ17), в спектрах которых предположительно наблюдаются признаки коллапса, точнее, радиального движения ве-
Введение 9
щества по направлению к центру объекта. С другой стороны, численные гидродинамические и магнитогидродинамические модели образования и сжатия протозвезд так же не позволили выделить какой-либо характерный признак, отличающий их, например, от турбулентных флуктуации плотности. Интерпретация наблюдений и их сопоставление с теорией затруднены тем, что самая распространенная молекула в МО — молекулярный водород — практически не излучает в силу отсутствия диполыюго момента и потому остается невидимой для земного наблюдателя.
Один из активно разрабатываемых в настоящее время сценариев образования одиночных маломассивных звезд выглядит следующим образом. Ядра темных облаков поперечником менее 1 пс удерживаются от коллапса магнитным полем, действие которого со временем ослабевает из-за амбиполярной диффузии. Через несколько миллионов лет в облаке появляется центральная конденсация с температурой Т ~ 10 К и плотностью п ~ 105 — 106 см"3 (такие объекты называют дозвездными ядрами). По мере возрастания плотности степень ионизации в центре ядра падает, магнитное давление ослабевает, и начинается процесс сжатия в динамической шкале (коллапс). Еще через 104 — 105 лет формируется центральное гидростатическое ядро (зародыш будущей звезды), и начинается формирование аккреционного диска и перпендикулярных ему сверхзвуковых потоков вещества (джетов). Эти дже-ты расчищают остатки облака, открывая находящуюся в его центре звезду типа Т Тельца и протопланетный аккреционный диск. Как видно из этой картины, образование звезды включает в себя самые разнообразные движения, начиная с простого одномерного сжатия (или расширения) и заканчивая сложными трехмерными динамическими явлениями — ударными волнами, дисками и биполярными истечениями. Все эти динамические процессы представляют собой по сути движение молекулярного водорода, но мы вынуждены судить о состоянии МО по наблюдениям примесных молекул, содержание самой обильной из которых (СО) не превышает 10~4 по отношению к Нг [6].
Относительное содержание этих примесных молекул необязательно одинаково по всему облаку. Коллапс, вероятно, начинается в химически однород-
Введение 10
ном облаке, но по мере его развития однородность нарушается. В частности, как показывают наблюдения, в плотных центральных областях почти всех до-звездных объектов обилие серосодержащих молекул CS и C2S по отношению к азотосодержащим молекулам NH3 и N2H"1" более низко, чем на периферии [7]. Очевидно, что для количественной интерпретации результатов наблюдений, т.е. формы профилей и интенсивностей линий этих молекул необходимо моделировать вместе динамическую и химическую эволюцию молекулярных облаков.
Развитие наблюдательной базы лишь усиливает это требование. До сих пор наши знания о химическом составе МО были основаны, главным образом, на данных, полученных с помощью однозеркальных телескопов с низким угловым разрешением, которые позволяли строить только сглаженные распределения плотности, температуры и химического состава в наблюдаемом регионе и не давали подробной информации о движении газа. Появление новых ин-терферометрических и субмиллиметровых инструментов — OVRO, ВША и особенно (в перспективе) ALMA — обуславливает накопление огромного объема наблюдательных данных. Их глубокого понимания можно достичь только при наличии эффективного инструмента для выполнения одновременного и самосогласованного моделирования всех важнейших химических, динамических и энергетических процессов.
Такая самосогласованность означает одновременное решение уравнений гидродинамики, химической кинетики и баланса энергии. В уравнения гидродинамики входит температура (внутренняя энергия). Плотность и температура (а также экстинкция, если в вычислениях учитывается внешнее излучение) определяют скорости протекания химических реакций. Скорости реакций и содержание определенных молекул влияют на скорости нагрева и охлаждения, таким образом, изменяя локальную температуру. Ситуация усложняется при необходимости учета магнитного поля, например, для включения в расчет амбиполярной диффузии. В этом случае помимо молекулярных источников нагрева и охлаждения необходимо вычислять степень ионизации как функцию координат. Очень важную роль и в динамике, и в химической
Введение 11
кинетике играет излучение — особенно коротковолновая составляющая межзвездного поля излучения. Поэтому необходимо согласованно рассчитывать и перенос излучения в облаке.
С вычислительной точки зрения эта задача весьма нелегка, поскольку включение в программу набора химических реакций равносильно добавлению еще одного измерения в гидродинамическую задачу. По этой причине динамические и химические процессы в межзвездной среде обычно моделируются раздельно. Попытки объединить их немногочисленны и, как правило, связаны с какими-либо упрощениями, например, с использованием предвы-численной динамической эволюции и теплового баланса или очень ограниченного набора химических реакций.
В ранних моделях химической эволюции МЗС уравнения химической кинетики решались при фиксированных значениях плотности, температуры и визуальной экстинкции (напр. [8, 9]). Лишь в некоторых моделях принимались в расчет процессы нагрева и охлаждения [10, 11, 12]. Эти модели позволили выявить основные закономерности протекающих в МЗС химических процессов и успешно воспроизвести средние обилия большинства наблюдаемых молекул в молекулярных облаках [13]. И по сей день они применяются в случаях, когда речь идет об исследовании какого-либо базового свойства химической эволюции областей звездообразования и протозвездных объектов, как это сделано, например, в работе Jonkheid et al. [14], в которой семейство «одноточечных» моделей использовано для оценки температур газа и пыли в протопланетных дисках.
Однако для моделирования динамически эволюционирующих объектов такие модели непригодны, поскольку не позволяют проследить связь между кинематической и химической структурой объекта. До работ, представленных в диссертации, попытки одновременного моделирования химических реакций и движения вещества предпринимались пока только с учетом различных упрощающих предположений. Chieze et al. [15] при рассмотрении динамической эволюции использовали эмпирическое предположение о существовании потоков перемешивания, переносящих вещество из ядра облака к поверхности.
Введение 12
Однако характеристики этих потоков получались не из интегрирования уравнений гидродинамики, а задавались в виде внешних параметров. Prasad et al. [16] построили модель динамической и химической эволюции молекулярных облаков, при реализации которой использовалась параметризация температуры, то есть отсутствовало самосогласованное рассмотрение энергетического баланса.
В работах Shalabiea & Greenberg [163], Bergin & Langer [17] для исследований химической эволюции изотермического коллапсирующего облака использовано аналитическое выражение для описания изменения плотности в нем, основанное на предположении о сжатии без давления. В серии работ Aikawa et al. [18, 19, 20] рассмотрена эволюция молекулярной структуры коллапсирующего облака, динамика которого описывается приближенным или точным решением уравнений Эйлера, однако возможная взаимосвязь между химией и динамикой также не рассматривается.
Наиболее полно задача одновременного решения уравнений гидродинамики и химической кинетики была решена в работе Gerola & Glassgold [21]. Ее авторы построили самосогласованную одномерную гидродинамическую модель самогравитирующего межзвездного облака, включив в нее ряд механизмов нагрева и охлаждения газа, а также несколько химических реакций, определяющих содержание 14 атомов, ионов и молекул. Содержание еще около 30 составляющих оценивалось по приближенным формулам. Авторы планировали использовать эту модель для решения различных астрофизических задач, но их работа осталась незавершенной.
В серии работ Ciolek & Mouschovias (напр. [22]) и в работе Desch Введение 13
ничейного облака от эволюционных свойств его молекулярного состава.
Другим важным аспектом эволюции замагниченных дозвездных облаков являются параметры магнитного поля в них. В их определении также оказываются незаменимыми наблюдения молекулярных линий и пыли. Первые данные о поляризации излучения света звезд в межзвездном пространстве (напр. [24]) позволяли надеяться, что и о магнитных полях в молекулярных облаках можно будет судить по поляриметрическим наблюдениям фоновых звезд. Однако более поздние исследования показали, что ориентация пылинок в молекулярных облаках становится более хаотической, чем в МЗС [25]. Вопрос о том, насколько этот факт связан с усложнением структуры магнитного поля в молекулярных облаках и как согласовать его с поляризацией собственного излучения пыли, остается открытым.
Сложная структура магнитного поля в областях звездообразования отражается и на форме молекулярных линий. Повышение чувствительности и углового разрешения наблюдательной техники предъявляет повышенные требования к моделям образования спектральных линий и к методам их интерпретации.
Все это подчеркивает актуальность представленной работы, в которой преследовались следующие основные цели.
Цели диссертации
1. Разработка модели химической эволюции межзвездной среды, включающей наиболее современные данные о химических реакциях в газовой фазе и на поверхностях пылинок, а также о физических процессах, обеспечивающих обмен веществом между газовой и пылевой фазами. Тестирование модели путем сравнения теоретических содержаний различных молекул с наблюдаемым химическим составом молекулярных облаков.
2. Анализ базы данных о скоростях химических реакций UMIST 95: разработка методов выбора из нее подгрупп реакций и процессов, отвечающих за эволюцию содержания отдельных компонентов, важных с динамиче-
Введение 14
ской точки зрения. Исследование влияния ошибок в константах скоростей химических реакций на результаты моделирования.
3. Построение самосогласованной химико-динамической модели коллапса дозвездного ядра, контролируемого амбиполярной диффузией. Исследование различных факторов, определяющих наблюдаемые общие и индивидуальные черты химической и кинематической структуры дозвездных ядер.
4. Построение самосогласованной химико-динамической модели эволюции дозвездного ядра в поле внешнего излучения. Изучение роли УФ-поля в формировании спектра масс протозвездных объектов и в формировании химической структуры переходной области между коллапсирующим ядром и его нагретой расширяющейся оболочкой.
5. Разработка и применение методов определения параметров турбулентного магнитного поля в областях звездообразования по поляриметрическим наблюдениям теплового и мазерного излучения молекул, а также теплового излучения пыли.
Объем и структура диссертации
Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Общий объем диссертации 294 страницы, включая 80 рисунков, 35 таблиц и список литературы из 248 наименований.
Краткое содержание диссертации
Во Введении обосновывается актуальность и формулируются основные цели исследований, приведенных в диссертации.
Глава 1 посвящена описанию модели химической эволюции межзвездной среды (МЗС), построенной диссертантом, и детальному анализу использованной в диссертации химической базы данных UMIST 95. Описаны включенные
Введение 15
в модель классы химических реакций, а также способ моделирования физических процессов, приводящий к обмену веществом между газовой и пылевой фазами МЗС. Приводятся также результаты тестирования модели.
Анализ UMIST 95 проводится с двух позиций. Во-первых, в диссертации представлена методика автоматизированного выбора из химических баз данных только тех реакций и компонентов, которые необходимы для моделирования эволюции обилия заданного соединения. С помощью этой методики показано, что для вычисления содержания в молекулярных облаках динамически важных компонентов — оксида углерода и электронов — в случае чисто газофазной химии можно уменьшить число компонентов с 400, содержащихся в UMIST 95, до нескольких десятков и число реакций с 4000 до нескольких сотен, сократив время вычислений на два порядка. Для модели, учитывающей взаимодействие газа с пылью через процессы адсорбции и десорбции, редукция также достаточно эффективна. При включении в модель реакций на поверхностях пылинок эффективность редукции существенно уменьшается. Для вычисления содержания СО и электронов необходимо удерживать в базе данных до половины всех компонентов и реакций. Выигрыш в процессорном времени как правило не превышает 10 раз.
При помощи этой же методики проанализирована ионизационная структура протопланетного диска. Учитывается ионизация рентгеновским и ультрафиолетовым излучением звезды, межзвездным УФ-излучением, космическими лучами и продуктами распада радиоактивных изотопов. Выделены небольшие подгруппы химических процессов, определяющих величину степени ионизации как функцию времени в репрезентативных точках диска с точностью 50%-100%. Показано, что по величине степени ионизации диск разделяется на три слоя. В срединном слое, центрированном на плоскость симметрии диска, степень ионизации поддерживается исключительно космическими лучами и радионуклидами. Величина ее очень мала, менее 10~12. Если рассматривать перенос углового момента, обусловленный магниторота-ционной неустойчивостью, эта область соответствует так называемой «мертвой зоне». Значение степени ионизации в срединном слое определяется эво-
Введение 16
люцией обилий примерно десяти компонентов со сравнимым количеством реакций. В промежуточном слое основным движущим фактором химических реакций является ионизация рентгеновским излучением звезды. Впервые показано, что в таких специфических условиях на величину степени ионизации могут оказывать существенное (до порядка величины) влияние реакции на поверхностях пылинок. В промежуточном слое величина хе определяется комплексом из более сотни химических реакций и компонентов. Наконец, в разреженном поверхностном слое степень ионизации определяется балансом процессов фотоионизации и рекомбинации.
Второй аспект анализа UMIST 95 в диссертации заключается в изучении влияния ошибок определения значений скоростей газофазных химических реакций на результаты моделирования содержаний молекул в МЗС. Методом случайного варьирования констант скоростей в пределах указанных в UMIST 95 ошибок оценены разбросы теоретических обилий для темных и диффузных молекулярных облаков. Все соединения разбиты на 6 групп по величине разброса их модельных равновесных обилий при варьировании констант скоростей химических реакций. Разбросы обилий простых соединений лежат в пределах 0.5-1 порядка, но существенно возрастают с увеличением числа атомов в молекуле. Исследование корреляций между содержанием соединения и значениями констант скоростей реакций позволяет предложить еще один способ выделения реакций, которые наиболее существенно влияют на обилие избранного соединения.
В главе 2 проведено детальное исследование химической эволюции до-звездных ядер в присутствии магнитного поля в сферически-симметричном приближении. Связь динамической эволюции и химической эволюции обусловлена амбиполярной диффузией, эффективность которой зависит от суммарного содержания ионов, главным образом, молекулярных. Объединенная химико-динамическая модель применена к моделированию дозвездного облака L1544, характерными особенностями которого являются признаки коллапса в профилях спектральных линий и «луковичная» химическая структура: содержание таких молекул как СО, CS, C2S достигает максимума на неко-
Введение 17
тором расстоянии от центра облака (порядка 10000 а.е.), а к центру заметно спадает.
Для исследования связи эволюции магнитного поля и химической эволюции рассмотрены две базовые модели. В обоих случаях облако имеет массу порядка 20 Mq и радиус около 0.2 пс и изначально находится в магнито-статической конфигурации. В первой модели учитывается вклад в динамику магнитного давления и амбиполярной диффузии, в результате начальная стадия коллапса более продолжительна: увеличение центральной плотности на порядок происходит более чем за 5 млн. лет. Во втором случае магнитное поле не влияет на динамику облака, и оно коллапсирует практически в шкале времени свободного падения: увеличение центральной плотности на порядок происходит за 1.3 млн. лет. Различие во временных шкалах коллапса приводит к существенным отличиям в химических параметрах облака. В первой модели содержание молекулы CCS существенно понижено к центру облака: в ее лучевой концентрации наблюдается «дыра» с радиусом около 7000 а.е. и глубиной 1.3 раза, что прекрасно согласуется с наблюдаемыми значениями. Депрессия с большим радиусом получена и в радиальном профиле лучевой концентрации молекулы CS. С другой стороны, молекулы NH3, НСО+ и N2H+ сконцентрированы к центру облака, опять же в согласии с наблюдениями. В модели без учета магнитного поля химическая дифференциация облака не воспроизводится. Лучевые концентрации СО, CS и CCS существенно сконцентрированы к центру облака.
Характерная скорость коллапса ядра, полученная в модели, — 200 м с"1. Эта величина в 2 раза превышает наблюдаемое в L1544 значение. Однако вариация химических параметров модели к уменьшению скорости коллапса не приводит. Наиболее очевидный способ замедления сжатия — увеличение степени ионизации за счет использования элементного состава с повышенным содержанием металлов или за счет увеличения скорости ионизации космическими лучами. Вариация этих параметров действительно позволяет «затянуть» начальную фазу коллапса, однако к моменту достижения плотности 106 см~3, характерной для объекта L1544, максимальная скорость кол лап- |
