Химия и динамика газа вблизи молодых массивных звезд

• Автор: Кирсанова, Мария Сергеевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 163 с. : ил.

Содержание
Введение

Построение теории образования массивных звезд

Зоны НII и индуцированное звездообразование

Цели и задачи диссертационной работы

Методы исследования в диссертационной работе

Научная новизна работы

Научная и практическая ценность работы

Структура диссертации

Глава 1. Химико-динамическая модель эволюции зоны Ни в молекулярном облаке

1.1 Предпосылки для разработки модели
1.2 Развитие подхода к моделированию зон Ни
1.3 Разработка модели
1.4 Тестирование модели
1.5 Резюме
Глава 2. Химико-динамическая эволюция зоны Ни в окружающем облаке
2.1 Химическая эволюция газа вокруг молодых звезд
2.2 Начальные и граничные условия
2.3 Физическая и химическая эволюция зоны НII
2.4 Кинематика газа
2.5 Диагностика зон Ни
2.6 Резюме
Глава 3. Наблюдения молекулярного комплекса Б235
3.1 Наблюдаемые проявления зон Н II
3.2 Описание молекулярного комплекса Б235
3.3 Исследование молекулярного комплекса 3235
3.4 Резюме
Глава 4. Звездообразование в комплексе 8235
4.1 Молекулярный газ вокруг зоны Ни
4.3 Физические условия в комплексе 8235
4.4 Образование звезд в комплексе 8235
4.5 Резюме
Заключение
Основные положения, выносимые на защиту
Публикации по теме диссертации
Личный вклад автора в совместные работы
Апробация результатов
Приложение А. Метод определения физических условий в молекулярных облаках по спектральным радиолиниям аммиака
Список литературы

Введение
Построение теории образования массивных звезд
Массивными звездами считают представителей спектральных классов О и В, масса которых достаточно велика, чтобы в конце эволюции образовать сверхновую типа II или 1Ьс, то есть, сверхновую с коллапсом ядра. С позиции этого определения массивная звезда — это звезда, масса которой превышает 8 М© (для солнечной металличноети). С массивными звездами связано множество явлений, происходящих в нашей Галактике и других галактиках. Они «накачивают» межзвездную среду (МЗС) кинетической и тепловой энергией, а также передают ей дополнительный момент импульса [1]. Передача энергии и момента импульса от звезд к МЗС происходит при взрывах сверхновых, вместе со звездным ветром, при расширении зон ионизованного водорода (зон Ни) и распространении истечений вещества от молодых звезд [2].
Яркое излучение как самих массивных звезд, так и окружающего вещества, на которое они воздействуют, позволяет изучать строение и эволюцию Галактики и далеких объектов, формировавшихся на значительно более ранних этапах жизни Вселенной. Таким образом, массивные звезды и окружающий их газ выступают в роли важных инструментов для астрофизических исследований. В частности, в последние три года достигнуты большие успехи в фундаментальной астрофизической задаче — определении расстояний до космических объектов. Метод тригонометрических параллаксов удалось реализовать при наблюдениях космических мазеров на молекулах метанола и воды в областях образования массивных звезд. Ксю и др. [3| определили параллакс области звездообразования ¥3, находящейся в спиральном рукаве Персея. За этой работой последовали измерения параллаксов более далеких областей образования массивных звезд, позволяющие изучить кривую вращения Галактики [4] и ее спиральную структуру [5].
Образование массивных звезд само по себе представляет важнейшую астрофизическую задачу, которая в настоящий момент все еще далека от разрешения. Если в исследованиях рождения звезд малых масс достигнут зпачи-

тепловая скорость равна:
(Уі) - У;
7Г ГПі

(25)
где /?1; — масса г-го атома или молекулы. Коэффициент прилипания принят равным 0.3 [59] для всех компонентов из газовой фазы, кроме £(Н2) = 0 [97].
Десорбция компонентов с поверхностей пылинок в газовую фазу происходит тремя путями: тепловое испарение (кхь./), фотоиспарение (А;рь,г) и десорбция космическими лучами (ксхД:
Для расчета теплового испарения необходимо знать частоты осцилляторов и0 и энергию десорбции каждого из компонентов кТр/.
где п8 [см-2] — поверхностная плотность мест на поверхности пылинки, на которых могут находиться прилипающие компоненты, пя ~ 1.5- 10х5 [115]. Фотодесорбция определяется, в первую очередь, интенсивностью излучения звезды С? в единицах интенсивности межзвездного излучения, т. н. «поля Дрейна» = 8.93 10-14 эрг см-2 [116] и величиной выхода У [59]:
Десорбция космическими лучами определяется величинами, которые были введены ранее:
(26)
(27)
(28)
*їл,і = й е 2Л'Утга.
(29)
Величина Є определяется как

2067 А
[ І/дг/Л эрг см-2 912 А
(30)
(31)