Химическая и динамическая эволюция дозвездных и протозвездных объектов

• Автор: Вибе, Дмитрий Зигфридович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 294 с. : ил.

Общая характеристика

Краткое содержание диссертации

Глава 1. Химическая эволюция областей звездообразования: разработка и анализ модели

1. Основные компоненты химической модели

1.1. Основные пути формирования химического состава МО

1.2. Уравнения химической кинетики

1.3. Газофазная химия

1.4. Химия на поверхности пылинок и взаимодействие газа и пыли

1.4.1. Диссоциативная рекомбинация на поверхности пылинок

1.4.2. Заряд пылинок

2. Редукция химических баз данных

2.1. Редукция числа компонентов
2.2. Редукция числа реакций
3. Обилие СО в молекулярных облаках
3.1. Диффузное облако
3.2. Плотное облако
3.2.1. Газофазная химия
3.2.2. Учет взаимодействия газа и пыли
4. Степень ионизации в молекулярных облаках
4.1. Диффузное облако 2
4.2. Плотное облако
4.2.1. Газофазная химия
4.2.2. Учет взаимодействия газа и пыли
5. Степень ионизации в протопланетном диске
5.1. Начальные условия для протопланетного диска
5.2. Физические параметры протопланетного диска
5.3. Общая химическая структура диска: сравнение
с наблюдениями и другими расчетами
5.4. Срединная область
5.4.1. Темная «горячая» химия
5.4.2. Темная «холодная» химия
5.5. Промежуточный слой
5.5.1. «Теплая» химия в присутствии рентгеновских лучей
5.5.2. «Холодная» химия в присутствии рентгеновских лучей
5.6. Поверхностный слой
5.6.1. Химические процессы, определяемые рентгеновским излучением
5.6.2. Химические процессы, определяемые УФ-излучением
6. Редукция в динамических моделях
7. Роль ошибок в параметрах химических реакций
7.1. Группы чувствительности
7.2. Корреляция обилий молекул с константами скоростей отдельных реакций
Заключение к главе 1 ■
Глава 2. Химическая эволюция плотных ядер
темных молекулярных облаков
1. Химико-динамическая модель дозвездного ядра
в присутствии магнитного поля
1.1. Динамическая модель дозвездного ядра
1.2. Метод решения
1.3. Начальные и граничные условия
2. Динамика коллапсирующего облака
3. Химическая структура ядра
3.1. Модели без магнитного поля
3.2. Магнитная поддержка ядра и обилие CCS
3.3. Вероятность прилипания и энергии десорбции
3.4. Скорость ионизации, масса облака и другие параметры
3.5. Сравнение с другими работами
4. Химия соединений кислорода, азота и углерода
при повышенной скорости ионизации
4.1. Начальные условия
4.2. Основные характеристики моделей SI и HI
4.3. Молекулы ИгН4- и NH3
4.4. Молекулы HCN и HNC
4.5. Молекулы СО, НСО+ и НгО
4.6. Повышенная скорость ионизации и особенности химической
структуры дозвездных ядер
5. Сопоставление с наблюдениями: профили молекулярных линий
5.1. Спектры в модели StM+B
5.2. Распределение микротурбулентной скорости
5.3. Распределение температуры
5.4. Распределения регулярной скорости и молекулярных обилий
Заключение к главе 2
Глава 3. Плотные облака во внешнем поле излучения
1. Химико-динамическая модель дозвездного ядра
во внешнем поле излучения
1.1. Гидродинамическая модель
1.2. Модель теплового баланса
1.2.1. Нагрев
1.2.2. Охлаждение
2. Протозвездный коллапс в поле УФ-излучения
2.1. Общее описание вычислений
2.2. Основные результаты расчетов
2.2.1. Эволюция сгустков без учета УФ-излучения
2.2.2. Эволюция сгустков с учетом УФ-излучения
2.2.3. Модели с упрощенным представлением динамики
2.3. Структура нестационарного облака
2.3.1. Температура
Химическая модель: разработка и анализ

модели плотного холодного облака, область его применимости оказалась существенно шире. Он позволяет воспроизводить обилие моноксида углерода с точностью не хуже 50% в диапазоне плотностей 104 < пн < Ю10 см-3 при температуре Т < 250 К, а также в более плотной среде (пц < 1012 см-3) при температуре Т ~ 200 — 250 К. Поскольку в наборе отсутствуют фотореакции, рассматриваемая среда должна быть темной (Ау > 5т). Точность воспроизведения обилия СО оказалась также нечувствительной к вариациям отношения содержаний С/О в пределах нескольких раз. Правда, при этом теряется возможность с помощью того же набора отслеживать изменения обилий атомов С и О. При величине отношения С/О меньше единицы весь углерод связан в молекулах СО, и для одновременного воспроизведения обилий С, О и СО достаточно редуцированного набора, включающего несколько десятков компонентов. Если это отношение превышает единицу, свободные атомы С начинают образовывать длинные углеродные цепочки, в результате чего эффективная редукция (направленная на расчет обилия углерода) становится невозможной.
3.2.2. Учет, взаимодействия газа и пыли
Описанный только что набор применим только в тех случаях, когда по каким-то причинам взаимодействием между газом и пылью можно пренебречь. Включение в модель этого взаимодействия существенно усложняет ситуацию. Во-первых, вымерзание СО приводит к активизации некоторых газофазных реакций, которые в присутствии СО были подавлены. Во-вторых, молекулы СО в ледяных мантиях пылинок вступают в поверхностные реакции, конечным продуктом которых являются сложные органические соединения.
В отсутствие поверхностных реакций (модель БАС-БЕИЗ) эволюция содержания СО проста (рис. 5, верхняя панель). Сначала обилие этой молекулы растет, к моменту £ ~ 103 лет достигая величины 5 • 10-5. Затем начинает сказываться наличие пыли: молекула СО переходит в твердую фазу, и к моменту 105 лет в газовой фазе достигается равновесное обилие СО, равное нескольким единицам 10-8. Для моделирования содержания СО в этом слу-