Исследование строения и характеристик межзвездных облаков

• Автор: Аршуткин, Л.Н.
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1984
• Место защиты: Киев
• Количество страниц: 127 c. : ил

Глава I. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ О МЕЖЗВЕЗДНЫХ ОБЛАКАХ

Глава 2. ОСНОВНЫЕ УРАВНЕНИЯ И МЕТОД РЕШЕНИЯ

2.1. Описание модели

2.2. Расчет ослабления ультрафиолетового излучения

в облаке

Глава 3. МЕХАНИЗМЫ НАГРЕВА И ОХЛАЖДЕНИЯ В МЕЖЗВЕЗДНЫХ

ОБЛАКАХ

3.1. Механизмы нагрева

3.2. Механизмы охлаждения

Глава 4. ИССЛЕДОВАНИЕ УСЛОВИЙ ОБРАЗОВАНИЯ ОКИСИ УГЛЕРОДА

В МЕЖЗВЕЗДНЫХ ОБЛАКАХ

Глава 5. ИССЛЕДОВАНИЕ СТРОЕНИЯ МЕЖЗВЕЗДНЫХ ОБЛАКОВ
5.1. Структура диффузных облаков, охлаждаемых ионизованным и нейтральным углеродом
5.2. Строение турбулентных облаков
Глава 6. СТРУКТУРА МАССИВНЫХ МОЛЕКУЛЯРНЫХ ОБЛАКОВ
6.1. Результаты расчетов моделей
6.2. Модель массивного облака
6.3. Турбулентность в межзвездных облаках
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ПРИЛОЖЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА

Межзвездные облака представляют собой сравнительно плотные и холодные образования, погруженные в горячую, разреженную межоблачную среду. В облаках сосредоточена основная масса межзвездного газа. Наблюдаемые облачные структуры охватывают целый спектр облаков с различными свойствами - от маломассивных диффузных до гигантских молекулярных. По всей видимости массивные облака образуются путем слипания сталкивающихся небольших диффузных облаков. Когда по мере роста массы плотность на луче зрения становится достаточной для экранировки внешнего излучения, в облаке возникают плотные молекулярные ядра.
Данные наблюдений свидетельствуют о том, что звезды в основном образуются именно в молекулярных облаках. Мощные инфракрасные источники и Н II области, указывающие на места образования массивных звезд, связаны главным образом с гигантскими молеклярными облаками. Таким образом, условия в молекулярных облаках задают исходные параметры для исследования образования звезд.
Кроме того, к настоящему времени накоплен обширный наблюдательный материал о межзвездных облаках, требующий интерпретации и анализа. Поэтому необходимо иметь ясные представления о структуре и физических характеристиках межзвездных облаков.
В большинстве случаев можно считать, что облака находятся в динамическом равновесии с межоблачной средой. В связи с этим несомненный интерес представляет исследование строения квазистатических облаков, поддерживаемых в равновесии гравита-

цией и внешним давлением.
Настоящая работа посвящена исследованию внутреннего строения равновесных межзвездных облаков. Рассмотрены следующие основные вопросы.
1. Исследованы возможные механизмы нагрева и охлаждения в межзвездных облаках и их роль в распределении температуры газа по облаку.
2. Проведен количественный анализ изменения молекулярного состава в облаках в зависимости от оптической толщины, плотности и температуры газа.
3. Разработан алгоритм численного исследования структуры межзвездных облаков.
4. Проведено детальное исследование строения диффузных облаков.
5. Рассмотрено влияние турбулентного давления на структуру межзвездных облаков. Показано, что в молекулярных облаках турбулентная скорость должна уменьшаться к центру и величина ее определяется из условия равенства турбулентной и тепловой энергии.
6. Показано, что плотные молекулярные облака должны быть окружены протяженными диффузными оболочками из атомарного водорода. Только в облаках, где плотность на луче зрения превыша-

ет величину ~ 5-10 см , могут выделиться холодные, плотные области.
7. Построена модель массивного молекулярного облака. Получена зависимость скорости турбулентности от размеров области внутри массивного облака. Сделан вывод о том, что наблюдаемые гигантские молекулярные облака находятся в квазиравновесном

Поэтому можно использовать формулу (3.15) с заменой п(С0) на

П ( СО). Согласно работе [60_] изотопы СО не оказывают заметного влияния на охлаждение до ^ ~ 4 10^ см~2. При бблыиих N

вклад СО нарастает до ^ 50% от скорости охлаждения СО.
Здесь не рассмотрены возможные вклады в охлаждение других, менее распространенных молекул, таких как Н^О, 0р, СН, ОН, НС0+ и других. Скорости охлаждения этими молекулами в типичных для молекулярных облаков условиях пренебрежимо малы по сравнению со скоростями охлаждения СО [б0]. Только при больших оптических толщинах N > Ю22 см-2 и плотностях. П > 5-10^ см-2 вклад Н?0
Важным источником охлаждения в плотных облаках могут быть частицы космической пыли. Взаимодействие атомов и ионов с пылин ками изучено недостаточно хорошо. Поэтому обычно рассматривается следующая модель: предполагается, что каждый атом или ион, который сталкивается с пылинкой, выбрасывается с ее поверхности с тепловой скоростью, соответствующей температуре пыли. Таким образом, сталкиваясь с пылинками, частицы газа передают им свою кинетическую энергию, которая затем переизлучается в инфра красной области спектра.
Количество энергии, получаемое пылинкой в результате одного столкновения равно:
где д' и л>1 - сечение и скорость столкновений. Расписав эти величины, получим:
в охлаждение становится заметным, если х(НрО) >10”® ГбО].
ле - к (т-Тс1).
Число таких столкновений в единице объема за I с: