ВведениеПротопланетные диски обнаружены вокруг множества молодых звезд в Галактике [1]. Это относительно небольшие (~ 10-1,000 а.е.), мало-массивные (≤ 10% массы Солнца) и коротко-живущие (≤ 1-10 миллионов лет) вращающиеся объекты, состоящие преимущественно из газа и небольшого (~ 1%) количества пыли. Их химический состав, а также физические условия обуславливают скорость и эффективность образования планет, которое зависит от температуры и распределения плотности газа, непрозрачности среды, и наличия турбулентности. Более того, некоторые молекулы и пылевые частицы являются важными для нагрева и охлаждения газа (H2, СО, OH, полиароматические углеводороды), в то время как маленькая (≤ 1-10 мкм) пыль определяет степень непрозрачности диска для излучения. За последнее десятилетие наши знания о протопланетных дисках, в особенности, об их химическом составе, значительно продвинулись вперед. Молекулярный водород — главный компонент газа, будучи симметричной молекулой без постоянного дипольного момента, не наблюдаем в дисках при температурах ниже около 500 K, поэтому вместо H2 приходится использовать другие, гораздо менее распространенные молекулы (см. таблицу 1). Их вращательные эмиссионные переходы наблюдаются, обычно, в миллиметровом диапазоне длин волн, а колебательные или колебательно-вращательные — в инфракрасном. Преимущество наблюдений в (суб-)миллиметровом диапазоне это наличие огромного числа молекулярных линий, а также относительная прозрачность земной атмосферы. Главная трудность таких наблюдений это относительно малый угловой размер даже самых больших и близких протопланетных дисков (≤ 10» для диска вокруг ДМ Тельца), что требует радио-интерферометрических наблюдений для получения карт распределения излучения в линиях молекул по объекту, например, с помощью интерферометра Плато де Бюр (Plateau de Bure interferometer) во Франции и Субмиллиметрового Интерферометра (Submillimeter Array) в США. Зачастую, чтобы оценить общее количество молекул и интенсивность излучения их линий в каком-либо диске, используют наблюдения низкого разрешения на крупных радиотелескопах в широком (>1-8~ГГц) диапазоне частот, например, 30-м антенне IRAM (ESO, Испания),12-м антенне APEX (ESO, Чиле), и 15-м антенне телескопа Джеймса Клерка Максвелла (James Clerk Maxwell Telescope, Гавайи). Другая трудность состоит в том, что анализ эмиссионных молекулярных линий, к сожалению, требует построения априорной модели о распределениях температуры, плотности, и химических концентраций по диску, а также моделирования переноса излучения Таблица 1. Молекулярные линии — индикаторы условий в протопланетных дисках.
* — «мм/см» и «ИК» обозначают наблюдения в радио и инфракрасном диапазонах, соответственно. Протопланетные диски обычно частично непрозрачны для фотонов с длиной волны меньше, чем ~ 100 мм. Поэтому используют наблюдения теплового излучения пыли в континууме на миллиметровых длинах волн, чтобы оценить массу дисков (с большой погрешностью из-за неизвестного соотношения массы пыли к массе газа, и величины непрозрачности). Также удается определить степень роста пылевых частиц посредством сравнения интенсивности теплового излучения пыли на инфракрасных, миллиметровых и сантиметровых длинах волн — если рост есть, то падение интенсивности с длиной волны происходит медленнее. Таким образом было обнаружено, что во многих дисках существуют, как минимум, «пылинки» миллиметрового и сантиметрового размера [7]. Наблюдения в инфракрасном диапазоне с поверхности Земли сильно ограничены атмосферными окнами прозрачности, а потому требуют космических телескопов. Однако, посредством инфракрасной спектроскопии удается узнать многое о минералогическом составе пыли в дисках. Так, было найдено, что в составе пыли в дисках присутствуют аморфные углеродистые соединения (неизвестной природы), аморфные и кристаллические силикаты (например, MgSiO3 and Mg2SiO4), и сложные молекулярные льды, включающие органические вещества (например, H2O, CO, CO2, HCN, CH3OH). Изучая форму силикатных эмиссионных полос на 10 и 20~мкм удалось показать, что в дисках присутствуют силикаты с различными соотношением Mg и Fe, размерами от субмикронных до нескольких микрон, а также различной степенью кристалличности, которая может еще и изменяться по диску [8]. К счастью, дополнительная информация об условиях, в которых образовываются планеты, может быть получена путем детального анализа химического, минералогического, и петрологического состава разнообразных образцов материалов, из которых состоят Все эти интересные факты отчасти объясняются современными моделями химической эволюции протопланетных дисков [15-19]. Наиболее важный теоретический результат, частично подтвержденный наблюдениями, предсказывает «слоистое» распределение Молекулы как инструмент изучения протопланетных дисковК сегодняшнему моменту было найдено около 160 химических соединений в космосе (http://astrochemistry.net/). Из них, в дисках, ввиду относительной малой массы излучающего газа, были обнаружены только лишь CO (и его изотопологи), а также HCO+, DCO+, CN, HCN, DCN, CCH, H2CO, и CS [20-24]. К тому же, соответствующие молекулярные спектры имеют, обычно, низкое соотношение сигнал/шум и пространственное разрешение. Соответственно, радиальное распределение молекулярных обилий по дискам также определяется с большой погрешностью [25-57]. Путем тщательных и трудоемких наблюдений на таких первоклассных инструментах, как интерферометр Плато де Бюр (Plateau de Bure interferometer) во Франции и Субмиллиметрового Интерферометра (Submillimeter Array) в США, были изучены несколько наиболее крупных, ярких и близких к нам протопланетных дисков вокруг звезд DM Tau, LkCa 15, AB Aur и TWHya. В 2013 году на полную мощность должен начать работать Большой Миллиметровый Интерферометр в высокогорной пустыне Атакама, Чили (Atacama Large Millimeter Array; ALMA). С вводом в строй этого инструмента, гораздо более чувствительного, обладающим разрешающей способностью вплоть до 0.005 угловых секунд, и способным наблюдать молекулы в широком диапазоне частот (96-850 ГГц) с высоким частотным разрешением, изучение химического состава и физических условий в протопланетных дисках выйдет на принципиально другой уровень, позволяя детально изучать большое количество объектов, включая маленькие и далекие системы, в линиях таких соединений о которых мы можем сегодня только мечтать. Методика изучения протопланетных дисков посредством наблюдений и моделирования эмиссионных линий молекул, обычно, начинается с изучения физических условий в ярких линиях монооксида углерода, CO. Эти линии легко возбуждаются уже при таких низких плотностях газа как ~ 103-104 см-3, а потому в плотных протопланетных дисках заселенность уровней CO соответствует ЛТР. Линии главного изотополога 12C16O — оптически толстые и наиболее яркие, поэтому измеряя их интенсивности можно оценить кинетическую температуру газа в верхних областях дисков, а также поле скоростей, ориентацию, и геометрию [20]. Эмиссионные линии менее обильных изотопов, 13C16O и 12C18O, обычно, оптически тонкие или частично оптически толстые. Их интенсивности чувствительны одновременно к температуре газа и поверхностной плотности этих молекул. Изучая кинематику газа в этих линий, было установлено, что в дисках есть турбулентность, с типичными дозвуковыми скоростями движений ~ 0.05-0.2 км/с [28,29]. Было найдено, что размер дисков зависит от того, каким способом его оценивают: самые маленькие величины получаются из наблюдений теплового излучения пыли, в то время как в линиях 12C18O, 13C16O, и 12C16O, диски кажутся все более и более большими, вплоть до радиусов в 300-1000 а.е. Достоверно оценить радиус дисков из наблюдений теплового излучения пыли пока не представляется возможным из-за того, что не хватает чувствительности радиотелескопов. Для изотопологов CO разница в оценках размеров обусловлена частично нехваткой чувствительности телескопов, и частично — селективной (изотопной) фотодиссоциацией, при которой основной изотополог, 12C16O, разрушается медленнее, чем менее распространенные изотопологи 12C18O и 13C16O. Также было получено, что большинство дисков обладают градиентом кинетической температуры газа в вертикальном направлении, как и предсказывается современными моделями, с температурами около 10 K в центральной области и 50 K — в молекулярном слое [23,30,31]. Есть и исключения, а именно сильно проэволюционировавшие диски с более однородным распределением температуры из-за их особенной физической структуры, в который одновременно присутствуют маленькие пылинки во внешней части, и большие пылинки (а может, уже и планетозимали) во внутренней части, например, ГМ Возничего (GM Aur) и LkCa 15 [32,33]. В одном массивном и протяженном диске у ДМ Тельца был обнаружено присутствие очень холодных (~10-15 K) газов, таких как CO, CCH, HCO+, CN and HCN. Данный факт пока не может быть достоверно объяснен в рамках современных астрохимических моделей. Для молекул с большим дипольным моментом, чем у CO (0.112 дебая) требуется более высокая плотность газа для возбуждения вращательных переходов. После линий монооксида углерода, HCO+ (с дипольным моментов 3.92 дебая) — вторая наиболее легко наблюдаемая химическая специя в дисках. Вращательные переходы этого иона термализуются уже при плотностях газа около 105 см-3, и чувствительны к плотности газа. Это один из самых распространенных ионов в протопланетных дисках (другие ионы, не наблюдаемые в радио-диапазоне, это C+ и H3+). Иногда в дисках удается отнаблюдать линии N2H+ (дипольный момент 3.37 дебая). Используя наблюдения этих двух ионов было установлено, что степень ионизации молекулярного слоя диска составляет 10-10 -10-9, как и предсказывается химическими моделями. Этой величины достаточно для эффективного взаимодействия газа и магнитного поля и, т.о., для образования турбулентности в дисках [26]. Линии остальных молекул и ионов еще менее яркие, и требуют большого количества наблюдательного времени даже на самых чувствительных интерферометрах. Например, было установлено, что отношение интенсивностей линий C2H и CN к HCN Один из наиболее важных наблюдательных результатов касающихся химического состава протопланетных дисков состоит в том, что измеренные обилия молекул оказываются систематически в 5-100 раз ниже, чем в молекулярных облаках в области В таблице 1 приведены наблюдаемые молекулярные линии, которые используются для исследования физических условий в разных областей протопланетных дисков. Общая схема химической структуры протопланетного диска![]() Рисунок 1. Схема предполагаемой физической и химической структуры протопланетного диска вокруг молодой мало-массивной звезды типа Солнца (расстояния показаны не в масштабе). Рисунок позаимствован из работы [40]. Проникновение в диск ионизирующего УФ и рентгеновского излучения звезды определяется поглощающими и рассеивающими свойствами пыли, а также распределением плотности газа, и энергией фотона/частицы. Так, например, УФ излучение почти полностью блокируется лучевой концентрацией вещества <0.01$ г/см2 (атмосфера и верхняя часть молекулярного слоя), в то время как для жестких рентгеновских фотонов (1-5 кэВ) эта величина составляет 0.1-1 г/см2 (атмосфера и молекулярный слой), а для релятивистских частиц космических лучей — 100 г/см2 (практически весь диск). Соответственно, с химической точки зрения, весь диск может быть поделен на 4 основные области (характеризуемые, в основном, различной температурой и интенсивностью ионизирующего излучения). Внутренняя область соответствует области образования планетной системы (с радиусами <20-50 a.e), которая доступна для наблюдений с помощью высококлассных инфракрасных телескопов (и, в будущем, с ALMA). Внешняя область диска (>20-50 a.e) доступна для наблюдений в радио-диапазоне с современными интерферометрами и, в свою очередь, состоит из 3 вертикальных слоев: экваториального (центрального), теплого молекулярного слоя и атмосферы. Плотная (>108 см-3) экваториальная часть полностью непрозрачна для внешнего ионизирующего излучения (ИК, рентген) из-за поглощения пылью, а потому остается холодной (10-20 K) и практически химически нейтральной. Химические процессы в этой части диска сначала протекают в газовой фазе, за счет быстрых ион-молекулярных реакций, но, вследствие постепенного вымораживания молекул на пыль основную роль начинают играть медленные поверхностные реакции (в основном, с участием радикалов и атомов Сразу над центральной областью находится более теплый (T~30-70 K), менее плотный (~106-107 см-3), частично облучаемый ионизирующим излучением, молекулярный слой. Химическая эволюция в этой части диска определяется, в основном, эффективными взаимодействиями между процессами, протекающими в газе и на поверхности пыли, и регулируется УФ и рентгеновским излучением центральной звезды [3]. Образование сильного УФ-поля нетепловой природы в звездах типа Т Тельца связано с их повышенной хромосферной активностью и аккрецией вещества диска на звезду [42]. Подобным же образом генерируется низко-энергетическое рентгеновское излучение, в то время как более жесткий рентген образуется в горячих аккреционных джетах и за счет вспышечной активности молодой звезды (наподобие солнечной активности, только в тысячи раз более сильной), см. [43]. Рентгеновские и УФ-фотоны ионизируют газ, приводят к диссоциации молекул в газе и выбивают их с поверхности пылинок. Повышенное количество сложных ионов и радикалов, а также постоянный обмен веществом между газом и ледяными мантиями обуславливают богатый химический состав теплого молекулярного слоя. В нем относительные концентрации многих молекул достигают своего пика, и большинство эмиссионных линий образуется именно здесь. Из-за большого числа разнообразных химических процессов, активных в молекулярном слое, время достижения химического равновесия сопоставимо с, или даже превышает жизни протопланетного Наконец, над молекулярным слоем находится горячая (T~100-10 000 K), разреженная (<105 см-3), и сильно ионизованная атмосфера диска. В ней практически нет никаких молекул и сложных ионов, за исключением молекулярного водорода и таких фото-стабильных радикалов, как CCH и CN. Химические процессы в атмосфере протекают исключительно в газе, и состоят из фото-реакций и реакций диссоциативной рекомбинации. Характерное время химической эволюции атмосферы диска составляет всего В следующих разделах обзора более подробно рассказывается о разных типах химических процессов, активных в 4 основных областях протопланетных дисков. Газофазная химияСовременные астрохимические модели содержат данные о тысячах реакций, которые могут быть активны в космических условиях [44-46]. К сожалению, только лишь 10-20% из них хорошо изучены в лаборатории или путем сложных квантово-механических расчетов. Поэтому не стоит забывать о том, что результаты любого астрохимического моделирования обладают внутренне-обусловленными неточностями с ошибками в расчетных концентрациях в несколько раз [47,48]. Все эти тысячи реакций могут быть поделены на 4 основные группы, которые соответствуют 4 химическим регионам диска (см. таблицу 2, взятую из [49]). Таблица 2. Типы химических процессов, активных в протопланетных дисках.
Почти во всем диске большинство активных химических реакций — это кинетические процессы первого (например, молекула плюс фотон) или второго (например, ион плюс молекула) порядков. В самой внутренней части диска, при плотностях, превышающих ~ 1010 см-3, становятся активными также трех-частичные процессы (например, молекула плюс молекула плюс молекула). Основными процессами, благодаря которым начинается образование молекулярных связей, являются медленные реакции радиативной ассоциации и поверхностные реакции. С некоторой вероятностью столкновения в газе могут привести к образованию так называемого столкновительного комплекса, находящегося в возбужденном состоянии, который либо стабилизируется путем переизлучения избытка энергии фотоном(-ами), либо снова распадается [50]. Например, образование углеродных цепочек начинается с радиативной ассоциации между C+ и H2 в CH2+ [51]. Далее, вновь образованные молекулы и ионы начинают реагировать друг с другом посредством быстрых ион-молекулярных реакций. Эти реакции экзотермичны, т.е. протекают с выделением тепла и не обладают энергетическими барьерами, и обладают большими коэффициентами скоростей, ~10-9 см3/с, которые зачастую увеличиваются при уменьшении температуры за счет Кулоновского притяжения между ионом и центром заряда молекулы [52]. Ион-молекулярные реакции приводят к перераспределению молекулярных связей между реактантами. Этот тип химических процессов составляет наибольшую долю реакций в астрохимических моделях. С другой стороны, молекулярные ионы могут сталкиваться с электронами или заряженными пылинками, диссоциативно рекомбинировать, и распадаться на несколько фрагментов. Эти процессы тоже проходят с выделением энергии, которая превращается в кинетическую энергию продуктов диссоциации. Типичные константы скоростей реакций диссоциативной рекомбинации составляют около 10-7 см3/c при 10 K [45]. Практически для всех наблюдаемых молекул в дисках реакции диссоциативной рекомбинации являются важным каналом их образования (например, для воды и углеводородных цепочек). Зачастую, на поздних этапах эволюции диска, >105 лет, скорость разрушения многоатомных ионов за счет диссоциативной рекомбинации уравновешивается реакцией протонирования, т.е. добавлением протона за счет ион-молекулярной реакции с H3+. Например, процесс CO + H3+ → HCO+ + H2 уравновешивается реакцией HCO+ + e- → CO + H. К сожалению, не так просто точно теоретически предсказать или измерить в лаборатории то соотношение обилий разных фрагментов, на которое распадается сложный молекулярный ион [53]. Относительно недавно было показано, что некоторое количество нейтраль-нейтральных реакций, включающих радикалы, могут быть активными в космических условиях [54]. Константы скоростей этих процессов составляют ~10-11 — 10-10 см3/c, что всего лишь на несколько порядков меньше, чем в случае быстрых ион-молекулярных реакций [55]. Одна из наиболее важных реакций такого типа в протопланетных дисках приводит к образованию HCO+ из O и CH. Фотохимические процессыМолодые звезды типа Т Тельца (Teff ~ 4 000 K) обладают мощным УФ полем, спектр которого отличается от спектра межзвездного УФ излучения, в частности, наличием сильной эмиссионной линии Лайман-альфа (121.6 нм; [34]). Интегральная интенсивность УФ излучения на расстоянии 100 а.е. от такой звезды может более чем в сотни раз превышать интенсивность межзвездного УФ поля [56]. Разрушение молекул ультрафиолетовыми фотонами может происходить несколькими путями, в частности, либо за счет поглощения фотонов определенных энергий, либо за счет поглощения в континууме, либо сразу за счет обоих механизмов. При этом важную роль играет распределение поглощающей УФ пыли (суб-)микронного размера по диску, которое может значительно изменить эффективность проникновения ионизирующего излучения во внутренние части [57]. Например, такие важные для изучения дисков как CO, H2, и CN, разрушаются путем поглощения УФ-фотонов определенных энергий, λ < 1 100Å, а потому не чувствительны к наличию (или отсутствию) мощной эмиссионной линии Лайман-альфа в УФ-спектре. Другие специи, например, HCN и CH4, разрушаются УФ-фотонами меньших энергий, поэтому эффективность их фотодиссоциации зависит от интенсивности линии Лайман-альфа [49,58]. Именно этим фактом объясняется наблюдаемое повышенное отношение концентрации CN к HCN в дисках [20,34]. Так как диссоциация чрезвычайно распространенных молекул водорода и монооксида углерода происходит путем взаимодействия с УФ-фотонами определенных (высоких) энергий, ее эффективность зависит не только от количества поглощающих пылинок в среде, но и от количества самих H2 и CO на пути распространения УФ излучения. Каждый процесс разрушения этих молекул приводит к «выеданию» энергии из УФ спектра на определенных частотах, что, хоть и мало сказывается на полной интенсивности ультрафиолетового излучения, уменьшает вероятность диссоциации в последующих случаях (механизм самозащиты от фотодиссоциации, self-shielding). Для H2 и CO критическим лучевыми концентрациями газа для практически полной остановки фотодиссоциации являются ~1014 см-2 и ~1021 см-2, соответственно [59,60]. Однако, это условие выполняется только для главных изотопологов H2 и 12C16O. Менее распространенные изотопологи HD, D2, 13C16O, 12C18O, 13C18O, 12C17O диссоциируют путем поглощения УФ фотонов немного других энергий, а потому механизм самозащиты от фотодиссоциации в дисках для них не работает (или эффективен лишь частично). Таким образом, получается, что в молекулярном слое и атмосфере диска соотношение обилий атомов 12C и 13C, а также изотопов кислорода может отличаться от изначального космического, что приводит к изотопно-селективной химии и измененным концентрациям изотопных соединений [49,60,61]. Именно такой изотопно-селективной УФ-диссоциацией (вкупе с динамической эволюцией) объясняется наличие аномальных соотношений изотопов кислорода в различных минералах, образованных на стадии образования Солнечной системы, и входящим в состав метеоритного вещества [62]. В следующем разделе вкратце описываются взаимодействие молекул с пылью и поверхностная химия. Более подробное описание приведено в лекции А. И. Васюнина. Взаимодействие газа с пылевыми частицами и поверхностные реакцииТаблица 3. Энергии десорбции для астрохимически важных молекул.
* — примерная температура, при которой начинается испарение молекулы из ледяной мантии, может быть получена путем деления энергии десорбции (в К) на 50. В холодных (<10-100 K) областях протопланетных дисков многие молекулы успевают почти полностью осесть на пылевые частицы за несколько миллионов лет эволюции. При таких низких температурах молекулы прилипают (адсорбируют) при столкновениях к Прилипание молекул может происходить двумя различными способами, за счет физической адсорбции (физисорбции) и химической адсорбции (хемосорбции). В первом случае молекула удерживается на поверхности за счет сил ван дер Ваальса, а во втором — за счет образования химической связи с молекулой поверхности. Энергия прилипания для физической адсорбции составляет всего лишь доли эВ (что соответствует 600-6 000 K, см. таблицу 3, в то время как энергия химической адсорбции гораздо выше, >1 эВ (>10 000-30 000 K). Также как и молекулы, к пылинкам могут прилипать электроны, что делает возможным реакции диссоциативной рекомбинации ионов на пыли. В самой темной, плотной и почти нейтральной части центральной области диска отрицательно заряженные пылевые частицы становятся наиболее распространенными носителями заряда [64]. Помимо адсорбции, молекулы могут, при благоприятных условиях, десорбировать с поверхности. Конечно, для тех молекул, которые хемосорбировались на поверхность пылинки вероятность десорбции обратно в газовую фазу невелика. Считается, что в протопланетных дисках реализуются три наиболее эффективных механизмов десорбции (отлипания) льдов. Это тепловая десорбция, десорбция за счет нагрева пылинки релятивистской частицей космических лучей, и десорбция ультрафиолетовыми фотонами. Тепловая десорбция начинается, когда поверхностные молекулы нагреваются так, что их кинетическая энергия начинает превышать энергию прилипания (или энергию десорбции). Легкие простые молекул, такие как CO и N2, начинают десорбировать при нагреве Во внешней холодной центральной области дисков работает другой механизм десорбции — десорбция за счет взаимодействия космических лучей с веществом. В состав космических лучей входит небольшая (<1%) часть ядер железа релятивистских энергий (>1 ГэВ). Если такая высокоэнергичная частица сталкивается с пылинкой, то ее энергии хватает, чтобы нагреть последнюю до высокой температуры, >50 K, позволяя импульсно испарить часть или всю ледяную мантию [66,67]. Также частицы космических лучей (или «выбитые» ими быстрые электроны), сталкиваясь с молекулами водорода, вызывают их возбуждение, заставляя излучать УФ фотоны, которые могут, в свою очередь, испарять поверхностные молекулы фотодесорбцией [68]. Фотодесорбция поверхностных специй важна для химических процессов в молекулярном слое дисков. При этом каждый УФ фотон, попавший на поверхность ледяной мантии пылинки, может с какой-то вероятностью «отколоть» поверхностную специю. За последние несколько десятилетий лабораторные исследования позволили измерить эти вероятности для дюжины наиболее важных простых молекул. Эта вероятность (на каждый УФ фотон) для CO, H2O, CH4 и NH3 составляет около 10-4-10-2, и зависит от формы УФ спектра [69-71]. Наконец, молекулы на поверхности при определенных условиях могут вступать в химические реакции друг с другом. При этом поверхность пылинки выступает в роли своеобразного катализатора реакций, поглощая выделяющееся тепло и позволяя реагентам накапливаться. Самая важная молекула во Вселенной, H2, образуется из атомарного водорода практически всецело на поверхности пыли [66,72]. Поверхностные реакции могут протекать несколькими способами. Если реагирующие молекулы физисорбированы, то при определенном диапазоне температур они могут перескакивать (или туннелировать в случае H и H2) в соседние участки адсорбции, так как потенциальные барьеры между ними обычно меньше, чем энергия десорбции. Таким образом, физисорбированные реагенты могут блуждать по поверхности и, в конце концов, прореагировать друг с другом, если обе молекулы оказываются на одном и том же участке адсорбции. Этот механизм химических реакций на поверхности называется механизмом Ленгмюра-Хиншельвуда, и в дисках он работает в центральной темной области. Существует еще один важный механизм химических реакций на поверхности, механизм Элей-Редила, когда один из радикалов хемосорбирован на поверхности, а другая газофазная молекула сталкивается с ним, образуя с некоторой вероятностью новую специю. Этот механизм особенно важен для углеродистых поверхностей и играет важную роль в поверхностной химии при высоких (>100 K) температурах и/или интенсивной фотодиссоциации, т.е., в молекулярном слое диска. Лабораторные исследования показали, что сложные молекулы, включая органику (например, метанол), могут эффективно образовываться в космических условиях в основном за счет поверхностной химии [73]. ЗаключениеВ данной обзорной лекции показано как образуются и разрушаются молекулы в процессе эволюции протопланетных дисков — аналогах нашей Солнечной системы, когда ей было всего несколько миллионов лет. Молекулы являются важными инструментами изучения физических условий, кинематики, и химической структуры дисков. На протопланетной стадии эволюции , сильные градиенты плотности, температуры, и интенсивности ионизирующего излучения приводят к образованию «слоистой» химической структуры. В горячей, разреженной и сильно ионизованной атмосфере присутствуют только лишь атомы, атомарные ионы, и простые фотостабильные радикалы, чья химическая эволюция определяется ограниченным набором газофазных реакций. В более глубоких слоях Работа выполнена при поддержке гранта Немецкого Научного Фонда в рамках приоритетной программы SPP~1385: «The first ten million years of the Solar system — a planetary materials approach» (SE 1962/1-1). Список библиографических ссылок
|
|