Химия в протопланетных дисках

Введение

Протопланетные 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
(зачастую используется приближение локального термодинамического равновесия, ЛТР). В случае необходимости точного моделирования переноса в линиях для какой-то выбранной молекулы надо еще где-то найти данные о столкновительных сечениях для разных переходов, например, в Leiden Atomic and Molecular DAtabase (LAMDA; [2]). Таким образом, цикл определения различных параметров дисков требует реалистичную модель объекта, а также его (интерферометрических) наблюдений в линиях диагностических молекул, да еще и в разных переходах, которые возбуждаются при определенном диапазоне температур и плотностей. Используя такой трудоемкий (обычно, итеративный) подход удается оценить такие важные параметры дисков как радиальные и вертикальные распределения температуры и плотности газа, а также реконструировать поле скоростей и лучевую концентрацию излучающих молекул и степень их вымерзания в холодных частях диска (см. обзоры [3] и [4]). До недавнего времени таким способом можно было изучать внешние части дисков, ≥ 50-200 а.е. С помощью космических («Спитцер», «Гершель») и наземных (Кек, VLT, Субару) телескопов молекулы впервые были обнаружены во внутренних частях протопланетных дисков,  1-50 а.е., где в последующем будут образовываться (либо уже образуются) планетные системы (см., например, [5] и [6]).

Таблица 1. Молекулярные линии — индикаторы условий в протопланетных дисках.

* — «мм/см» и «ИК» обозначают наблюдения в радио и инфракрасном диапазонах, соответственно.
** — Сложная органика, вымороженная или образованная в ледяных мантиях пылинок, может быть обнаружена в виде слабых линий поглощения на фоне сильного ИК-излучения центральной звезды. В газовой фазе ее легче всего наблюдать в радио-диапазоне, на (суб-)миллиметровых длинах волн.

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
метеориты и частицы кометной/зодиакальной пыли [9]. Недавняя успешная космическая миссия «Стардаст» (Stardust) позволила впервые получить и привезти на Землю образцы межзвездной и кометной пыли, оставшейся со времен образования Солнечной системы, анализ которых показал присутствие силикатных веществ, кристаллизовавшихся при высокой ≥800 K) температуре, которые внедрены в низкотемпературные конденсаты [10]. Присутствие кристаллических силикатов было также обнаружено в протопланетных дисках вокруг других звезд [11, 12]. Более того, в  составе кометной пыли были обнаружены сложные органические соединения, включая простейшую аминокислоту глицин [13]. Изотопный анализ различных минералов в старейших метеоритах показал, что большинство элементов (за исключением изотопов кислорода) обладают похожим изотопным составом, что предполагает эффективное перемешивание вещества во внутренней части Солнечной туманности в течении первых нескольких миллионов лет ее существования [14].

Все эти интересные факты отчасти объясняются современными моделями химической эволюции протопланетных дисков [15-19]. Наиболее важный теоретический результат, частично подтвержденный наблюдениями, предсказывает «слоистое» распределение
молекул по диску. При этом в холодных внешних экваториальных частях дисков молекулы прилипают и постепенно вымерзают на пыли, образуя протяженные ледяные мантии сложного состава, в то время как в ионизованной атмосфере диска молекулы «разбиваются» ультрафиолетовым излучением молодой и активной звезды. Также современные химические модели дисков позволяют качественно и количественно объяснить наблюдаемые величины лучевых концентраций таких веществ, как CO, HCO⁺, N₂H⁺, CN, HCN, HNC, CS.

Молекулы как инструмент изучения протопланетных дисков

К 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
зависит от интенсивности и формы УФ спектра звезды [34]. Т.е., чем выше интенсивность УФ излучения звезды, тем более обильными становятся радикалы  C₂H и CN. DCO⁺ и DCN имеют относительно высокие концентрации по сравнению с основными изотопологами HCO⁺ и HCN, ~ 1-10%, хотя космическое отношение элементов D/H составляет только около 10^-5 [35]. Пока непонятно, что обуславливает такую высокую степень фракционирования дейтерия в этих молекулах: с одной стороны, это может быть  «наследие» химической эволюции в холодных молекулярных облаках, или же такие процессы могут эффективно протекать в холодных частях дисков.

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
мало-массивного звездообразования в Тельце [28]. Это объясняется более сильным вымораживанием газофазных молекул в холодных и плотных центральных областях дисков, а также их быстрой фотодиссоциацией в сильно ионизированной атмосфере.
Присутствие большого количества льдов в холодных частях дисков было обнаружено с помощью Инфракрасной Космической Обсерватории (Infrared Space Observatory; ISO) и телескопа «Спитцер» [8,36]. В основном, они состоят из воды с примесью (~1-30%) более сложных соединений, например, CO, CO₂, NH₃, CH₄, H₂CO, and HCOOH [37]. С помощью «Спитцера» были найдены колебательно-вращательные и колебательные линии таких молекул как CO, CO₂, C₂H₂, HCN, H₂O и OH, которые для возбуждения требуют температур выше ~300-1000 K. Было обнаружено, что отношение интенсивностей линий HCN к C₂H₂ чувствительно к интенсивности ионизирующего излучения звезды. С помощью телескопа «Гершель» начались подробные исследования химического состава атмосферы дисков, в частности, путем наблюдений инфракрасных переходов CII (158 мкм) и ОI (63 мкм), а также линий легких ионов (CH⁺, OH⁺, H₂O⁺, HS⁺) [38,39].

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
водорода). Молекулы, образованные на или прилипшие к пылинкам, едва ли могут десорбировать обратно в газ. Характерное время химических процессов в холодной центральной области диска определяется медленными поверхностными реакциями и составляет около >10⁵-10⁶ лет (для радиусов ~100-300 а.е.). Ближе к звезде, центральная область диска («внутренняя область») становится горячее (>100 K), в том числе и из-за аккреционного нагрева, что сводит роль химии льдов на нет, и характерное химическое время становится коротким (~100 лет). Поэтому в той части диска, где образуются планеты, химические процессы находятся в равновесии, что позволяет серьезно упростить их моделирование путем использования термодинамических моделей.

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
диска, >1 миллиона лет.

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
около ~100 лет (для ~100-300 а.е.).

В следующих разделах обзора более подробно рассказывается о разных типах химических процессов, активных в 4 основных областях протопланетных дисков.

Газофазная химия

Современные 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 процессы

Молодые звезды типа Т Тельца (T_eff ~ 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 реакции

Таблица 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
пылинкам почти со 100% вероятностью, так как их кинетические энергии (<100 K) намного меньше энергий испарения (десорбции; ~600-6 000 K), см. таблицу 3 [63]. Точно оценить вероятность сложно, так как она зависит от свойств поверхности (пористость, материал, поверхностный потенциал). Прилипание к поверхности происходит не хаотично, а в определенные участки с пониженным электростатическим потенциалом (участки адсорбции). На пылинке с радиусом 0.1 мкм состоящей преимущественно из аморфных силикатов, размещается около миллиона таких участков (со средним размером в несколько Ангстрем).

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
пылинки до 20 K [65], в то время как для воды, диоксида углерода и тяжелых соединений (углеродных цепочек, цианополиинов, органики) требуются температуры превышающие ~50-150 K. Хемосорбировавшие молекулы начинают испарятся только при достижении температур >300-1 000 K. Очевидно, что тепловая десорбция очень важна для химической эволюции внутренней (<1-10 a.e.) горячей области протопланетных дисков.

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].

Заключение

В 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
диска рентгеновское и ультрафиолетовое межзвездное и звездное излучение начинает ослабляться за счет поглощения пылью и газом, температура понижается, позволяя образовываться множеству сложных соединений посредством газопылевой химии. Наконец, в темной, холодной и плотной экваториальной части диска большинство молекул успевает вымерзнуть за время жизни диска, образуя сложные ледяные мантии на пылинках, на которых происходит образование сложных (органических) молекул за счет поверхностных реакций. Вкратце рассказано, какие основные  факты о структуре дисков были получены в результате наблюдений на радио и инфракрасных телескопах.

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

1. Lissauer J. J. Timescales for planetary accretion and the structure of the protoplanetary disk // Icarus.— 1987.— Vol. 69.— P. 249–265.
2. Sch¨oier F. L., van der Tak F. F. S., van Dishoeck E. F., Black J. H. An atomic and molecular database for analysis of submillimetre line observations // Astron. Astrophys.— 2005.— Vol. 432.— P. 369–379. arXiv:astro-ph/0411110.
3. Bergin E. A., Aikawa Y., Blake G. A., van Dishoeck E. F. The Chemical Evolution of Protoplanetary Disks // Protostars and Planets V / Ed. by B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil.— 2007.— P. 751–766.
4. Semenov D., Chakraborty S., Thiemens M. Chemical and Isotopic Evolution of the Solar Nebula and Protoplanetary Disks // Protoplanetary Dust: Astrophysical and Cosmochemical Perspectives / Ed. by Apai, D. A. & Lauretta, D. S.— 2010.— P. 97–127.
5. Lahuis F., van Dishoeck E. F., Boogert A. C. A. et al. Hot Organic Molecules toward a Young Low-Mass Star: A Look at Inner Disk Chemistry // Astrophys. J., Lett.— 2006.— Vol. 636.— P. L145–L148. arXiv:astro-ph/0511786.
6. Salyk C., Pontoppidan K. M., Blake G. A. et al. H2O and OH Gas in the Terrestrial Planet-forming Zones of Protoplanetary Disks // Astrophys. J., Lett.— 2008.— Vol. 676.— P. L49–L52. arXiv:0802.0037.
7. Cortes S. R., Meyer M. R., Carpenter J. M. et al. Grain Growth and Global Structure of the Protoplanetary Disk Associated with the Mature Classical T Tauri Star, PDS 66 // Astrophys. J.— 2009.— Vol. 697.— P. 1305–1315. 0903.3801.
8. Bouwman J., Henning T., Hillenbrand L. A. et al. The Formation and Evolution of Planetary Systems: Grain Growth and Chemical Processing of Dust in T Tauri Systems // Astrophys. J.— 2008.— Vol. 683.— P. 479–498. 0802.3033.
9. Bradley J. P. Interplanetary Dust Particles // Meteorites, Comets and Planets: Treatise on Geochemistry, Volume 1 / Ed. by A. M. Davis, H. D. Holland, K. K. Turekian.— Elsevier B, 2005.— P. 689—+.
10. Brownlee D. E., Horz F., Newburn R. L. et al. Surface of Young Jupiter Family Comet 81 P/Wild 2: View from the Stardust Spacecraft // Science.— 2004.— Vol. 304.— P. 1764–1769.
11. van Boekel R., Min M., Leinert C. et al. The building blocks of planets within the ‘terrestrial’ region of protoplanetary disks // Nature.— 2004.—Vol. 432.— P. 479–482.
12. Juh´asz A., Bouwman J., Henning T. et al. Dust Evolution in Protoplanetary Disks Around Herbig Ae/Be Stars–the Spitzer View // Astrophys. J.— 2010.— Vol. 721.— P. 431—455. 1008.0083.
13. Elsila J. E., Glavin D. P., Dworkin J. P. Cometary glycine detected in samples returned by Stardust // Meteoritics and Planetary Science.— 2009.— Vol. 44.— P. 1323–1330.
14. Boss A. P. Evolution of the Solar Nebula. VI. Mixing and Transport of Isotopic Heterogeneity // Astrophys. J.— 2004.— Vol. 616.— P. 1265–1277.
15. Aikawa Y., Herbst E. Molecular evolution in protoplanetary disks. Twodimensional distributions and column densities of gaseous molecules // Astron. Astrophys.— 1999.— Vol. 351.— P. 233–246.
16. van Zadelhoff G.-J., Aikawa Y., Hogerheijde M. R., van Dishoeck E. F. Axi-symmetric models of ultraviolet radiative transfer with applications to circumstellar disk chemistry // Astron. Astrophys.— 2003.— Vol. 397.— P. 789—802.
17. Woods P. M., Willacy K. Carbon Isotope Fractionation in Protoplanetary Disks // Astrophys. J.— 2009.— Vol. 693.— P. 1360–1378. 0812.0269.
18. Visser R., van Dishoeck E. F., Doty S. D., Dullemond C. P. The chemical history of molecules in circumstellar disks. I. Ices // Astron. Astrophys.— 2009.— Vol. 495.— P. 881–897. 0901.1313.
19. Semenov D., Wiebe D. Chemical evolution of turbulent protoplanetary disks and the Solar nebula // ArXiv e-prints.— 2011.— 1104.4358.
20. Dutrey A., Guilloteau S., Guelin M. Chemistry of protosolar-like nebulae: The molecular content of the DM Tau and GG Tau disks. // Astron. Astrophys.—1997.— Vol. 317.— P. L55–L58.
21. Aikawa Y., Momose M., Thi W.-F. et al. Interferometric Observations of Formaldehyde in the Protoplanetary Disk around LkCa 15 // Publ. Astron. Soc. Jpn.— 2003.— Vol. 55.— P. 11–15. arXiv:astro-ph/0211440.
22. Thi W.-F., van Zadelhoff G.-J., van Dishoeck E. F. Organic molecules in protoplanetary disks around T Tauri and Herbig Ae stars // Astron. Astrophys.— 2004.— Vol. 425.— P. 955–972. arXiv:astro-ph/0406577.
23. Pi´etu V., Dutrey A., Guilloteau S. Probing the structure of protoplanetary disks: a comparative study of DM Tau, LkCa 15, and MWC 480 // Astron. Astrophys.— 2007.— Vol. 467.— P. 163–178. arXiv:astro-ph/0701425.
24. Henning T., Semenov D., Guilloteau S. et al. Chemistry in Disks. III. Photochemistry and X-ray Driven Chemistry Probed by the Ethynyl Radical (CCH) in DM Tau, LkCa 15, and MWC 480 // Astrophys. J.— 2010.— Vol. 714.— P. 1511–1520. 1003.5793.
25. Pi´etu V., Guilloteau S., Dutrey A. Sub-arcsec imaging of the AB Aur molecular disk and envelope at millimeter wavelengths: a non Keplerian disk // Astron. Astrophys.— 2005.— Vol. 443.— P. 945–954. arXiv:astro-ph/0504023.
26. Dutrey A., Henning T., Guilloteau S. et al. Chemistry in disks. I. Deep search for N2H+ in the protoplanetary disks around LkCa 15, MWC 480, and DM Tauri // Astron. Astrophys.— 2007.— Vol. 464.— P. 615–623.
27. Pani´c O., Hogerheijde M. R., Wilner D., Qi C. A break in the gas and dust surface density of the disc around the T Tauri star IM Lupi // Astron. Astrophys.— 2009.— Vol. 501.— P. 269–278. 0904.1127.
28. Dutrey A., Guilloteau S., Ho P. Interferometric Spectroimaging of Molecular Gas in Protoplanetary Disks // Protostars and Planets V / Ed. by B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil.— 2007.— P. 495–506.
29. Hughes A. M., Wilner D. J., Andrews S. M. et al. Empirical Constraints on Turbulence in Protoplanetary Accretion Disks // Astrophys. J.— 2011.— Vol. 727.— P. 85–+. 1011.3826.
30. Dartois E., Dutrey A., Guilloteau S. Structure of the DM Tau Outer Disk: Probing the vertical kinetic temperature gradient // Astron. Astrophys.— 2003.— Vol. 399.— P. 773–787.
31. Isella A., Natta A., Wilner D. et al. Millimeter Imaging of MWC 758: Probing the Disk Structure and Kinematics // Astrophys. J.— 2010.— Vol. 725.— P. 1735–1741. 1010.3016.
32. Dutrey A., Guilloteau S., Pi´etu V. et al. Cavities in inner disks: the GM Aurigae case // Astron. Astrophys.— 2008.— Vol. 490.— P. L15—L18.
33. Hughes A. M., Andrews S. M., Espaillat C. et al. A Spatially Resolved Inner Hole in the Disk Around GM Aurigae // Astrophys. J.— 2009.—Vol. 698.— P. 131–142. 0903.4455.
34. Bergin E., Calvet N., D’Alessio P., Herczeg G. J. The Effects of UV Continuum and Lyα Radiation on the Chemical Equilibrium of T Tauri Disks // Astrophys. J., Lett.— 2003.— Vol. 591.— P. L159–L162.
35. Qi C., Wilner D. J., Aikawa Y. et al. Resolving the Chemistry in the Disk of TW Hydrae. I. Deuterated Species // Astrophys. J.— 2008.— Vol. 681.— P. 1396–1407. 0803.2753.
36. van Dishoeck E. F. ISO Spectroscopy of Gas and Dust: From Molecular Clouds to Protoplanetary Disks // Ann. Rev. Astron. Astrophys.— 2004.— Vol. 42.— P. 119–167.
37. Zasowski G., Kemper F., Watson D. M. et al. Spitzer Infrared Spectrograph Observations of Class I/II Objects in Taurus: Composition and Thermal History of the Circumstellar Ices // Astrophys. J.— 2009.— Vol. 694.— P. 459–478.
38. Mathews G. S., Dent W. R. F., Williams J. P. et al. GAS in Protoplanetary Systems (GASPS). I. First results // Astron. Astrophys.— 2010.—Vol. 518.— P. L127. 1005.3864.
39. Thi W.-F., M´enard F., Meeus G. et al. Detection of CH+ emission from the disc around HD 100546 // Astron. Astrophys.— 2011.— Vol. 530.— P. L2. 1104.2283.
40. Semenov D. Chemistry in Protoplanetary Disks // ArXiv e-prints.— 2010. 1011.4770.
41. Hayashi C. Structure of the solar nebula, growth and decay of magnetic fields and effects of magnetic and turbulent viscosities on the nebula // Progress of Theoretical Physics Supplement.— 1981.— Vol. 70.— P. 35–53.
42. Bouvier J., Alencar S. H. P., Harries T. J. et al. Magnetospheric Accretion in Classical T Tauri Stars // Protostars and Planets V.— 2007.— P. 479–494. arXiv:astro-ph/0603498.
43. Guedel M., Naz´e Y. X-ray spectroscopy of stars // Astron. Astrophys. Rev.— 2009.— Vol. 17.— P. 309–408. 0904.3078.
44. Smith I. W. M., Herbst E., Chang Q. Rapid neutral-neutral reactions at low temperatures: a new network and first results for TMC-1 // Mon. Not. R. Astron. Soc.— 2004.— Vol. 350.— P. 323–330.
45. Woodall J., Ag´undez M., Markwick-Kemper A. J., Millar T. J. The UMIST database for astrochemistry 2006 // Astron. Astrophys.— 2007.— Vol. 466.— P. 1197–1204.
46. Wakelam V. KIDA: A Kinetic Database for Astrochemistry // American Astronomical Society Meeting Abstracts : American Astronomical Society Meeting Abstracts.— 2009.— Vol. 214.— P. 402.15–+.
47. Vasyunin A. I., Sobolev A. M., Wiebe D. S., Semenov D. A. Influence of Uncertainties in the Rate Constants of Chemical Reactions on Astrochemical Modeling Results // Astronomy Letters.— 2004.— Vol. 30.— P. 566–576. arXiv:astro-ph/0311450.
48. Vasyunin A. I., Semenov D., Henning T. et al. Chemistry in Protoplanetary Disks: A Sensitivity Analysis // Astrophys. J.— 2008.— Vol. 672.— P. 629–641. arXiv:0709.3323.
49. van Dishoeck E. F., Black J. H. The photodissociation and chemistry of interstellar CO // Astrophys. J.— 1988.— Vol. 334.— P. 771–802.
50. Herbst E., Klemperer W. The Formation and Depletion of Molecules in Dense Interstellar Clouds // Astrophys. J.— 1973.— Vol. 185.— P. 505–534.
51. Herbst E. An update of and suggested increase in calculated radiative association rate coefficients // Astrophys. J.— 1985.— Vol. 291.— P. 226–229.
52. Dalgarno A., Black J. H. Molecule formation in the interstellar gas // Reports of Progress in Physics.— 1976.— Vol. 39.— P. 573–612.
53. Spanel P., Smith D. A study of electron attachment to C70 using the FALP technique // Chemical Physics Letters.— 1994.— Vol. 229.— P. 262–266.
54. van Dishoeck E. F. The Chemistry of Diffuse and Dark Interstellar Clouds // The Molecular Astrophysics of Stars and Galaxies / Ed. by T. W. Hartquist, D. A. Williams.— 1998.— Clarendon Press, Oxford.— P. 53–100.
55. Clary D. C., Haider N., Husain D., Kabir M. Interstellar carbon chemistry: Reaction rates of neutral atomic carbon with organic molecules // Astrophys. J.— 1994.— Vol. 422.— P. 416–422.
56. Habing H. J. The interstellar radiation density between 912 A and 2400 A // Bull. Astron. Inst. Neth.— 1968.— Vol. 19.— P. 421–431.
57. Vasyunin A. I., Wiebe D. S., Birnstiel T. et al. Impact of Grain Evolution on the Chemical Structure of Protoplanetary Disks // Astrophys. J.— 2011.— Vol. 727.— P. 76–+. 1011.4420.
58. van Dishoeck E. F., Jonkheid B., van Hemert M. C. Photoprocesses in protoplanetary disks // Chemical evolution of the Universe / Ed. by I. R. Sims, D. A. Williams : Faraday discussion.— 2006.— Vol. 133.— P. 231—244.
59. Draine B. T., Bertoldi F. Structure of Stationary Photodissociation Fronts // Astrophys. J.— 1996.— Vol. 468.— P. 269–289.
60. Visser R., van Dishoeck E. F., Black J. H. The photodissociation and chemistry of CO isotopologues: applications to interstellar clouds and circumstellar disks // Astron. Astrophys.— 2009.— Vol. 503.— P. 323—343. 0906.3699.
61. Lee H.-H., Herbst E., Pineau des Forets G. et al. Photodissociation of H2 and CO and time dependent chemistry in inhomogeneous interstellar clouds. // Astron. Astrophys.— 1996.— Vol. 311.— P. 690–707.
62. Lyons J. R., Young E. D. CO self-shielding as the origin of oxygen isotope anomalies in the early solar nebula // Nature.— 2005.— Vol. 435.— P. 317–320.
63. d’Hendecourt L. B., Allamandola L. J., Greenberg J. M. Time dependent chemistry in dense molecular clouds. I — Grain surface reactions, gas/grain interactions and infrared spectroscopy // Astron. Astrophys.— 1985.— Vol. 152.— P. 130–150.
64. Semenov D., Wiebe D., Henning T. Reduction of chemical networks. II. Analysis of the fractional ionisation in protoplanetary discs // Astron. Astrophys.— 2004.— Vol. 417.— P. 93–106.
65. Bisschop S. E., Fraser H. J., ¨ Oberg K. I. et al. Desorption rates and sticking coefficients for CO and N2 interstellar ices // Astron. Astrophys.— 2006.— Vol. 449.— P. 1297–1309. arXiv:astro-ph/0601082.
66. Watson W. D., Salpeter E. E. Molecule Formation on Interstellar Grains // Astrophys. J.— 1972.— Vol. 174.— P. 321–340.
67. Leger A., Jura M., Omont A. Desorption from interstellar grains // Astron. Astrophys.— 1985.— Vol. 144.— P. 147–160.
68. Prasad S. S., Tarafdar S. P. UV radiation field inside dense clouds — Its possible existence and chemical implications // Astrophys. J.— 1983.— Vol. 267.— P. 603–609.
69. Oeberg K. I., van Dishoeck E. F., Linnartz H. Photodesorption of ices I: CO, N2, and CO2 // Astron. Astrophys.— 2009.— Vol. 496.— P. 281–293.
70. Oeberg K. I., Linnartz H., Visser R., van Dishoeck E. F. Photodesorption of Ices. II. H2O and D2O // Astrophys. J.— 2009.— Vol. 693.— P. 1209– 1218.
71. Fayolle E. C., Bertin M., Romanzin C. et al. CO Ice Photodesorption: A Wavelength-dependent Study // Astrophys. J., Lett.— 2011.— Vol. 739.— P. L36. 1109.0281.
72. Hollenbach D., Salpeter E. E. Surface Recombination of Hydrogen Molecules // Astrophys. J.— 1971.— Vol. 163.— P. 155–164.
73. Geppert W. D., Hellberg F., Oesterdahl F. et al. Dissociative Recombination of CD 3 OD 2 + // Astrochemistry: Recent Successes and Current Challenges / Ed. by D. C. Lis, G. A. Blake, E. Herbst : IAU Symposium.— 2005.— Vol. 231.— P. 117–124.