Химия звездообразования

Как образуются звезды: начальные условия и временные шкалы

Звезды представляют собой основу барионной Вселенной. В настоящую эпоху в них заключено около половины видимого вещества скоплений галактик и 90-99% вещества самих галактик. Вселенная, имевшая изначально газовый состав, теперь стала почти целиком звездной. Естественно, в эволюции Космоса процесс перехода газа в звезды является одним из основных. К сожалению, несмотря на значительные теоретические и экспериментальные усилия детали этого процесса все еще остаются загадкой. Из наблюдений следует, что в современной Галактике звезды образуются в темных плотных ядрах молекулярных облаков (МО). Однако до сих пор отсутствует общепринятое представление о том, как именно происходит переход от разреженного межзвездного газа со средней концентрацией n порядка 1 частицы на см³ к молекулярным облакам (n =10²-10⁴ см^-3) и дозвездным объектам (n >10⁶ см^-3) [1]. Очевидно, что звезда формируется в гравитационно неустойчивом газовом сгустке, но до сих пор неясно, образуются эти сгустки изначально неустойчивыми или же теряют устойчивость постепенно, некоторое время пребывая в квазистационарном состоянии.

На первую возможность указывает, например, такой факт. В пределах 350 пс от Солнца нет почти ни одного комплекса молекулярных облаков, в котором не было бы молодых звезд. Одновременно в областях звездообразования практически отсутствуют звезды, возрасты которых превышали бы 1-3 млн. лет. Иными словами, мы не видим ни областей звездообразования, в которых формирование звезд еще не началось, ни «старых» областей звездообразования, в которых процесс рождения звезд длился бы более 3 млн. лет. Это указывает на то, что формирование звезд в молекулярном облаке начинается сразу после его образования и так же быстро закачивается, вероятно, из-за того что облако рассеивается [2].

С другой стороны, для типичного гигантского МО с массой 5 ⋅ 10⁵ M_Sun и радиусом порядка 30 пс динамическая шкала времени равна нескольким миллионам лет. С учетом того, что полная масса молекулярных облаков в Галактике составляет 2 ⋅ 10⁹ M_Sun, средняя скорость перехода газа в звезды должна измеряться в сотнях масс Солнца в год. Реальное значение скорости звездообразования на два порядка уступает этому значению. Из этого можно сделать вывод, что образование протозвездных объектов в ГМО происходит не в динамической шкале, а в более медленной, например, связанной с тем, что облака удерживаются от коллапса не тепловым, а турбулентным или магнитным давлением. В этом случае скорость образования звезд будет управляться темпом диссипации турбулентности или скоростью амбиполярной диффузии [3].

К сожалению, ни наблюдения, ни численное моделирование не позволяют пока отдать предпочтение «быстрому» (в динамической шкале) или «замедленному» звездообразованию. Ситуация осложняется тем, что до сих пор не обнаружен ни один объект, о котором можно было бы уверенно сказать, что он представляет собой коллапсирующую протозвезду. Известные плотные ядра молекулярных облаков разделяются на стабильные ядра без крупномасштабных движений (B68, L1498) и на ядра, в которых уже есть центральные компактные источники ИК-излучения (предполагаемые молодые звездные объекты). Имеется лишь несколько «переходных» объектов (B335, L1544), в спектрах которых предположительно наблюдаются признаки коллапса, точнее, радиального движения вещества по направлению к центру объекта.

Одна из ключевых трудностей в исследовании процесса звездообразования заключается в том, что молекулярный водород, из которого в основном состоят молекулярные облака, практически не излучает и потому остается невидимым для земного наблюдателя. О свойствах межзвездных облаков приходится судить по наблюдениям излучения (и в ряде случаев поглощения) примесных молекул, доля которых по отношению к молекулярному водороду очень незначительна — менее одной десятитысячной. Говоря образно, мы не видим тех облаков, из которых образуются звезды, мы видим лишь их тени, контуры, очерчиваемые излучением веществ, содержание которых по отношению к молекулярному водороду нам необходимо каким-то образом узнать.

Молекулы в молекулярных облаках

Первые сведения о наличии в межзвездном пространстве простейших молекул, отличных от молекулы водорода, были получены в 30-е и 40-е годы XX века, когда в оптических спектрах некоторых звезд были замечены линии поглощения молекул CH и CH⁺. Обычно в оптический и ультрафиолетовый диапазоны попадают электронные молекулярные переходы, как правило, близкие к электронным переходам атомов, из которых состоит данная молекула. Благодаря сложной структуре молекул в них имеются также многочисленные переходы, связанные с изменением относительного расположения их компонентов — колебательные, вращательные, вращательно-колебательные. Эти переходы приводят к генерации инфракрасного, субмиллиметрового и радиоизлучения. Поэтому изучение собственного излучения молекул началось лишь после появления длинноволновой астрономии. В 1963 году было открыто излучение гидроксила (ОН), в 1968 г. стало известно о существовании многоатомных молекул — аммиака и воды. Всего в настоящее время известно около 150 межзвездных и околозвездных молекул, самая большая из которых (HC₁₁N) состоит из целых 13 атомов. Наиболее обильна молекула оксида углерода СО, содержание которой по отношению к молекулярному водороду достигает 10^-4. Других молекул, как правило, гораздо меньше — 10^-7-10^-10. В таблице 1 приводится содержание некоторых соединений по отношению к молекулярному водороду в облаках TMC-1 и L134N по данным [4].

Таблица 1. Содержание некоторых молекул в облаках TMC-1 и L134N (запись a(b) означает a 10^b)

Молекулярные облака образуются из разреженного межзвездного вещества, в котором молекул нет. Чтобы превратить газ, состоящий исключительно из нейтральных атомов, в сложную молекулярную смесь, необходима сложная и разветвленная последовательность реакций, возможность протекания которых в межзвездной среде далеко не очевидна. Причина — в низкой температуре и разреженности молекулярных облаков, которые хотя и называются плотными, но на самом деле по плотности уступают земной атмосфере почти на два десятка порядков.

Молекула, образующаяся в результате столкновения двух нейтральных частиц (так называемая нейтраль-нейтральная реакция), как правило, обладает избыточной энергией. Поэтому она неустойчива и быстро распадается. Для стабилизации вновь образовавшейся молекулы за время своего существования (< 1 с) она должна успеть столкнуться с третьей частицей, которая унесла бы эту избыточную энергию. Поскольку среднее время между столкновениями частиц в газе с плотностью ~10⁴ см^-3 составляет порядка миллиона секунд, очевидно, что такое тройное взаимодействие крайне маловероятно.

Кроме того, большинство нейтраль-нейтральных реакций обладает энергетическими барьерами. Частицы, участвующие в таких реакциях, должны обладать очень большими скоростями, чтобы приблизиться друг к другу на расстояние, достаточное для взаимодействия. Эффективное протекание подобных реакций возможно зачастую лишь при температурах порядка тысяч К. В некоторых нейтраль-нейтральных реакциях (реакциях радиативной ассоциации) избыточную энергию уносит излучаемый молекулой фотон, но и у этих реакций скорости, как правило, невелики. По этим причинам образование молекул из нейтрального атомарного газа должно происходить очень и очень медленно.

В 1973 году Хербст и Клемперер [5] предположили, что за формирование молекулярного состава плотных облаков отвечают реакции иного типа — ион-молекулярные, то есть реакции между нейтральной молекулой (атомом) и ионом. Лабораторные исследования показывают, что такие реакции не обладают энергетическими барьерами и потому эффективны даже при низких температурах. Больше того, скорость протекания некоторых ион-молекулярных реакций с понижением температуры возрастает. Правда, для ион-молекулярной химии необходимо наличие инициирующего фактора, который приводил бы к образованию первичных ионов. Во внешних областях облаков роль такого фактора играет ультрафиолетовое излучение — как свет близких звезд, так и диффузное галактическое УФ-поле. В ряде случаев в ионизацию вещества вносит вклад также и рентгеновское излучение (в областях звездообразования его источником может быть активность молодых звезд). В плотных ядрах молекулярных облаков, куда излучение звезд не проникает, ионизацию обеспечивают космические лучи и жесткие кванты, генерируемые при распаде радиоактивных изотопов, входящих в состав межзвездных пылинок (в основном, ²⁶Al).

Основные типы химических реакций в газовой фазе молекулярных облаков таковы.

• Реакции ионизации — ионизация простейших компонентов космическими лучами и жестким излучением различной природы.
• Ион-молекулярные реакции — реакции между ионизованным и нейтральным компонентом.
• Диссоциативная рекомбинация — реакции между молекулярным ионом и электроном, как правило, приводящие к распаду молекулярного иона на несколько нейтральных молекул.
• Нейтраль-нейтральные реакции — реакции между двумя нейтральными компонентами.
• Фотореакции — разрушение ионизованной или нейтральной молекулы ультрафиолетовым квантом. Источником кванта может быть как внешнее ультрафиолетовое поле, так и УФ-излучение, рождающееся внутри самого облака в результате взаимодействия космических лучей с атомарным и молекулярным водородом.

Еще один вид реакций, который считался и считается определяющим в межзвездной химии, — реакции на поверхности пылинок. Они происходят между компонентами, осевшими на пылинки из газовой фазы и вошедшими в состав ледяных мантий. В данном случае пылинка выступает в качестве третьего тела, способного отобрать излишек энергии у вновь образованной молекулы. Скорости протекания этих реакций связаны со многими неопределенными факторами — эффективностью прилипания различных молекул к пылинкам, скоростью их передвижения по поверхности пылинок, свойствами этой поверхности, формой и температурой пылинок и пр. К сожалению, до сих пор общепринятая теория поверхностных реакций отсутствует, хотя очевидно, что в межзвездной химии они играют очень большую роль. Достаточно сказать, что образование «главной» межзвездной молекулы H₂ из атомарного водорода в условиях, типичных для молекулярных облаков, возможно только на поверхности пылинок. Альтернативная реакция — взаимодействие трех атомов водорода — становится эффективной лишь при очень высоких плотностях.

Молекулы, синтезируемые на пылинках, возвращаются в газовую фазу в результате процессов десорбции. Отрыв молекулы от поверхности может быть вызван ее тепловым движением, столкновением пылинки с космическими лучами, выделением энергии при некоторых поверхностных реакциях, взаимодействием пылинки с ультрафиолетовым излучением.

В общих чертах, по современным представлениям формирование химического состава темных МО происходит следующим образом. Космические лучи с энергиями > 2 МэВ проникают в плотные центральные области облака и ионизуют самые обильные атомы и молекулярный водород. При этом образуются первичные ионы H⁺, H₂⁺, He⁺, C⁺ и другие. Ион H₂⁺ быстро вступает в реакцию с молекулярным водородом H₂⁺ + H₂→ H₃⁺ + H, в ходе которой рождается ион H₃⁺, являющийся главной движущей силой межзвездной химии. Он вступает в реакции вида H₃⁺+ X → XH⁺+H₂, где Х — некий атом (C, N, O, S, Si и т. д.). Образующиеся в этих реакциях простые ионы XH⁺ взаимодействуют с молекулярным водородом:

XH⁺ +H₂→ XH₂⁺+H

…

XH_n-1⁺ +H₂→ XH_n⁺+H.

Последний ион в этой цепочке рекомбинирует с электроном, в результате чего образуется нейтральная молекула, насыщенная водородом. Таким образом, в частности, синтезируются молекулы H₂O, NH₃ и CH₄. Взаимодействие этих соединений с ионом углерода, также образующимся благодаря космическим лучам, приводит к образованию более сложных молекул — HCO⁺, HCN⁺, C₂H₂ и многих других. По мере усложнения реагентов и появления в среде химически активных радикалов (ОН, СН) возрастает и скорость нейтраль-нейтральных реакций.

На периферии молекулярных облаков цепочки синтеза сложных молекул прерываются диссоциирующим ультрафиолетовым излучением. В плотных ядрах, куда УФ-кванты не проникают, определяющим фактором со временем становится оседание молекул на пылинки и образование на них ледяных мантий. Признаком образования пылевых мантий считается кольцеобразная структура распределения некоторых молекул (CO, CS, C₂S) в газовой фазе, наблюдаемая во многих плотных ядрах [6]. Ее удается воспроизвести, предположив, что в центрах этих ядер упомянутые молекулы уходят из газовой фазы на поверхность пылинок.  Примерная структура плотного ядра показана на рис. 1.

Рис.1. Химическая структура плотного ядра.

Поверхностные реакции, протекающие в мантиях, представляют собой главным образом реакции добавления атомарного водорода и приводят к образованию насыщенных молекул H₂O, NH₃, CH₄. В более поздние времена по мере исчерпания атомарного водорода в мантиях активизируются реакции без его участия с образованием молекул C₂, O₂, CO₂ и других. К окончанию дозвездной стадии эволюции объекта на поверхностях пылинок могут синтезироваться и более сложные молекулы, например, метанол. После рождения звезды ее ультрафиолетовое излучение испаряет ледяные мантии, что может привести к появлению в газовой фазе молекул, объяснить существование которых с помощью одной только газофазной химии не удается.

Моделирование

Основные уравнения

С математической точки зрения изменение химического состава среды описывается следующими уравнениями:

и

Здесь n_i — количество молекул типа i в единице объема; верхние индексы g и d обозначают газовую и пылевую фазы, соответственно. Первый член в уравнениях (1-2) описывает образование молекулы в различных химических реакциях, второй — ее разрушение в реакциях, в которых она является одним из реагентов. Третий и четвертый члены описывают обмен молекулами между газовой и пылевой фазами. Коэффициенты K и k включают в себя всю зависимость скоростей реакций от физических условий в среде — температуры газа (пыли), интенсивности поля излучения, скорости ионизации и пр. Как правило, в численных моделях эти зависимости выражаются простыми формулами. Например, для нейтраль-нейтральных и ион-молекулярных реакций

K_lj = α_lj (T / 300)^β_lj exp(-γ_lj/T),

где T — температура газа, а параметры α_lj, β_lj и γ_lj выбираются из специальной астрохимической базы данных.

В настоящее время для моделирования газофазных реакций наиболее широко используются базы данных UMIST [8], разработанная в Манчестерском университете (Великобритания), и NSM [9], разработанная в Университете штата Огайо (США). Они фактически представляют собой списки газофазных химических реакций с указанием реагентов, продуктов и параметров, необходимых для вычисления коэффициентов K. В базу данных UMIST 95 включены 3864 реакции между 394 компонентами. База NSM существует в нескольких вариантах, включая более 4200 реакций между ~420 компонентами. Как видно, количество компонентов в обеих базах существенно превышает число молекул, наблюдаемых в МЗС. Дело в том, что далеко не все компоненты, участвующие даже в описанных простых цепочках, обладают свойствами, необходимыми для генерации наблюдаемого излучения. Тем не менее, без них функционирование межзвездного «химического реактора» невозможно. Поэтому и приходится включать в базы данных дополнительные молекулы.

Иногда более удобной для наблюдений оказывается не сама молекула, а ее изотопомер, то есть молекула, в которую входит неосновной изотоп одного из атомов, например, C¹⁸O. Обычно считается, что химия изотопомера не отличается от химии основной молекулы. Исключение составляет дейтерий: скорости реакций, в которых принимают участие дейтерированные молекулы, могут заметно отличаться от скоростей реакций с теми же молекулами, содержащими обычный водород. Если в модели предполагается исследование дейтерированных молекул, кроме обычных реакций в нее необходимо включить дополнительные реакции дейтериевой химии.

К сожалению, параметры реакций, включенных в астрохимические базы данных, редко известны точно, то есть, измерены в лаборатории при условиях, хотя бы отдаленно напоминающих условия в молекулярных облаках. Как правило, «лабораторные» значения параметров приходится экстраполировать на значительно более низкие межзвездные значения плотности и температуры. Иногда параметры одной реакции оценивают по параметрам другой, предположительно близкой по типу реакции. Поэтому неудивительно, что современные модели, в целом, успешно предсказывающие химический состав молекулярных облаков, обладают рядом заметных недостатков, из которых наибольшее внимание в последнее время вызывает проблема отсутствия в темных МО воды и молекулярного кислорода. Большинство газофазных химических моделей предсказывает высокое содержание этих молекул — порядка 10^-5 для O₂ и 10^-7-10^-6 для воды. Однако наблюдения с помощью космического телескопа SWAS доказали, что содержание воды в плотных ядрах заключено в пределах от 6 ⋅ 10^-10 до 10^-8 [10]. Чувствительность этих же наблюдений к относительному содержанию молекулярного кислорода определялась верхним пределом 7 ⋅ 10^-8; с его учетом ни в одном из исследованных плотных ядер молекулярный кислород не обнаружен. Не исключено, что свою роль в наблюдаемом отсутствии молекул H₂O и O₂ играет их аккреция на пыль.

Помимо собственных свойств реагентов скорость реакции между двумя молекулами в газе определяется средней частотой их столкновений, которая может быть оценена из термодинамических соображений. Ситуация с поверхностными реакциями более сложная. Чтобы две молекулы могли вступить в реакцию на поверхности пылинки, они должны, во-первых, попасть на поверхность одной и той же пылинки, во-вторых, находиться там достаточно долго, чтобы, диффундируя по поверхности, они успели приблизиться друг к другу до того, как процессы десорбции оторвут их. Это, в частности, означает, что само использование уравнения вида (2) для вычисления скорости поверхностных реакций не вполне правомочно, и вместо него должны использоваться статистические методы, учитывающие дискретность поверхностных процессов. К сожалению, эффективной и обоснованной замены уравнению (2), которую можно было бы использовать в химических моделях, пока нет, хотя работы в этом направлении ведутся. Пока же в большинстве моделей используется уравнение (2) с коэффициентами, рассчитанными в работе [11] на основе приближенных представлений о подвижности молекул на поверхности пылинок.

Начальные условия

Для интегрирования дифференциальных уравнений (1-2) необходимо указать начальные условия. Как правило, при моделировании протозвезд полагают, что в начальный момент времени исследуемый объект состоит только из атомов или атомарных ионов. Исключение обычно делается для водорода, который считается сразу молекулярным. Иногда также предполагается, что часть атомов углерода и кислорода изначально связана в молекулу СО. В базу данных UMIST включены следующие атомы — H, He, C, N, O, Mg, Na, Fe, S, Si, P и Cl. Их общее содержание в межзвездной среде известно довольно хорошо по наблюдениям Солнца и исследованиям метеоритов. Стандартом в настоящее время считается солнечный химический состав, определенный Андерсом и Гревессе [12] и исправленный в [13]. Он приведен в первом столбце таблицы 2. Однако реальный химический состав межзвездного газа отличается от этих значений, поскольку значительная доля некоторых элементов входит в состав пылинок и не участвует в газофазных химических реакциях. Во втором и третьем столбцах таблицы 2 приводятся примерные начальные содержания элементов для двух химических моделей. Начальный химический состав из работы [14] является примером так называемого химического состава с низкой начальной металличностью: содержание металлов в нем по сравнению с солнечным понижено на несколько порядков. В работе Бергина и др. [15] все металлы и углерод полагаются изначально ионизованными.

Важным с точки зрения химического моделирования фактором является заданное в элементном составе отношение содержаний углерода и кислорода C/O. Если это отношение меньше единицы, как в приведенных примерах, практически весь наличный углерод оказывается связанным в прочную молекулу СО, а в газовой фазе остается свободный кислород, что приводит к активизации химических реакций с его участием. Если же по каким-то причинам углерод более обилен, чем кислород, в газовой фазе остаются несвязанные атомы С, что приводит к формированию другого молекулярного состава. Подробно роль элементного состава в химическом моделировании обсуждается, например, в работах [9,16].

Таблица 2. Начальный химический состав для моделей межзвездной среды

Виды моделей

После того как заданы физические условия и определен начальный химический состав, можно приступать к интегрированию системы уравнений (1-2). Первые химические модели были стационарными: производные в уравнениях (1-2) приравнивались к нулю, а полученная система алгебраических уравнений решалась относительно равновесного содержания различных молекул. Однако наблюдательные данные указывают, что химический состав молекулярных облаков зачастую далек от равновесия, и потому для его исследования необходимы нестационарные модели. В зависимости от требуемой правдоподобности и цели исследования модель может строиться как для фиксированных, так и для меняющихся со временем физических условий. Закон, по которому зависят от времени плотность газа и температура, может задаваться как произвольно, так и на основе гидродинамических вычислений (см. напр. [17,18]). При этом может моделироваться химический состав как одной точки облака (обычно центральной), так и набора точек, например, распределенных по радиусу. Наконец, моделирование химической и динамической эволюции облака может осуществляться одновременно и самосогласованно (см. напр. [19,20]).

Способы интегрирования

Система дифференциальных уравнений (1-2), как правило, является жесткой (с математической точки зрения это означает, что у ее якобиана есть собственные числа с большой отрицательной вещественной частью), поэтому для ее решения используются специальные численные методы. Некоторые из них, например, LSODE и VODE, реализованы в виде общедоступных программ на ФОРТРАНе.

Зачем все это нужно

Диагностика физических условий

Выше уже говорилось, что молекулы представляют собой важнейшее средство для определения физического и динамического состояния межзвездного газа, иными словами, для определения его плотности, температуры, степени ионизации, напряженности магнитного поля (по зеемановскому расщеплению линий) и скорости движения. В принципе, для определения плотности и температуры достаточно оценить населенности уровней, вовлеченных в наблюдаемый переход. Возможность использования данной молекулы и данного перехода в качестве индикатора плотности газа можно характеризовать значением критической концентрации излучающего газа n_cr. При n > n_cr столкновительные переходы молекул данного типа в состояние с более высокой энергией происходят чаще, чем излучение соответствующих квантов. Упрощенно можно считать: наблюдение определенного перехода означает, что плотность исследуемого объекта превышает критическую. В таблице 3 приведены значения критических концентраций для некоторых молекул [21], которые часто используются в качестве индикаторов плотности молекулярных облаков. Однако при этом нужно учитывать, что соответствующий профиль линии получен в результате усреднения по лучу зрения и по площади диаграммы направленности телескопа. Чтобы соотнести данные наблюдений молекулы с состоянием газа в целом, необходимо знать, каково ее относительное содержание (чтобы перейти от концентрации, скажем, аммиака к концентрации H₂) и насколько хорошо она перемешана с молекулярным водородом. Без детальной химической модели ответить на эти вопросы невозможно.

Таблица 3. Критические концентрации для некоторых молекул [21]

В ряде случаев распределение вещества в облаке можно определить по наблюдениям теплового излучения входящей в это облако пыли. Однако только наблюдения молекул позволяют получить информацию о поле скоростей в данном облаке. Ширина молекулярных линий обычно существенно превосходит тепловую, из чего делается вывод о наличии в областях звездообразования хаотических турбулентных движений. По отклонениям формы профиля от гауссианы можно судить о наличии в объекте упорядоченного движения — коллапса, разлета или вращения (рис. 2).

Рис. 2. Характерный вид профиля молекулярной линии для коллапсирующего сферически-симметричного облака (из работы Павлюченкова и др. [22]).

Химические часы

Межзвездные молекулы условно делятся на «ранние», то есть достигающие максимального содержания быстро (~10⁴ лет), и «поздние», достигающие равновесия медленно (>10⁶ лет.) Теоретически, определив в протозвездном объекте относительное содержание «ранних» и «поздних» компонентов, можно оценить его возраст и сделать выбор в пользу «быстрого» или «замедленного» коллапса, упомянутых в первом разделе. Терциева и Хербст [9], например, воспользовались этим способом для определения возраста молекулярного облака TMC-1. Сравнив наблюдательные данные с результатами газофазной химической модели, основанной на базе данных NSM, они обнаружили, что наилучшее согласие между наблюдаемыми и теоретическими обилиями достигается к моменту времени t = 2 ⋅ 10⁴ лет. Однако пока такой способ определения возраста остается неоднозначным, главным образом из-за того, что у некоторых «ранних» молекул может наблюдаться повторный рост содержания в более поздние моменты времени. Например, в работе [20] отмечается, что у простой углеродной цепочки C₂S, которая считается типичной «ранней» молекулой, есть и второй пик содержания, приходящийся на время порядка нескольких миллионов лет, поэтому наличие этой молекулы в объекте необязательно является признаком его молодости. Робертс и Хербст [23] дополнили модель Терциевой и Хербста [9] реакциями на поверхности пылинок и обнаружили, что согласие теоретических расчетов с наблюдениями и в этом случае достигает максимума к t = 2 ⋅ 10⁴ лет, а затем ухудшается. Однако при t ~ 10⁷ лет содержание большинства молекул вновь приближается к наблюдаемым значениям. Это означает, что пока на основании одних только химических расчетов оценить возраст TMC-1 не удается. Вероятно, ответ может быть получен с помощью одновременного химического и динамического моделирования этого объекта.

Обратная связь с динамикой

Наконец, нужно отметить, что содержание молекул не является пассивным следствием тех или иных физических условий. Сами эти условия в свою очередь зависят от молекулярного состава газа. Во-первых, излучение самых обильных молекул (в первую очередь, СО) не только является источником информации об объекте, но и приводит к существенным потерям энергии из среды, внося существенный вклад в ее энергетический баланс, что отражается и на динамическом состоянии газа.

Во-вторых, для учета сопряженности между магнитным полем и веществом в плотном газе необходимо знать величину степени ионизации, от которой зависят такие важные факторы, как продолжительность дозвездной фазы эволюции замагниченных облаков и характер аккреции вещества в замагниченных протозвездных дисках. Если в диффузном веществе (с плотностью менее 10⁴ см^-3) главным источником электронов являются металлы, сера и углерод, то в более плотном газе эти элементы аккумулируются на пылинках («вымерзают»), и роль главных поставщиков электронов переходит к более сложным ионам — H₃⁺, HCO⁺, N₂H⁺ и другим, вовлеченным в сложные химические реакции. В таком веществе вычислить степень ионизации невозможно без учета довольно сложного комплекса химических процессов [24].

Заключение

Изучение химии молекулярных облаков — интереснейшая и интенсивно развивающаяся отрасль астрономии. Можно без преувеличения сказать, что накопленный в настоящее время объем наблюдательной информации существенно превышает достижения теоретиков. Упрощенные модели, в которых изучаемый объект представляется одной или несколькими точками в пространстве и времени, внесли большой вклад в развитие понимания межзвездных химических процессов, однако по мере накопления наблюдательных данных все более очевидными становятся их недостатки. Как показывают наши исследования [20,22], даже самосогласованная химико-динамическая модель в одномерном приближении способна объяснить только химическую структуру дозвездных облаков, но не позволяет удовлетворительно вопроизвести форму спектральных линий. Для уверенной интерпретации наблюдений необходимы модели, в которых химическая эволюция газа рассматривалась бы одновременно с его динамической эволюцией и как минимум в двумерном приближении. Так что работы в этой области предстоит очень много. Особенно же бурный расцвет ожидает астрохимию через несколько лет, когда будет введена в строй интерферометрическая система субмиллиметровых телескопов ALMA, которая позволит построить подробные химические карты самых плотных областей дозвездных облаков и протозвездных дисков.

Литература

1. Ward-Thompson D. Isolated star formation: from cloud formation to core collapse // Science. 2002. V.295. P.76.
2. Hartmann L., Ballesteros-Paredes J., Bergin E.A. Rapid formation of molecular clouds and stars in the solar neighborhood // Astrophys. J. 2001. V.562. P.852.
3. Pringle J.E., Allen R.J., Lubow S.H. The formation of molecular clouds // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 2001. V.327. P.663.
4. Ohishi M., Irvine W.M., Kaifu N. Molecular abundance variations among and within cold, dark molecular clouds // In «Astrochemistry of Cosmic Phenomena». Ed. P.D.Singh. Dordrecht: Kluwer. 1992. P.171.
5. Herbst E., Klemperer W. The formation and depletion of molecules in dense interstellar clouds // Astrophys. J. 1973. V.185. P.505.
6. Tafalla M., Myers P.C., Caselli P., Walmsley C.M., Comito C. Systematic molecular differentiation in starless cores // Astrophys. J. 2002. V.569. P.815.
7. van Dishoeck E.F., Blake G.A. Chemical evolution of star-forming regions // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1998. V.36. P.317.
8. Millar T.J., Farquhar P.R.A., Willacy K. The UMIST Database for Astrochemistry 1995 // Astron. Astrophys. Sup. 1997. V.121. P.139.
9. Terzieva R., Herbst E. The sensitivity of gas-phase chemical models of interstellar clouds to C and O elemental abundances and to a new formation mechanism for ammonia // Astrophys. J. 1998. V.501. P.207.
10. Snell R.L., Howe J.E., Ashby M.L.N., Bergin E.A. et al. Water abundance in molecular cloud cores // Astrophys. J. Lett. 2000. V.539. P.L101.
11. Hasegawa T.I., Herbst E., Leung C.M. Models of gas-grain chemistry in dense interstellar clouds with complex organic molecules // Astrophys. J. Sup. 1992. V.82. P.167.
12. Anders E., Grevesse N. Abundances of the elements: meteoritic and solar // Geochim. Cosmochim. Acta. 1989. V.53. P.197.
13. Grevesse N., Sauval A.J. Standard solar composition // Space Science Rev. 1998. V.85. P.161.
14. Aikawa Y., Herbst E. Deuterium fractionation in protoplanetary disks // Astrophys. J. 1999. V.526. P.314.
15. Bergin E. A., Langer W.D., Goldsmith P.F. Gas-phase chemistry in dense interstellar clouds including grain surface molecular depletion and desorption // Astrophys. J. 1995. V.441. P.222.
16. Shalabeia O.M. The effect of the initial elemental abundance on gas-grain chemical models // Astron. Astrophys. 2001. V.370. P.1044.
17. Bergin E.A., Langer W.D. Chemical evolution in preprotostellar and protostellar cores // Astrophys. J. 1997. V.486. P.316.
18. Aikawa, Y., Ohashi, N., Inutsuka, S., Herbst, E., Takakuwa, S. Molecular evolution in collapsing prestellar cores // Astrophys. J. 2001. V.552. P.639.
19. Shematovich V.I., Shustov B.M. , Wiebe D.S. Self-consistent model of chemical and dynamical evolution of protostellar clouds // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1997. V.292. P.601.
20. Li Z.-Y., Shematovich V.I., Wiebe D.S., Shustov B.M. A coupled dynamic and chemical model of starless cores of magnetized molecular clouds. I. Formulation and initial results // Astrophys. J. 2002. V.569. P.792.
21. Evans N.J. II Physical conditions in regions of star formation // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1999. V.37. P.311.
22. Павлюченков Я.Н., Шустов Б.М., Шематович В.И., Вибе Д.З., Ли Ж.-Ю. Химико-динамическая модель дозвездного ядра L1544: сравнение модельных и наблюдаемых спектров излучения C¹⁸O, HCO⁺ и CS // Астрон. ж. 2003. В печати.
23. Roberts H., Herbst E. The abundance of gaseous H₂O and O₂ in cores of dense interstellar clouds // Astron. Astrophys. 2002. V.395. P.233.
24. Wiebe D., Semenov D., Henning Th. Reduction of chemical networks. I. The case of molecular clouds // Astron. Astrophys. 2003. V.399. P.197.