Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Наблюдательные данные о межзвездных: облаках . 6
Глава 2. Основные уравнения и метод решения 18
2.1. Описание модели 18
2.2. Расчет ослабления ультрафиолетового излучения в облаке 26
Глава 3. Механизмы нагрева и охлаждения в межзвездных облаках 33
3.1. Механизмы нагрева 33
3.2. Механизмы охлаждения 44
Глава 4. Исследование условий образования окиси углерода в межзвездных облаках 55
Глава 5. Исследование строения мекзвездных облаков . 73
5.1. Структура диффузных облаков, охлаткдаемых ионизованным и нейтральным углеродом 73
5.2. Строение турбулентных облаков 88
Глава 6. Структура массивных молекулярных облаков . 93
6.1. Результаты расчетов моделей 93
6.2. Модель массивного облака 98
6.3. Турбулентность в межзвездных облаках 103
Заключение 107
Приложение 112
Литература 115
- Расчет ослабления ультрафиолетового излучения в облаке
- Механизмы охлаждения
- Структура диффузных облаков, охлаткдаемых ионизованным и нейтральным углеродом
- Турбулентность в межзвездных облаках
Введение к работе
Межзвездные облака представляют собой сравнительно плотные и холодные образования, погруженные в горячую, разреженную межоблачную среду. В облаках сосредоточена основная масса межзвездного газа. Наблюдаемые облачные структуры охватывают целый спектр облаков с различными свойствами - от мало массивных диффузных до гигантских молекулярных. По всей видимости массивные облака образуются путем слипания сталкивающихся небольших диффузных облаков. Когда по мере роста массы плотность на луче зрения становится достаточной для экранировки внешнего излучения, в облаке возникают плотные молекулярные ядра.
Данные наблюдений свидетельствуют о том, что звезды в основном образуются именно в молекулярных облаках. Мощные инфракрасные источники и Н II области, указывающие на места образования массивных звезд, связаны главным образом с гигантскими молеклярными облаками. Таким образом, условия в молекулярных облаках задают исходные параметры для исследования образования звезд.
Кроме того, к настоящему времени накоплен обширный наблюдательный материал о межзвездных облаках, требующий интерпретации и анализа. Поэтому необходимо иметь ясные представления о структуре и физических характеристиках межзвездных облаков.
В большинстве случаев можно считать, что облака находятся в динамическом равновесии с межоблачной средой. В связи с этим несомненный интерес представляет исследование строения квазистатических облаков, поддерживаемых в равновесии гравита - 4 цией и внешним давлением.
Настоящая работа посвящена исследованию внутреннего строения равновесных межзвездных облаков. Рассмотрены следующие основные вопросы.
1. Исследованы возможные механизмы нагрева и охлаждения в межзвездных облаках и их роль в распределении температуры газа по облаку.
2. Проведен количественный анализ изменения молекулярного состава в облаках в зависимости от оптической толщины, плотности и температуры газа.
3. Разработан алгоритм численного исследования структуры межзвездных облаков.
4. Проведено детальное исследование строения диффузных облаков.
5. Рассмотрено влияние турбулентного давления на структуру межзвездных облаков. Показано, что в молекулярных облаках турбулентная скорость должна уменьшаться к центру и величина ее определяется из условия равенства турбулентной и тепловой энергии.
6. Показано, что плотные молекулярные облака должны быть окружены протяженными диффузными оболочками из атомарного водорода. Только в облаках, где плотность на луче зрения превышает величину 5-Ю см , могут выделиться холодные, плотные области.
7. Построена модель массивного молекулярного облака. Получена зависимость скорости турбулентности от размеров области внутри массивного облака. Сделан вывод о том, что наблюдаемые гигантские молекулярные облака находятся в квазиравновесном состоянии и должны быть долгоживущими образованиями.
Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения и приложения.
В первой главе критически рассмотрены имеющиеся наблюдательные данные о межзвездных облаках. Обсуждаются их параметры и свойства. Особое внимание уделено массивным молекулярным облакам, проблеме их стабилизации. Приведены наблюдательные сведения о турбулентности в межзвездных облаках.
Во второй главе рассмотрены основные уравнения, описывающие модель межзвездного облака и схема их решения. Также исследован вопрос об ослаблении ультрафиолетового излучения в облаке.
Третья глава посвящена изучению механизмов нагрева и охлаждения в условиях плотных межзвездных облаков.
В четвертой главе приведены результаты численного расчета уравнений химического равновесия.
В пятой главе на основе рассчитанных моделей обсуждаются характеристики и структура межзвездных облаков. Первая часть главы посвящена строению диффузных облаков, во второй части исследуется влияние турбулентности на параметры облаков.
В шестой главе на основе построенной модели обсуждается строение массивных молекулярных облаков. Анализируется поле турбулентных скоростей внутри облака. Показана возможность существования равновесных массивных облаков.
В заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации и обсуждаются некоторые выводы.
Расчет ослабления ультрафиолетового излучения в облаке
О внутренней структуре диффузных облаков известно мало. Данных по НІ для этого недостаточно [43]. Регистрация линий СО и ОН в направлении некоторых диффузных облаков [43],[75] позволила оценить характеристики центральных областей. Плот-ность газа, полученная по линиям ОН в среднем 70 см , что несколько выше средней концентрации частиц в диффузных облаках, оцененной по HI: 30 см" [98]. Характерная кинетическая температура газа в этих облаках около І00К. Бее линии имеют сверхтепловые уширения. Причем молекулярные линии заметно уже атомарных: дисперсия скоростей по линиям НІ в среднем 2.5 км с , а по линиям СО и ОН соответственно 0.7 и 0.5 км с .
Плотные облака по своим характеристикам принято разделять на три типа - темные, молекулярные и гигантские молекулярные облака. Темные облака с характерными массами 10 ТП , размеры которых в основном не превышают 2 - 3 пс, обычноне связаны с яркими эмиссионными туманностями и в оптическом диапазоне выглядят как темные провалы на фоне звезд. Сюда же относятся большие изолированные глобулы - глобулы Бока. В центральных 4 -3 областях темных облаков плотность газа достигает 10 см , температура ЮК. По наблюдениям ряда молекул (13С0, Н2С0 и других), а также по поглощению пыли установлено, что распределение плотности в небольших темных облаках, как правило, обратно пропорционально квадрату радиуса: П оС R [іІ4]. Ширины молекулярных линий в этих облаках достаточно узкие и, как правило, не превышают I - 2 км с" , а таких сложных молекул, как Нг С0, составляют всего 0.2 км с . Так как более сложные молекулы образуются в достаточном количестве и наблюдаются в более внутренних областях, имеется возможность получить зависимость діУ от радиуса облака. Анализ данных по темным облакам [90], [П4] показывает зависимость ді5"сС R .По всей видимости, темные облака представляют собой объекты, в которых процесс звездообразования еще не начался, либо остатки обьектов, в которых этот процесс уже закончился. Последнее предположение основано на том, что: I) темные облака, как правило, наблюдаются группами; 2) эти группы облаков связаны с молодыми звездами.
Типичным примером такого комплекса является совокупность темных облаков а Тельце, разбросанной в области 8, что составляет около 20 пс при принимаемом расстоянии до комплекса І40 пс[4б]. В этой области зарегистрирована группа молодых Т Таип звезд. Параметры некоторых облаков этого комплекса приведены в табл. І.І. Наиболее крупным из них является облако В22 или облако Хейлеса 2 , имеющим размеры 5x1.6 пс. Средняя плотность в области излучения Бг)С0 около 10 см" [НО], масса облака Ют . В этом объекте погруженных внутрь звезд и мощных инфракрасных источников не обнаружено. Температура газа сг14К [79].
Внутри облака выделяется плотная конденсация, которая получила свое название - Молекулярное Облако в Тельце I (ТМС I). Это один из немногих обьектов, в которых наблюдаются редкие молекулы (такие как HCgN , HC N и др.). Размеры конденсации 0.5x0.1 пс. Плотность газа в этой области по данным Н2С0 [66], CS [87], НС3М [108] составляет 6-10 см . Предполагая, что область имеет форму цилиндра размерами 0.5х 0.1x0.1 пс, получаем массу 20Шо . Температура газа по СО [66],NHg [l2l] около I0K. Ширины молекулярных линий в этой области довольно узкие и меняются ОТ Д1$"(0Н)сг0.5 км с до AiKHgCO) fts0.2 км с , что свидетельствует о практически дозвуковых скоростях хаотических движений.
К молекулярным обычно относят облака более сложные, более крупные и массивные. Их характерные массы 10 - 10 ГП Они почти всегда связаны с НИ областями. Плотность в централь-ных частях достигает 10 см . Температура газа в этих областях не везде такая низкая, как в темных облаках и, по крайней мере, в некоторых местах (в районе НИ областей) превышает 20 - ЗОК. По всей видимости этот признак является наиболее существенным для разделения плотных облаков на темные и молекулярные [22]. Следует отметить, что плотные области в темных облаках имеют более высокое содержание сложных молекул, чем в молекулярных облаках [22].
Типичным примером молекулярного облака может служить об-лако о Oph , имеющий массу около 3-Ю ГПф . В этом обьекте зарегистрировано в эмиссии и поглощении более чем 10 молекул. Наблюдения распределения различных молекул и поглощения пыли выявляют следующую иерархическую структуру облака: I) оболоч-ка атомарного водорода с низкой плотностью: Г) 4 см" [101], ее размеры 10 пс и масса 100 ГП ; 2) область с Ау 1, характеризуется эмиссией СО, имеет размеры 3 пс, массу 2-ІО3ГГЇ0; 3)область низко возбужденных переходов молекул 13С0, ОН, НаС0, размеры которой I пс, масса 500tttQ , средняя -плотность / 10 см ; 4)область высоковозбужденных переходов молекул 50, НС0+, HCW , ее размеры 0.1 пс, масса 20Шо , средняя плотность ICP см . По распределению Н СО и SO выделяется два фрагмента в центральной области, плотность в которых достигает величины 3-Ю5 см"3[89]. По молекулярным картам и поглощению пыли получена зависимость плотности от радиуса R внутри этих фрагментов: П ос R [iOl]. Кинетическая температура газа в центральной области меняется в пределах 10 - 30 К, и повышается до 40 К в направлении НИ областей. С облаком (оОрп связано б компактных зон НИ, а также зарегистрировано около 70 инфракрасных источников на 2 мкм[37] . Из шести компактных НИ областей три ассоциируются с инфракрасными источниками.
Гигантские молекулярные облака выделяются как облака с большими массами: 10 1DQ« ПО всей видимости это наиболее массивные объекты в Галактике. Исследование распределения СО в этих облаках указывает на то, что большинство из них вытянуты вдоль галактической плоскости и имеют максимальные размеры 100 пс[33]. Эти объекты крайне неоднородны и клочковаты. По распределению различных молекул в них выделяется четкая иерархия более плотных и малых сгустков, погруженных в более крупные и разреженные. Молекулярные области окружены разреженными оболочками атомарного водорода[ I20].
Механизмы охлаждения
При исследовании строения и эволюции межзвездных облаков важно выделить те основные процессы нагрева и охлаждения, кото-_ рые определяют температуру газа. Если в диффузных облаках нагрев главным образом обеспечивается ультрафиолетовым излучением, а охлаждение - ионами углерода (см., например, [4і]), то в плотных и массивных облаках эти механизмы становятся не везде эффективными и появляются новые, связанные, например, с образованием молекул. В данной главе анализируются известные источники нагрева и охлаждения с целью определения, какие из них следует учитывать в тепловом балансе плотных межзвездных облаков.
Исследования показывают ("см., например, [52],[42]), что в условиях п 10 см и Т 100 К в тепловом балансе важную роль должны играть следующие источники нагрева: 1) нагрев фотоэлектронами с пылевых частиц, 2) нагрев рентгеновским излучением и космическими лучами, 3) нагрев при образовании молекул Нр на поверхности пылинок, 4) химический нагрев, 5) нагрев при диссипации турбулентности. Рассмотрим каждый из этих механизмов. Фотоэлектронная эмиссия с пылевых частиц. Ультрафиолетовое межзвездное излучение может эффективно выбивать электроны с поверхности пылевых частиц. Если энергия этих электронов выше кинетической энергии газа, избыток идет на ангрев. Этот источник нагрева впервые рассматривался в работе [I26J. . Количество энергии, получаемое газом от фотоэлектронов труд но оценить точно, так как недостаточно известны свойства поверхности пылинок. Присутствие ледяной мантии может сильно уменьшить эффективность выбивания электронов [12б]. С другой стороны, разного рода вкрапления и загрязнения способствуют увеличению эффективности выбивания. Обычно предполагается, что межзвездное излучение в диапазоне 912-1240 А выбивает из силикатных пылинок электроны с энер гией I эВ с вероятностью 0.1 [і2б]. Здесь 1240 А - предельное значение длины волны излучения, способного эффективно выбивать электроны. Скорость нагрева описывается выражением где rid - число пылинок в единице обьема, 6(А)- сечение погло щения излучения, у(А)- вероятность выбивания фотоэлектрона с энергией интенсивность межзвездного излучения на глубине 2 . В виду большой неопределенности в у (Л) и ДЕ СА) обычно используются приближенные средние величины: у 0.1 , дЁ I эВ [52]. Тогда В областях, где можно пренебречь ослаблением межзвездного по ля излучения, получим следующую величину скорости нагрева: Нагрев космическими лучами и рентгеновским излучением. Космические лучи, взаимодействуя с газом межзвездного облака, ионизуют и нагревают его. Так как с ростом энергии космических частиц резко падает сечение их взаимодействия с атомами и молекулами, при исследовании нагрева рассматриваются частицы низкой энергии. Спектр космических лучей в межзвездной среде из вестей недостаточно хорошо. Поэтому в энергетическом балансе межзвездных облаков обычно рассматривается взаимодействие газа с космическими частицами с энергией 2 МэВ, источниками которых, как предполагается, являются сверхновые звезды [116]. В плотных облаках следует учитывать взаимодействие с электронами и молекулами Но [57].
Когда быстрый протон ионизирует атом водорода, образуются ион Н " и первичный электрон. Положительный ион водорода реком-бинирует с тепловым электроном, излучая при этом фотон, но не выделяя никакого тепла. Первичный электрон теряет энергию на электронное возбуждение и ионизацию атомов и молекул и при этом также не выделяется тепло. Только после того, как кинетическая энергия первичного электрона или вторичных электронов станет ниже порога возбуждения атома водорода Г10.2 эВ), эта энергия идет на нагрев газа при упругих столкновениях с атомами водорода, тепловыми электронами и другими элементами. Если же в газе есть молекулы Но, электроны могут терять энергию на колебательные и вращательные возбуждения вплоть до 0.044 эВ -порога для перехода j = 0 — 2 параводорода. Учет нагрева в этом случае усложняется еще различными диссоциационными процессами, которые делают вклад в нагрев.
Энергия, которую космические лучи отдают непосредственно свободным электронам, почти полностью идет на нагрев, потому что в среднем свободные электроны получают недостаточно энергии (10 эВ), чтобы возбудить атомарный водород [57J.
Распределение энергии первичных электронов, освобождаемых при ионизации Н, Hg, Не почти не зависит от энергии космических частиц. На ионизацию космическая частица в среднем теряет 35 эВ[59]. Таким образом, можно предположить, что все первичные электроны имеют в среднем энергию 20 эВ. Эти электроны теряют свою энергию при взаимодействии со свободными электронами, атомами и молекулами водорода. Энергия вторичных электронов пол ностью идет на нагрев газа. В таблице 3.1 приведен перечень этих процессов, а также сечения реакций и энергия вторичных электронов.
Структура диффузных облаков, охлаткдаемых ионизованным и нейтральным углеродом
В диффузных облаках и оболочках молекулярных облаков на небольших оптических глубинах и при низких плотностях основными источниками охлаждения являются тяжелые элементы с низким потенциалом возбуждения. В результате ударного столкновения с атомами водорода и электронами возбуждаются уровни тонкой струк туры тяжелых элементов и их ионов. Излучаемый после этого фотон в инфракрасной области спектра почти беспрепятственно уходит из среды. Основной вклад при Т 100 К дают ионы углерода С , а при более высоких температурах следует учитывать охлаждение нейтральными атомами кислорода [4l]. Выражения для скоростей -Я охлаждения при п ;$ 300 см , когда незначительна ударная дезак тивция возбужденных состояний, имеют вид[Ю4]: Оптическая толщина в линиях 156 мкм (С4") и 147 мкм (0) 2Т -2 меньше единицы при М 10 см . Так как охлаждение ионами углерода и атомами кислорода следует учитывать только в области N : Ю 1 см , эффектом самопоглощения в линиях можно пренебречь. По-видимому, роль нейтральных атомов углерода в охлаждениигаза межзвездных облаков незначительна. Согласно расчетам [3J, охлаждение ионами С+ преобладает над охлаждением атомами угле 21 -2 рода вплоть до N 1.2 10 см . А на таких глубинах начинают эффективно образовываться молекулы окиси углерода [ЮЗ], которые являются одними из основных источников охлаждения в плотных межзвездных облаках. Тем не менее, могут существовать ситуации, когда на границе этой зоны охлаждение атомами С играет важную роль в тепловом балансе. Вопрос об охлаждении молекулами окиси углерода рассмотрим подробнее. Потери энергии молекулами СО осуществляется линейчатым излучением в миллиметровом диапазоне при спонтанных переходах между вращательными состояниями J - д - I. Возбуждение молекулы определяется столкновениями с Н, Но, Не. В общем виде скорость охлаждения единицы объема газа записывается в виде: Здесь rij - населенность J - го вращательного уровня, 0,3-1= 2.236 10 Э /(2J+1) с - вероятность спонтанного перехода, ЛEj 3-і = 7 64 I0_IJ эрг - энергия перехода, L(T)- функция, учитывающая, что квант с длиной волны \j 3_-} свободно покинет облако с оптической глубины. Функция L(T) делает формулу (3.13) нелокальной. Скорость охлаждения становится зависящей от распределений плотности и температуры в облаке, поля скоростей и других характеристик, способных повлиять на распределение излучения в облаке. В пред положении, что контур линий доплеровский и происходит полное перераспределение по частотам, для функции L(T) можно восполь зоваться результатами расчетов В.В.Иванова и В.Т.Щербакова [II] выполнившими табулирование L(T) ДЛЯ Т 100. Для больших опти ческих глубин получена ассимптотика: При.вычислении скорости охлаждения по формуле (3.13) основные трудности связаны с определением населенностеи вращатель ных уровней Hj . Для этого необходимо решать систему уравнений баланса с учетом столкновительных и излучательных переходов между уровнями, что требует знания сечений соответствующих элементарных процессов. Такие расчеты для условий в плотных межзвездных облаках проведены в работах [9],[вб], [l02]. Эти иссле-дования показали, что при концентрациях П ICP см населенности вращательных уровней заметно отличаются от больцманов-ских [9]. Причем нижние уровни перенаселены, а верхние недона-селены. И только при Г) 10 см населенности приближаются к больцмановским. Однако при расчете скорости охлаждения нет необходимости точно учитывать вклад каждой линии отдельно, достаточно знать суммарную величину, Посмотрим, можно ли при этом пользоваться больцмановскими населенностями, ограничиваясь вкладом в охлаждение только нижних уровней до некоторого J = Jm(jx . Другими словами, при вычислении скорости охлаждения по формуле (3.13) предположим, что суммирование по J ведется до J/пал » причем для J zJmax величины Hj определяются формулой Больцмана, а при 0 Jmax Hj = 0. После этого основная проблема сводится к определению величины Jmax Согласно расчетам [9],[85],Гі02] , граница между населенными и недонаселенными уровнями достаточно резкая. Примем, что эта граница определяется величиной Эщах Очевидно, J max показывает, до какого вращательного уровня столкновения могут обеспечить возбуждение молекулы и определя ется средней кинетической энергией молекул.
На основе данных о скоростях столкновительных возбуждений [62], а также на основе сравнения, рассчитанных функций охлаждения молекулами СО в условиях плотных межзвездных облаков с результатами Накано [102], Леунга и Лисзта [85], Голдсмита и Лан гера [60] эмпирически было установлено, что величина J , опре деляется неравенством
Из этого неравенства следует: Теперь, учитывая, что для J Э ах Па определяется формулой Больцмана, для скорости охлаждения молекулами СО на основе (3.13) находим
Турбулентность в межзвездных облаках
Остальные скорости фотореакций вычисляются по приближенным формулам согласно [Зі]. Скорость ионизации космическими лучами принимается равным 5 10 с . Глубина проникновения мягких космических лучей с энергией 2 МэВ соответствует Н сг 2 -10 см" [l5j. Так как в расчетах рассматриваются плотности на луче зрения, превышающие эту величину, учитывается ослабление потока космических лучей при \i 10 см.
Характерные времена учитываемых химических процессов не пре вышают времени существования межзвездного облака. Наиболее медленный процесс - образование молекулы Но имеет характерное время 10 лет. Время жизни стационарных облаков по крайней мере на порядок превышает эту величину. Поэтому относительные концен трации элементов определяются из условия химического равновесия.
Уравнения равновесия для всех атомов, ионов и молекул обра зуют систему нелинейных алгебраических уравнений Сем. 2.4). Порядок системы может быть уменьшен из того условия, что полное содержание каждого химического элемента должно быть фиксированным и равным космической распространенности. Таким образом, для каждого химического элемента вводится уравнение вида: где Хд - космическая распространенность элемента А, х(А) - относительное обилие молекул, содержащих п элементов А. К этим уравнениям следует также отнести уравнение баланса заряда:
В системе, имеющей п атомов и молекул, число уравнений равновесия становится равным ns = п- Пр » гДе пг число уравнений типа (4.і). Полагается, что ns уравнений включают в себя в качестве искомых величин только п молекул, так как содержания других молекул могут быть получены из уравнений (4.1). Полученная система нелинейных алгебраических уравнений представляется как где х. - содержание L-ой молекулы.
Решение такой системы находится численно методом Ньютона для систем нелинейных алгебраических уравнений. Для численного счета необходимо задать приближенные значения величин xL. Началь ное распределение искомых величин получаем из уравнений химичес кого равновесия ("4.2) , учитывая только наиболее эффективные процессы на глубине 2=0. Например, молекулы Нг, в этом случае образуются, главным образом, на пылинках и разрушаются ультрафиолетовым излучением. Учитывая, что j (о) «10 с , получаем х(Но) л З I0"8 л Т . Таким образом найдены выражения для всех учитываемых в расчетах молекул и атомов: х(Н) =1-2
Здесь XQ, x , XQ, x e - космические распространенности соответствующих элементов. В работе распространенность элементов принимается по данным Мортона [96] : С/Н = 7.34 Ю 5, 0/Н = 1.76 Ю"4, N /Н = 2.14 10 , полагая, что часть тяжелых элементов осаждены на пылинки .
Решая систему(4.2)получаем химический состав для заданных величин плотности п , температуры Т и глубины z . Расчеты проведены для однородной изотермической полубесконечной среды. Плот 4 -3 ность менялась в пределах 10 - 10 см , температура - в интервале 10 - 100 К. Для каждого значения п и Т химический состав рассчитывался как функция от плотности на луче зрения до f\J = 4 10 см , что соответствует визуальному поглощению Av 25
На рис. 4.1 показана зависимость относительного содержания атомов и молекул от К) для П = 100 см и Т = 50 К. Доля большинства нейтральных молекул начинает заметно увеличиваться при N 4 I010 см . Величина х(С0) в этой области увеличивается до с 10 , но при дальнейшем росте М выходит на полочку и практически не меняется до Н Ю см . В области М (i - 4)10 _р см происходит резкое увеличение содержания СО и при N
Рассмотрим вкратце реакции, определяющие образование СО. На малых оптических толщинах основной вклад вносят ион-молекулярные реакции:Ю см содержание СН4" уменьшается (см. рис. 4.і) и основным источником образования СО становится реакция с ОН. При N (2 - 4)10 см с ослаблением потока внешних излучений заметно падает концентрация ионов и основной вклад в образование окиси углерода вносят реакции:
Как видим, обилие СО в значительной степени определяется обилием ОН.
Содержание большинства нейтральных молекул растет с увеличением N и таких молекул, как ОН, 1 0, СН, достигает величины 10 при N 4 10 см . Относительные концентрации молеку-лярных ионов увеличиваются при М 4 10 см , достигают максимума в области N 10 - 10 см и уменьшаются при N 2 10 см .
