Астронет > Результаты

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

<< 2. Метод | Оглавление | 4. Заключение >>

Повышение скорости ионизации космическими лучами влечет за собой и возрастание степени ионизации вещества, что вызывает замедление сжатия замагниченного облака. Это связано с тем, что магнитное поле будет в этом случае сильнее взаимодействовать с веществом и удерживать его от сжатия. Время, за которое концентрация частиц возраст т от 10₃ до 10₆ см^-3 в центральных частях ядра облака при модельных расчетах увеличится от 6 миллионов лет при до, например, 10 миллионов для $\zeta$ = 3 $\zeta_0$ , 13 - для $\zeta$ = 4 $\zeta_0$ , 15 - для $\zeta$ = 5 $\zeta_0$ и так далее до 50 - для $\zeta$ = 10 $\zeta_0$ . На химии это отразится, так как молекулы получат больше времени для аккреции на пылевые частицы и химические реакции на поверхностях пылинок. Считается, что те времена, которые получаются для значений $\zeta$ > 4 $\zeta_0$ много больше реальных врем н эволюции дозвездных ядер, такие $\zeta$ я рассмотрела для того, чтобы проверить общие тенденции изменения обилий молекул NH₃, N₂H⁺ и H₂О, которые, в общем, при таких $\zeta$ меньше, чем наблюдаемые.

На рисунках 1 и 2 представлены модельные зависимости содержания молекул NH₃, N₂H⁺, H₂O от радиуса в ядре облака для различных значений $\zeta$ . Кинетическая температура газа в облаке равна температуре пыли и составляет 10К. Рисунки приведены для концентрации водорода $\sim$ 10⁶ cm^-3 в ядре облака, которая плавно спадает к краю до 10³ cm^-3.

Обилие молекул, содержащих азот, падает при повышении $\zeta$ . Поведение молекул воды в этом случае не такое просто. До значения $\zeta$ < 3-4 $\zeta_0$ обилие воды в ядре облака раст т, но затем начинает падать с дальнейшим увеличением скорости ионизации. Механизмы, вызывающие эти эффекты, не похожи друг на друга.

$\begin{figure}\centering \epsfig{file=StdCr3.eps,height=23cm} \end{figure}$

Рис. 1. Содержания молекул в ядре облака при стандартной $\zeta=\zeta_0$ = 1.3x10^-17 с^{-3 (сплошная линия) и увеличенной в 3
раза (пунктир)}

$\begin{figure}\centering \epsfig{file=Cr4510.eps,height=23cm} \end{figure}$

Рис. 2. Содержания молекул в ядре облака при $\zeta$ увеличенной в 4 (штрих-пунктир), 5 (точки), 10 (3-штрих-пунктир) раз

3.1. Молекулы NH₃ и N₂H⁺

Как уже говорилось, содержание молекул NH₃ и N₂H⁺ падает при повышении скорости ионизации. Рисунок 3 иллюстрирует причины этого для иона N₂H⁺. Космические лучи (crp - cosmic ray proton) вызывают ионизацию молекул H₂, из-за чего образуются ионы H₂⁺. Затем из этих ионов образуются, при участии молекул водорода, ионы H₃⁺. Так же рисунок показывает простой механизм образования иона Hе⁺. Ионы H₃⁺ и Hе⁺ - одни из самых активных, их содержание во многом определяет ход химических процессов в облаке. При повышении $\zeta$ этих ионов, конечно, образуются больше, чем при более низких значениях скорости ионизации.

За образование ионов N₂H⁺ самыми ответственными являются 2 реакции:

N₂ + H₃⁺

N₂H⁺ + H₂

N₂⁺ + H₂

N₂H⁺ + H

Поскольку скорости ионизации повышены, то и электронов в такой среде становится больше по сравнению со стандартным вариантом. Из-за этого ионы N₂H⁺ очень быстро вступают в реакции рекомбинации:

N₂⁺ + е^-

N₂ + photon

где е^- обозначает электрон. Вновь образовавшиеся молекулы N₂ могут снова перейти в N₂⁺, а могут и прореагировать с химически активными ионами Hе⁺, разрушиться до N и уйти в цепочки образования аммиака. Именно процесс разрушения N₂ вызывает понижение обилия N₂⁺ в ядре облака.

N₂ + He⁺

N⁺ + N + H

Кроме того, в работе [3] говорится о том, что вымораживание N₂ на космической пыли, возможно, является одной из причин снижения содержания этого иона в ядре облака, но тогда этот эффект должен проявляться для всех дозвездных ядер, а не только для избранных объектов.

Схема образования аммиака показана на рисунке 4. Главные химические реакции образования и разрушения молекул аммиака таковы:

N + CRP

N⁺ + e^- + CRP

N⁺ + H₂

NH⁺ + H

NH⁺ + H₂

NH₂⁺ + H 1.28x10^-9

NH₂⁺ + H₂

NH₃⁺ + H 2.7x10^-12

NH₃⁺ + H₂

NH₄⁺ + H 2.00x10^-10

NH₄⁺ + e^-

NH₃ + H

Как в случае $\zeta$ = $\zeta_0$ так и при повышенной скорости ионизации самыми быстрыми реакциями являются реакции с молекулами водорода из-за того, что их содержание в облаке самое высокое по сравнению с любыми другими молекулами. Но повышенная ионизация стимулирует реакции рекомбинации, которые приводят к уходу ионов NH⁺, NH₂⁺, NH₃⁺ из цепочки:

NH⁺ + e^-

N + H 2.35x10^-7

NH₂⁺ + e^-

N + H₂ 1.65x10^-6

NH₂⁺ + e^-

NH + H 1.65x10^-6

NH₃⁺ + e^-

NH + 2H 1.70x10^-6

NH₃⁺ + e^-

NH₂ + H 1.70x10^-6

Справа приведены коэффициенты скоростей реакций из цепочки и реакций рекомбинации (курсив.) Если эти коэффициенты умножить на содержание обоих реагентов, то получится скорость реакции. Ясно видно, что по мере продвижения вглубь цепочки коэффициенты скоростей реакций становятся все меньше и меньше, чего нельзя сказать о коэффициентах реакций рекомбинации. Так как при $\zeta$ > $\zeta_0$ электронов значительно больше, чем в случае стандартной скорости ионизации, то гораздо большее количество ионов из цепочки будет реагировать с ними.

Из-за удлинения временной шкалы большее число образовавшихся молекул NH и NH₂ сможет аккрецировать на пылинки по сравнению с вариантом $\zeta$ = $\zeta_0$ . На поверхностях пылинок эти молекулы последовательно присоединяют к себе по одному атому водорода до превращения в аммиак.

Кроме всего перечисленного аммиак разрушается при повышении скоростей ионизации космическими лучами за сч т реакций с химически активным ионом He⁺:

NH₃ + He⁺

NH₂⁺ + H + He

NH₃ + He⁺

NH⁺ + 2H + He

Вследствие этих трех процессов содержание аммиака на пылинках значительно возраст т (рис 5), но упадет в газовой фазе.

Рис. 3. Схема, показывающая главные химические реакции образования ионов H₃⁺, He⁺ и N₂H⁺ (контур), реакции, ответственные за разрушение иона N₂H⁺ в условиях повышенной $\zeta$ (жирный контур)

Рис. 4. Схема, показывающая главные химические реакции, ответственные за образование
молекулы NH₃ (контур) и разрушение в условиях повышенной $\zeta$ (жирный контур)

3.2. Молекула H₂O

Как уже говорилось, схема реакций образования воды в общих чертах похожа на аммиачную схему, но вед т себя вода при повышении $\zeta$ отлично от аммиака (рисунки 3 и 4) Схема образования воды показана на рисунке 6 и записывается так:

O + CRP

O⁺ + e^- + CRP

O⁺ + H₂

OH⁺ + H 1.71x10^-9

OH⁺ + H₂

H₂O⁺ + H 1.01x10^-9

H₂O⁺ + H₂

H₃O⁺ + H 8.34x10^-10

H₃O⁺ + e^-

H₂O + H

Механизм, приводящий к уменьшению содержания аммиака в облаке не работает в случае воды по нескольким причинам. Во-первых, коэффициенты скоростей реакций из цепочки не так малы, как в случае аммиака и сама цепочка для воды короче (значит, у электронов меньше шансов увести ионы из цепочки). Во-вторых коэффициенты реакций рекомбинации не так велики, как в предыдущем случае:

O⁺ + e^-

O 2.89x10^-11

OH⁺ + e^-

O + H 2.05x10^-7

OH₂⁺ + e^-

OH + H 1.89x10^-6

OH₂⁺ + e^-

O + 2H 1.89x10^-6

В-третьих, образованию промежуточных ионов из цепочки (а, значит, и самой воды) хорошо помогают при повышении $\zeta$ реакции с химически активными ионами, как, например, такие:

O + H₃⁺

OH⁺ + H₂

O + N₂H⁺

OH⁺ + N₂

OH + H₃⁺

H₂O⁺ + 2H

Совокупность этих причин обуславливает повышение обилия воды для $\zeta_0$ < $\zeta$ < (3-4) $\zeta_0$ . Кроме того, обилие воды повышается и на пыли (рисунок 5) как по причине удлинения временной шкалы (молекулы имеют больше времени для вымерзания на пыли) так и из-за повышенного образования этих молекул.

Падение содержания воды в ядре молекулярного облака при более высоких $\zeta$ , по-видимому, не связано с реакциями в газовой фазе. Самое первое и простое объяснение подобного поведения молекул воды состоит в том, что при таких $\zeta$ временная шкала уже удлинилась настолько, что гораздо большее число молекул выморозится на пыли, по сравнению с вариантами $\zeta$ < (3-4) $\zeta_0$ , что и приведет к падению содержания воды в ядре облака. (На рисунке 5 это трудно заметно из-за масштаба.)

Рис. 5. Содержание молекул NH₃ и H₂O на пыли

Рис. 6. Схема, показывающая главные химические реакции, ответственные за образование молекулы H₂O при $\zeta$ = $\zeta_0$ (контур) и в условиях повышенной $\zeta$ (жирный контур)

3.3. Что же дальше?

Кроме молекул NH₃, N₂H⁺ и H₂O я начала рассматривать еще и молекулы СО и НСО⁺, содержание которых тоже меняется при повышении скорости ионизации. Эти молекулы являются важными с наблюдательной точки зрения, о ч м уже говорилось выше. Химические цепочки образования и разрушения этих молекул настолько разнообразны и запутаны, что для них я пока не нашла простых объяснений, подобных тем, что привела в этой работе, с этими соединениями работа еще не закончена. Хотя, предварительно можно сказать, что уменьшение их содержания при $\zeta$ > $\zeta_0$ связано с вымораживанием на пыли из-за удлинения временной шкалы сжатия облака.

Обилия молекул, полученные по результатам модельных расчетов, совпадают с теми, которые получаются из наблюдений (кроме тех случаев, о которых говорилось выше). Очень интересным и важным являются поиски объектов, в которых области понижения концентрации N₂H⁺ в ядрах облаков совпадают с аналогичными областями для молекулы NH₃, для чего необходимо проводить наблюдения с высоким угловым разрешением. Необходимость этих наблюдений отмечается известными учеными-наблюдателями, например, в работе [1]. Очень надеюсь, что такие наблюдения скоро появятся.

<< 2. Метод | Оглавление | 4. Заключение >>

Публикации с ключевыми словами: молекулы - ионизация
Публикации со словами: молекулы - ионизация

См. также:

ДНК: молекула, которая определяет Вас

Туманности IC 59 и IC 63 в Кассиопее

Обнаружение горячего водяного пара в оболочке углеродной звезды.

Центральная молекулярная зона нашей Галактики

M101 в телескоп Спицера

Фуллерены: миниатюрные космические капсулы времени

Ионизационное равновесие

Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце

3. Результаты

Разделы

3.1. Молекулы NH₃ и N₂H⁺

3.2. Молекула H₂O

3.3. Что же дальше?

3. Результаты

Разделы

3.1. Молекулы NH3 и N2H+

3.2. Молекула H2O

3.3. Что же дальше?

3.1. Молекулы NH₃ и N₂H⁺

3.2. Молекула H₂O