<< Титульный лист | Оглавление | 2. Краткое описание модели >>
1. Введение
Задача о рождении звёзд внутри молекулярных облаков является одной из наиболее интересных в современной астрофизической науке. Вопросы звездообразования изучаются уже достаточно давно, но на некоторые из них ответы до сих пор не получены. Один из неразрешенных вопросов заключается в том, как формируются внутри молекулярных облаков плотные, так называемые дозвёздные ядра, в которых, в свою очередь, впоследствии рождаются маломассивные звёзды. Прежде всего, необходимо знание о наиболее вероятной временной шкале образования дозвёздных ядер и характере изменения плотности в сжимающихся областях. Наблюдения дозвёздных ядер в линиях излучения различных молекул показали, что концентрации молекул и их распределения в ядре могут помочь установить интересующие параметры образования ядер. Характер изменения плотности при сжатии облака определит вклад в химическую эволюцию эффекта вымораживания молекул на поверхности пылевых частиц, влияния ультрафиолетового излучения, космических лучей и некоторых других факторов.
Сегодня существует три основных вида газодинамических моделей образования дозвёздных ядер [1]. Первый, классический, тип моделей рассматривает сжатие облака под действием самогравитации, которому противодействует газовое давление в молекулярном облаке. Второй тип моделей, так называемый стандартный тип, основное внимание уделяет не только газовому давлению, но и вкладу магнитного поля в противодействие сжатию. Наконец, третий тип динамических моделей - это образование дозвёздных ядер вследствие действия сверхзвуковых турбулентных потоков на газ облака. При этом дозвёздное ядро после формирования может как продолжить сжатие, так и рассеяться или быть разрушенным новым турбулентным потоком. Каждая из газодинамических моделей имеет свои достоинства и недостатки [1].
Поскольку динамических подходов к сжатию молекулярных облаков и образованию дозвёздных ядер достаточно много, и предсказания характера развития сжатия в разных подходах могут быть весьма не похожи, то задачу об определении динамического режима с помощью межзвёздной химии целесообразно начать с самых простых динамических моделей. Это позволит чётко понимать как те или иные характеристики образования ядра отразятся на его химической структуре - концентрациях молекул и их распределениях. Цель настоящей работы заключается в нахождении наиболее информативных химических соединений для установления динамического характера сжатия облака.
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Краткое описание модели >>
|
Публикации с ключевыми словами:
химическая эволюция - Протозвезды
Публикации со словами: химическая эволюция - Протозвезды | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
