Диагностика физических условий в областях звездообразования при помощи химического моделирования

Звездообразование — важный и активно исследуемый процесс. Звезды рождаются в плотных молекулярных облаках, в которых вследствие возникновения гравитационной неустойчивости начинается активный процесс коллапса, приводящий к образованию плотного ядра, где впоследствии может развиться будущая звезда. Однако исследователи ранних стадий звездообразования сталкиваются с рядом трудностей, основная из которых состоит в невозможности непосредственно наблюдать процессы, происходящие в облаке. Это связано с тем, что основным компонентом областей звездообразования является молекулярный водород, который в условиях плотных и холодных молекулярных облаков не излучает. Таким образом, основная масса вещества оказывается невидимой. Если вещество невозможно увидеть непосредственно, возникает вопрос, что можно использовать в качестве индикатора его наличия?
Первым самым очевидным кандидатом на роль индикатора является пыль, присутствующая в облаке в достаточном количестве и излучающая в континууме, тем более, что пыль и газ в облаках хорошо перемешаны. Однако по излучению пыли невозможно определить температуру газа.Также недоступна информация о движении вещества, а значит и о происходящих в нем процессах коллапса и аккреции. Кроме того, оценка физических условий по излучению пыли требует ряда предположений об оптических свойствах пылинок и их химическом составе, определение которых само по себе является отдельной задачей. Таким образом пыль оказывается недостаточно хорошим источником информации, и приходится искать другие индикаторы.
В настоящее время для моделирования областей звездообразования используются данные, полученые как с наземных, так и с космических телескопов, таких как ALMA (Атакамская Большая Миллиметровая/Субмиллиметровая Решётка) или космических телескопов Гершель и Спитцер. И хотя Гершель уже завершил свою работу, полученных им данных, в совокупности с данными Спитцера, накоплено достаточно, чтобы еще на многие годы обеспечивать исследователей материалом для обработки и моделирования. В частности, использование этих данных позволяет восстанавливать распределение плотности и поля излучения в изучаемых объектах. В целом, к построению модели объекта приходится подходить с двух сторон, при помощи модели химической эволюции подбирая такие физические условия, чтобы смоделированные содержания компонентов максимально соответствовали полученным из наблюдений.
Цели диссертационной работы

1. Разработка и тестирование методики, позволяющей моделировать химическую эволюцию сложных молекул в процессе образования звезд в различных условиях и для различных объектов.
2. Выявление сложных молекул, чувствительных к коллапсу и прогреву в процессе эволюции протозвездного объекта.
3. Исследование влияния размера пылинок на химическую эволюцию протозвездного объекта.
4. Выявление молекул, обладающих высоким диагностическим потенциалом для определения элементного состава протозвездного объекта.

Задачи

1. Разработка и программная реализация многоточечной модели эволюции содержаний химических компонентов.
2. Тестирование методики определения химического возраста облака на основе наблюдений областей звездообразования ЭК21(ОЫ) и ТМС-1.
3. Разработка и реализация модели, учитывающей тепловую и плот-ностную эволюцию объекта.
4. Исследование вклада прогрева и коллапса в химическую эволюцию объекта.
5. Разработка и программная реализация модели сложного пылевого состава.
6. Разработка и программная реализация анализатора скоростей реакций.
7. Моделирование химической эволюции областей звездообразования с учетом сложного пылевого состава.
8. Исследование чувствительности химической эволюции к начальному элементному составу области звездообразования.
9. Выявление компонентов, наблюдение которых позволяет получить информацию об элементном составе области звездообразования.

Научная и практическая значимость
В настоящее время астрохимическое моделирование является стандартным подходом к интерпретации спектральных наблюдений как отдельных протозвездных объектов, так и целых областей звездообразования. Однако получение надежных выводов усложняется неопределенностью как внешних, так и внутренних параметров химической модели. Важным критерием адекватности модели и правильности подбора параметров можно считать ее способность одновременно описывать эволюцию как простых двух-трехатомных молекул, так и существенно более сложных соединений. Модель, представленная в исследовании, успешно справляется с поставленной задачей и может эффективно использоваться для диагностики областей звездообразования.
Также важное значение проведенных исследований обеспечивается тем, что в результате проведенной работы из множества молекул, линии которых доступны наблюдениям, выявлены соединения, обладающие максимальным диагностическим потенциалом, наиболее чувствительные к из-
менениям физических условий, либо, напротив, такие, эволюция которых в наименьшей степени зависит от изменений физических условий. В работе даны рекомендации наблюдателям, на каких именно линиях стоит сосредоточить внимание.