КАРТОЧКА ПРОЕКТА ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ И ПОИСКОВЫХ НАУЧНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ,
ПОДДЕРЖАННОГО РОССИЙСКИМ НАУЧНЫМ ФОНДОМ

Информация подготовлена на основании данных из Информационно-аналитической системы РНФ, содержательная часть представлена в авторской редакции. Все права принадлежат авторам, использование или перепечатка материалов допустима только с предварительного согласия авторов.

 

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ


Номер 19-72-00064

НазваниеФракционирование дейтерия в областях образования звезд малой массы

РуководительПунанова Анна Фёдоровна, кандидат наук (признаваемый в РФ PhD)

Организация финансирования, регион федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего образования "Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б.Н. Ельцина", Свердловская обл

Период выполнения при поддержке РНФ 07.2019 - 06.2021 

Конкурс№40 - Конкурс 2019 года «Проведение инициативных исследований молодыми учеными» Президентской программы исследовательских проектов, реализуемых ведущими учеными, в том числе молодыми учеными.

Область знания, основной код классификатора 02 - Физика и науки о космосе, 02-704 - Физика и эволюция звезд и межзвездной среды

Ключевые словаЗвездообразование, астрохимия, МЗС, молекулярные облака, дозвездные ядра, фракционирование дейтерия, фракционирование изотопов

Код ГРНТИ41.25.29


СтатусУспешно завершен


 

ИНФОРМАЦИЯ ИЗ ЗАЯВКИ


Аннотация
Согласно современным представлениям, образование звезд малых масс начинается в так называемых дозвездных ядрах - плотных (>10^5 cm^-3) холодных (~10 К) сгустках внутри молекулярных облаков - гигантских областей межзвездной среды, наполненных космической пылью и, преимущественно, молекулярным газом. Дозвездные ядра отличаются относительно простой морфологией: имеют форму, близкую к сферической, радиальное распределение плотности, как правило, хорошо описываемое степенным законом, и практически постоянную по радиусу температуру. Радиолинии молекул, наблюдаемые в направлении на дозвездные ядра, имеют ширины, соответствующие дозвуковому характеру турбулентности газа, и профили, близкие к гауссовым, что указывает на отсутствие ненаблюдаемых внутренних источников энергии. Относительная простота устройства дозвездных ядер делает их идеальными "природными лабораториями", позволяющими исследовать протекание различных химических и физических процессов, а также универсальность физических законов в Галактике. Дозвездные ядра особенно ярко характеризуются двумя явлениями - "вымерзанием" молекул из газа на пыль, и фракционированием изотопов химических элементов в молекулах. "Вымерзание" молекул в холодном плотном газе обусловлено физической адсорбцией молекул на поверхность межзвездных пылевых частиц. При температурах, характерных для дозвездных ядер (~10 K), эффективно физисорбирют все атомы и молекулы, за исключением молекулярного водорода и гелия. В частности, эффективно вымерзает молекула CO, образуя хорошо видимые в наблюдениях области с пониженным содержанием CO в газе в центральных областях дозвездных ядрах. Фракционирование изотопов при химических реакциях в рамках физической химии объясняется особенностями термодинамики и кинетики реакций. Оно наиболее эффективно в случае водорода и дейтерия, поскольку отношение масс протона и дейтерия составляет 1:2 - значение, недостижимое для стабильных изотопов других химических элементов. Эффективное фракционирование дейтерия приводит к тому, что хотя число атомов дейтерия по отношению к числу атомов водорода (D/H) во Вселенной составляет около 1.5x10^-5, в холодных (Т~10 K) дозвездных ядрах отношения содержаний дейтерированных и содержащих основной изотоп водорода молекул (например, N(N2D+)/N(N2H+)) может достигать десятков процентов. Научная значимость обозначенной проблемы, таким образом, заключается, во-первых, в возможности непосредственного экспериментального (посредством наблюдений) исследования универсальности фундаментальных законов физической химии, описывающих физисорбцию атомов и молекул и фракционирование изотопов в химических реакциях, в условиях космоса. Во-вторых, детальное систематическое исследование особенностей фракционирования дейтерия в дозвездных ядрах позволит изучить связь этого явления с процессом образования звезд солнечного типа, и исследовать его диагностический потенциал для решения астрофизической задачи об эволюции протозвездных облаков. Актуальность обозначенной проблемы, в свою очередь, обусловлена появлением в последние годы наблюдательных данных о распределении молекул, в том числе и дейтерированных, в дозвездных ядрах, полученных с беспрецедентным угловым разрешением. Новые данные содержат закономерности, требующие подробного изучения как противоречащие имеющимся теоретическим предсказаниям. В частности, предсказанная ранее положительная корреляция между степенью вымерзания молекулы CO и отношением содержаний дейтерированных и обычных изотопологов молекул, не выполняется для некоторых плотных ядер в молекулярных облаках Персея и Змееносца. Выяснение причин этого необходимо для уточнения наших представлений о протекании физико-химических процессов в космосе, а также для наложения ограничений на современные модели химической эволюции межзвездной среды.

Ожидаемые результаты
1. Впервые в мире доля дейтерия и степень вымерзания СО в маломассивных дозвездных ядрах будут измерены на малых масштабах (700 а. е.), с высоким пространственным разрешением (5”), будет разрешена зона “внутренних 1000 а. е.” будущих протозвездных систем, будут найдены сверхкомпактные зоны вымерзания СО, не изучавшиеся ранее в литературе; 2. Впервые будет проведено систематическое исследование доли дейтерия для трех пар молекул и ионов (N2H+/N2D+, HCO+/DCO+, NH3/NH2D), в том числе и ее пространственное распределение во всех частях плотного ядра в областях маломассивного звездообразования с разными начальными физическими условиями; будет проведено сравнение процесса фракционирования дейтерия в ионах и нейтральных молекулах; единство методов, применяемых к 23 объектам в трех разных областях звездообразования позволит сделать системные, статистически значимые выводы о химико-физических процессах, протекающих в них; 3. С использованием крупнейших мировых инструментов, таких, как IRAM 30m, APEX и ALMA будут выполнены наблюдательные исследования химического состава 23 объектов в трех областях маломассивного звездообразования (L1688, L1495 и B5). Сравнение результатов наблюдений с теоретическими результатами, полученными из разработанных ранее моделей, позволит наложить важные ограничения на моделирование дейтерированной химии в дозвездных ядрах.


 

ОТЧЁТНЫЕ МАТЕРИАЛЫ


Аннотация результатов, полученных в 2019 году
Основная задача этого проекта - измерение доли дейтерия (R_D) в трех соединениях, N2H+, NH3, HCO+ в направлении дозвездных ядер в трех областях маломассивного звездообразования. Долю дейтерия считают как отношение лучевых концентраций дейтерированного и гидрогенизированного изотополога одного и того же соединения, например, R_D=N(N2D+)/N(N2H+). Согласно теоретическим предсказаниям, процесс дейтерирования зависит от количества СО в газе, поэтому в дозвездных ядрах, где СО активно адсорбирует на пыль, доля дейтерия увеличивается. Степень адсорбции или степень вымерзания СО (f_d) таким образом становится важным наблюдаемым параметром; необходимо наблюдательно проверить, что корреляция между долей дейтерия и степенью вымерзания СО имеет место. Степень вымерзания СО считают как отношение всего СО, имеющегося в молекулярном облаке (в газе и на пыли) к СО, наблюдаемому в газе: f_d=X(CO_ref)/X(CO_obs). Для исследования использовались наблюдения 23 дозвездных ядер в трех областях звездообразования - L1495 в Тельце, B5 в Персее и L1688 в Змееносце - в линиях N2H+(1-0), N2D+ (1-0) и (2-1), H13CO+ (1-0) и (2-1), DCO+(1-0) и NH2D(1,1), выполненные ранее автором проекта на телескопе IRAM 30 m. Недостающие наблюдательные данные взяты из литературы. Проведена обработка и анализ наблюдательных данных. Для всех объектов построены карты лучевых концентраций и доли дейтерия, а также степени вымерзания СО и степени ионизации. Расчет лучевых концентраций N2H+, N2D+, HCO+, DCO+, NH3, NH2D и СО выполнялся в предположении локального термодинамического равновесия (ЛТР). Первые результаты представлены в статье Petrashkevich et al. (2020, in press). Результаты исследования показывают, что доля дейтерия в центральной части плотного ядра выше, чем во внешних частях - это видно как из сравнения доли дейтерия в трейсерах более плотного газа в центре (R_D(N2H+,NH3)~0.2-0.5) и менее плотного газа в оболочке (R_D(HCO+)~0.05), так и из зависимости доли дейтерия от расстояния до центра ядра. Если в ядре есть погруженный инфракрасный источник, R_D(N2H+) сначала увеличивается с расстоянием от погруженного источника - протозвезда разогревает окружающий газ, и доля дейтерия вблизи протозвезды уменьшается по сравнению с высокими значениями в стороне от протозвезды. После достижения максимальных значений R_D снова уменьшается - уже в менее плотном газе. Доля дейтерия в дозвездных ядрах в среднем разная в разных областях звездообразования: в L1495 в Тельце R_D~0.2 и 0.03 в центральных частях и в оболочке, тогда как в В5 в Персее R_D~0.25 и 0.09, а в L1688 в Змееносце R_D~0.5 и 0.05 в центральных частях и в оболочке соответственно. Область L1688 более плотная и турбулентная, чем L1495 и В5, с более высоким темпом звездообразования, за счет внешнего давления облака на ядра они становятся плотнее, и доля дейтерия растет. Согласно современному представлению о протекании химических процессов в плотной холодной среде, фракционирование дейтерия в холодных ядрах существенно зависит от содержания СО в газе, поскольку СО - главный разрушитель иона Н3+, необходимого для того, чтобы начать цепочку реакций замены протия на дейтерий. Однако, наблюдения показывают, что есть дозвездные ядра с высокой долей дейтерия и высоким содержанием СО в газе. Предполагается, что эти дозвездные ядра очень компактные, и пространственное разрешение в предыдущих наблюдениях не позволило наблюдать дозвездные ядра с высокой степенью вымерзания СО отдельно от их богатой СО оболочки. Чтобы проверить это предположение, на интерферометре ALMA ACA в течение Cycle 6 были проведены наблюдения восьми дозвездных ядер в области звездообразования L1688 с высоким пространственным разрешением (5", что соответствует 600 а. е. для выбранных объектов). Выбранные объекты отличаются высокой долей дейтерия в плотном газе (R_D>0.2) при низкой степени вымерзания СО (f_d<4). Построены карты отдельных параметров спектральных линий (интегральная интенсивность, оптическая толщина, температура возбуждения, центральная скорость, ширина линии) в линиях N2D+(3-2), DCN(3-2), DCO+(3-2), C18O(2-1), N2H+(3-2), DCN(4-3) и DCO+(4-3). Анализ данных показал, что наблюдаемые плотные ядра действительно имеют очень небольшой размер (~3000 а. е.), что в три раза меньше характерного размера плотных ядер в областях маломассивного звездообразования. Вероятно, внешнее давление на плотные ядра в облаке L1688 нетипично высокое, что способствует формированию очень компактных дозвездных ядер. Для детального понимания химических процессов, происходящих в дозвездных ядрах, необходимо исследовать их физические свойства. В разных молекулярных облаках они могут заметно отличаться, что существенно влияет на эволюцию дозвездных ядер, погруженных в эти области. Исследование физических свойств среды в трех рассматриваемых областях звездообразования выполнялось в основном по наблюдательным данным, опубликованным ранее другими авторами. Построены карты лучевой концентрации молекулярного водорода, межзвездного поглощения света, температуры пыли, температуры газа, нетепловых движений в газе, характеризующих уровень турбулентности, для всех исследуемых плотных ядер в областях L1495, L1688 и B5. Готовые карты, взятые из литературы, перестроены чтобы привести все к одинаковой координатной сетке и пространственному разрешению. Построены физические модели сферически симметричных плотных ядер (профили температуры пыли и плотности газа) для последующего использования в химических моделях. Физические условия в трех исследуемых областях звездообразования очень разные. Область L1495 в Тельце наиболее спокойная, с минимальным, дозвуковым, уровнем турбулентности, низкой температурой газа (8-10 К) и пыли (12-15 К), относительно низкой плотностью газа (N(H2)~5e21 см-2) и, соответственно, небольшим межзвездным поглощением света (Av~6). Область В5 в Персее погружена в чуть более турбулентный газ, однако, это первая область, у которой был обнаружен довольно резкий переход от сверхзвуковой к дозвуковой турбулентности. B5 также характеризуется низкими температурами газа и пыли (10-13 К), относительно невысокой плотностью газа (N(H2)~1e22 см-2) и небольшим межзвездным поглощением света (Av~8). Среди рассматриваемых областей L1688 - наиболее турбулентная: тогда как в дозвездных ядрах турбулентность остается дозвуковой, в окружающем газе она превышает две скорости звука; температура газа (9-17 К) и пыли (10-20 К) здесь выше и имеет больший разброс внутри самой области; среда здесь также плотнее (N(H2)<1e23 см-2) и непрозрачнее (Av~15 K).

 

Публикации

1. Петрашкевич И. В., Пунанова А. Ф., Каселли П., Пинеда Х., Пон. Э., Фризен Р. Deuterium fractionation in the Oph-H-MM1 dense core of the L1688 low mass star-forming region Астрономический журнал, - (год публикации - 2020)

2. Петрашкевич И. В., Пунанова А. Ф. Фракционирование дейтерия в дозвездных ядрах в области звездообразования ро Змееносца Физика космоса, труды 49-й Международной студенческой научной конференции, Издательство Уральского университета, УДК 52(063)Ф503, с. 101-102 (год публикации - 2020) https://doi.org/10.15826/B978-5-7996-2935-9.20

3. - Ученый вуза возглавит одну из рабочих групп проекта космического телескопа Новости УрФУ, - (год публикации - )


Аннотация результатов, полученных в 2020 году
Основная задача этого проекта - измерение доли дейтерия (R_D) в трех соединениях, N2H+, NH3, HCO+ в направлении дозвездных ядер в трех областях маломассивного звездообразования. Долю дейтерия считают как отношение лучевых концентраций дейтерированного и гидрогенизированного изотополога одного и того же соединения, например, R_D=N(N2D+)/N(N2H+). Согласно теоретическим предсказаниям, процесс дейтерирования зависит от количества СО в газе, поэтому в дозвездных ядрах, где СО активно адсорбирует на пыль, доля дейтерия увеличивается. Степень адсорбции или степень вымерзания СО (f_d) таким образом становится важным наблюдаемым параметром; необходимо наблюдательно проверить, что корреляция между долей дейтерия и степенью вымерзания СО имеет место. Степень вымерзания СО считают как отношение всего СО, имеющегося в молекулярном облаке (в газе и на пыли) к СО, наблюдаемому в газе: f_d=X(CO_ref)/X(CO_obs). Оба процесса, и фракционирование дейтерия, и вымерзание СО, напрямую зависят от физических условий в дозвездном ядре. Особенностью дозвездных ядер является то, что с ростом плотности среды уменьшается кинетическая температура молекул газа, и уровень турбулентности, поскольку оптически тонкое излучение пыли и молекул выносит энергию из системы. В таких условиях – плотной холодной среде – молекулы физисорбируют на поверхность пыли, образуя ледяные мантии, а их содержание в газе уменьшается. СО – вторая по распространенности после Н2 молекула в молекулярном газе – активно вымерзает в дозвездных ядрах, поэтому степень вымерзания СО является косвенным комплексным индикатором “дозвездного” состояния – сочетания высокой плотности, низкой температуры и турбулентности. Фракционирование дейтерия начинается с газофазной реакции обмена дейтерия на протий: H3+ + HD = H2D+ + H2. H2D+ далее реагирует в газе с простыми водород-содержащими молекулами, распространяя таким образом дейтерий. Содержание HD одинаково в молекулярных облаках и считается равным космологическому содержанию дейтерия, 1.5x10^-5, что сравнимо с содержанием СО, 1.35x10^-4 (по отношению к числу атомов водорода). Когда СО преимущественно в газе, он чаще НD реагирует с ионом H3+, не давая таким образом протекать реакции обмена дейтерия на протий. Когда СО преимущественно вымерзает на пыль, реакции обмена ничего не мешает, и доля дейтерия в других соединениях увеличивается. Поэтому важно изучать зависимость доли дейтерия и от степени вымерзания СО, и от тех физических параметров, которые характеризуют дозвездные ядра – температура, плотность, уровень турбулентности. Ближайшие к нам области маломассивного звездообразования, молекулярные облака так называемого пояса Гулда, наиболее удобные для наблюдений, имеют различный темп звездообразования. Для лучшего понимания ракционирования дейтерия необходимо исследовать и учитывать локальные физические условия в облаке, то есть окружение дозвездных ядер. Для нашего исследования мы выбрали 23 холодных ядра в трех областях звездообразования, в молекулярных облаках Тельца, Персея и Змееносца, по несколько источников в каждой области, чтобы иметь возможность статистически характеризовать каждую область и сравнить области между собой. Мы построили наблюдательные карты в линиях N2H+(1-0), N2D+ (1-0) и (2-1), H13CO+ (1-0) и (2-1), DCO+(2-1) и NH2D(1,1) по данным с одиночного телескопа IRAM 30m, а недостающие данные взяли из литературы. Для одной из областей, L1688, мы также построили наблюдательные карты в линиях N2H+(3-2), N2D+(3-2), DCO+ (3-2) и (4-3), DCN (3-2) и (4-3), С18О(2-1) по данным с интерферометра ALMA ACA. Результаты нашего исследования показали, что доля дейтерия в центральной части плотного ядра выше, чем во внешних частях — это видно как из сравнения доли дейтерия в трассерах более плотного газа в центре (R_D(N2H+, NH3)∼0.2—0.7) и менее плотного газа в оболочке (R_D(HCO+)∼0.05), так и из зависимости доли дейтерия от расстояния до центра ядра и лучевой концентрации молекулярного водорода. Если в ядре есть погруженный инфракрасный источник, R_D(N2H+) сначала увеличивается с расстоянием от погруженного источника - протозвезда разогревает окружающий газ, и доля дейтерия вблизи протозвезды уменьшается по сравнению с высокими значениями в стороне от протозвезды. После достижения максимальных значений R_D снова уменьшается - уже в менее плотном газе. Примерами таких ядер среди наших источников являются B5 в Персее и ядра В213-11 и В213-13 в Тельце. Доля дейтерия уменьшается с ростом температуры пыли и ростом нетепловых движений в газе, особенно это заметно у R_D(HCO+), потому что благодаря большей площади карт динамический диапазон физических параметров получается больше. Доля дейтерия растет с ростом степени вымерзания СО. Эти результаты хорошо согласуются с теоретическими представлениями и предсказаниями химических моделей. Одной из мотиваций этого проекта наблюдение плотных ядер с высокой долей дейтерия и низкой степени вымерзания СО, что противоречит как концепции холодной химии дейтерия, так и численным оценкам химических моделей. Мы предположили, что такие результаты (высокая доля дейтерия в соединениях при низкой степени вымерзания СО) – эффект наблюдения ультракомпактных дозвездных ядер одиночным телескопом, который не может их пространственно разрешить, либо эффект пекулярных свойств среды – нетипичного распределения пыли по размерам или высокой степени ионизации. С помощью наблюдений на ALMA ACA мы пространственно разрешили эти плотные ядра в области L1688 и измерили степень ионизации. С одной стороны, степень ионизации оказалась действительно высокой по сравнению с другими оболастями звездообразования (~5x10^-15-10^-16 c^-1 против ~10^-17 c^-1). С другой стороны, мы обнаружили только компактные зоны “вымерзания” трассеров плотного газа N2D+ и N2H+, но не отдельные компактные ядра (вымерзание приведено в кавычках, поскольку ионы не абсорбируют, но их формирование связано с молекулами, которые адсорбируют, так что содержание ионов в газе так же уменьшается). Мы рассматривали ядра с высокой долей дейтерия и низким содержанием СО как эффект наблюдений, но уже в другой области, L1495 в Тельце, мы обнаружили такие же ядра. Однако, здесь мы смогли продемонстрировать, что доля дейтерия так же растет со степенью вымерзания СО, но растет существенно быстрее. Это значит, что на долю дейтерия дополнительно влияет другой фактор. Из того набора источников, который есть у нас сейчас, нельзя заключить, является ли этим фактором химический или динамический возраст ядра или что-либо еще. Это материал для дальнейших исследований.

 

Публикации

1. И. Д. Новиков, С. Ф. Лихачёв, Ю. А. Щекинов и др. Задачи научной программы космической обсерватории Миллиметрон и технические возможности ее реализации Успехи физических наук, Том 191, №4, с. 404-443 (год публикации - 2021) https://doi.org/10.3367/UFNr.2020.12.038898

2. М. Ч. Чен, Дж. Ди Франческо, Э. Росоловски, Дж. Кеон, Х. Э. Пинеда, Р. К. Фризен, П. Каселли, Х.-Х. Чен, К. Д. Матцнер, С. С. Оффнер, А. Пунанова, Е. Редилли, С. Сцибелли, Я. Ширли Velocity-Coherent Filaments in NGC 1333: Evidence for Accretion Flow? The Astrophysical Journal, 891: 84, 18 pp (год публикации - 2020) https://doi.org/10.3847/1538-4357/ab7378

3. А. Ф. Пунанова, И. В. Петрашкевич Фракционирование дейтерия в областях маломассивного звездообразования Астрономия и исследование космического пространства, Издательство Уральского университета, Екатеринбург, с. 161-164 (год публикации - 2021)

4. И. В. Петрашкевич, А. Ф. Пунанова Доля дейтерия в холодных плотных ядрах в области звездообразования L1688 Астрономия и исследование космического пространства, Издательство Уральского университета, Екатеринбург, с. 55-56 (год публикации - 2021)


Возможность практического использования результатов
не указано