Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 5, стр. 389-416

1. ВВЕДЕНИЕ

На ранних эволюционных стадиях большинство молодых звезд раз в $(2{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 5) \times {{10}^{4}}$ лет или чаще испытывают вспышки различной амплитуды, возможно, связанные с возрастанием темпа аккреции [1]. Рост светимости достигает 1–2 порядков величины [2, 3]. Подобные вспышки, вероятно, являются неотъемлемой частью эволюции планетных систем, однако количество известных объектов, находящихся в стадии вспышки (звезд типа FU Ориона, или фуоров), не превышает двух десятков. Как для уточнения статистики, так и для выявления механизма (механизмов) роста светимости этот список важно расширить, включив в него протозвезды, в которых вспышка завершилась в недавнем прошлом. Индикатором вспышки, произошедшей несколько сотен лет назад, могут быть изменения химического состава окружающего звезду протопланетного диска. Одно из наиболее очевидных следствий вспышки состоит в том, что компоненты, находившиеся в ледяных мантиях космических пылинок, во время вспышки возгоняются в газовую фазу, и их наблюдения предоставляют возможность проверки предположений о поверхностных химических процессах, которые происходили во время спокойной (довспышечной) стадии эволюции протопланетного диска. В частности, вспышка позволяет наблюдать сложную органику, образующуюся на поверхности пыли (метанол, ацетон, ацетонитрил, ацетальдегид, метилформиат [4]).

Однако химия вспышки не ограничивается испарением ледяных мантий. Появление испарившихся молекул в газовой фазе инициирует новые цепочки химических процессов. Например, одно из наиболее изученных следствий вспышки – испарение льда CO – приводит к разрушению ${{{\text{N}}}_{{\text{2}}}}{{{\text{H}}}^{ + }}$ в процессе формирования ${\text{HC}}{{{\text{O}}}^{ + }}$ [5, 6]. Результаты реализации этих цепочек могут наблюдаться и после завершения вспышки. В работах [7, 8] было проведено моделирование вспышек светимости фуоров с целью выявления возможных индикаторов вспышечной активности, длительное время после вспышки сохраняющих содержания, нетипичные для спокойной фазы. В работе [7] в качестве подобных индикаторов были предложены органические соединения, в частности, ${\text{HCOOC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}$, ${\text{C}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{CN}}$, ${\text{C}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{CO}}$, адсорбированный гидроксиламин ${\text{gN}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{OH}}$, а также CO и ${\text{C}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$ в отдаленных областях диска (здесь и далее префиксом “g” обозначены адсорбированные компоненты). Нетипичное поведение также было обнаружено у бензолового льда: в отличие от многих других льдов, которые испарялись во время вспышки и достаточно быстро восстанавливались после нее, бензоловый лед аккумулировался в мантиях пылинок во время и после вспышки, отчего его содержание после вспышки превышало довспышечный уровень на порядки величины. В работе [8] в качестве индикатора прошлой вспышки, долго сохраняющего аномальные поствспышечные содержания, был, в частности, предложен формальдегид ${{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{CO}}$.

Химические процессы во время вспышки и после нее существенно зависят от реакций, протекающих в ледяных мантиях пылинок, и реалистичность предсказаний может существенно зависеть от того, насколько детально мы рассматриваем эти реакции. В работах [7, 8] использован так называемый двухфазный подход, в котором твердая фаза рассматривается как целое, без учета возможной многослойности ледяных мантий. Однако это представление может оказаться слишком упрощенным, так как значимые реакции в адсорбированном веществе в рамках диффузионного механизма (Лэнгмюра–Хиншельвуда) эффективно происходят только на поверхности мантии, но не в ее толще (за исключением, быть может, реакций с участием атомарного и молекулярного водорода). Пренебрежение этим фактом может привести к перепроизводству ряда молекул в двухфазных моделях.

Это было отмечено в работе [7]: в конце стадии молекулярного облака основным углеродсодержащим компонентом на поверхности пыли оказался метанол. Его доля по отношению к водяному льду составила более 30%, а содержания gCO и ${\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$ по отношению к ${\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{O}}$ составили ${{10}^{{ - 4}}}$ и ${{10}^{{ - 3}}}$ соответственно. Это не вполне согласуется с наблюдательными данными. По результатам наблюдений протозвездных объектов [9, 10] содержания адсорбированных gCO и ${\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$ по отношению к содержанию льда ${\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{O}}$ составляют порядка 10–30%, а содержание льда метанола (${\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}}$) всего 3–4%. Впрочем, в отдельных случаях наблюдаемое содержание льда метанола может составлять менее одного процента по отношению к водяному льду [11] или превышать 10% [10].

В базовой модели из работы [7] температура на стадии молекулярного облака принималась равной 10 K, а длительность этой стадии составляла 10⁶ лет. Чтобы приблизить соотношение содержаний к наблюдаемым, рассматривался расчет с более высокой температурой. Благодаря этому вместо метанола адсорбированные молекулы gCO эффективно конвертировались в ${\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$, однако содержание gCO на пыли при этом получалось чрезмерно низким. При уменьшении длительности стадии молекулярного облака адсорбированные молекулы gCO не успевают конвертироваться в метанол, что решает проблему его избытка, но и содержание ${\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$ оказывается недостаточным. Еще одна попытка сократить теоретическое содержание льда метанола была связана с добавлением в астрохимическую сетку реакции абстракции водорода ${\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}} + {\text{gH}} \to {\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{OH}} + {\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}$, однако эта реакция имеет высокую энергию активации, и при низких температурах, характерных для молекулярных облаков, не оказывает значимого влияния на содержание метанола. По итогам этих исследований авторами работы [7] было высказано предположение, что снижению эффективности синтеза метанола на пылинках будет способствовать введение многослойности мантии, где gCO может сохраняться, не превращаясь в метанол, в глубинных слоях.

Различие между поверхностными и глубинными слоями ледяной мантии пыли вводится в так называемых трехфазных астрохимических моделях, где отдельно рассматриваются адсорбированное вещество, непосредственно контактирующее с газовой фазой (поверхностное вещество), и вещество глубинных слоев мантии. Первые подобные модели были описаны в работе [12], а дальнейшее развитие они получили, например, в работах [13–15]. В настоящей работе трехфазная модель, схожая с данными моделями, реализована для исследования химии вспышек светимости в протопланетных дисках.

2. ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ И РАССМОТРЕННЫЕ ВАРИАНТЫ

Следуя работе [7], мы рассматриваем четыре стадии эволюции протопланетного диска. На первой стадии – стадии молекулярного облака – формируется начальный химический состав диска. Параметры и продолжительность этой стадии варьировались; принятые значения обсуждаются в следующем разделе. Затем следуют спокойная стадия эволюции диска длительностью 500 тыс. лет, стадия вспышки длительностью 100 лет и поствспышечная стадия.

В отличие от работы [7], мы рассматриваем только темный диск, без атмосферы. Чтобы отследить основные тенденции в химической эволюции, рассматриваются те же четыре типичных набора параметров, что и в упомянутой работе, с тем изменением, что для стадии молекулярного облака и для экстремально внешней области диска (за исключением времени вспышки) взята температура 16 K (см. ниже). Эти наборы параметров (см. табл. 1) взяты из работы [16] и условно соответствуют внутренней, промежуточной, внешней и экстремально внешней областям типичного протопланетного диска.

В работе используется одноточечная астрохимическая модель, базирующаяся на сетке астрохимических реакций ALCHEMIC [17], аналогичная той, что применялась в работе [7], где можно увидеть более подробное ее описание. В отличие от [7] мы отдельно рассматриваем химические процессы на пыли, происходящие в толще ледяной мантии, и отдельно процессы, которые происходят в нескольких ближайших к поверхности слоях мантии, находящихся в непосредственном контакте с газовой фазой.

Астрохимические модели предполагают решение уравнений химической кинетики, где численные концентрации газофазных $n(i)$ и адсорбированных ${{n}_{{\text{s}}}}(i)$ компонентов подчиняются соотношениям

Здесь ${{K}_{{ij}}}$ и ${{k}_{{ij}}}$ – коэффициенты скоростей реакций в газовой и твердой фазах между компонентами $i$ и $j$, $K_{i}^{e}$ и $k_{i}^{e}$ – коэффициенты скоростей реакций, обусловленных влиянием внешних факторов (космические лучи, УФ-излучение), ${{k}_{{{\text{ads}}}}}(i)$ – коэффициент скорости адсорбции компонента с индексом $i$ на космическую пыль, ${{k}_{{{\text{des}}}}}(i)$ – коэффициент скорости десорбции компонента $i$ с пыли.

В трехфазных моделях отдельно рассматриваются компоненты на поверхности пыли (наследуя обозначения из уравнения ((2)), обозначим их концентрацию как ${{n}_{{\text{s}}}}(i)$) и компоненты глубинных слоев мантии пыли (с концентрацией ${{n}_{{\text{m}}}}(i)$) [12, 13]. Численные концентрации компонентов на поверхности пыли и в толще мантии подчиняются уравнениям, аналогичным уравнению ((2)), однако в уравнениях для толщи мантии отсутствуют слагаемые для адсорбции и десорбции, поскольку обмен веществом между газовой и твердой фазами происходит только с поверхности пыли. В нашей модели поверхностное вещество составляют верхние пять слоев ледяной мантии. Предполагается, что, как и в поверхностных слоях, движение частиц в толще мантии обусловлено тепловой диффузией. Соотношение энергетического барьера диффузии для компонента $i$ в толще мантии и его энергии десорбции выбрано равным ${{E}_{{{\text{swap}}}}}(i)$: ${{E}_{{{\text{des}}}}}(i) = 0.7$ [14]. Поскольку в нашей модели отношение барьера диффузии компонента $i$ в поверхностных слоях ледяной мантии к его энергии десорбции составляет ${{E}_{{\text{b}}}}(i)$: ${{E}_{{{\text{des}}}}}(i) = 0.5$, реакции в толще мантии будут идти замедленно по сравнению с поверхностью.

В результате химических реакций и обмена веществом с газовой фазой происходит обновление поверхностных слоев пыли, поэтому в уравнения необходимо ввести слагаемые, обеспечивающие переопределение того, какие частицы считать находящимися на поверхности, а какие в толще мантии. При увеличении общей концентрации вещества ${{n}_{{\text{s}}}} = \sum\nolimits_i \,{{n}_{{\text{s}}}}(i)$ на поверхности пыли (т.е. в случае, когда ${{\left[ {d{{n}_{{\text{s}}}}{\text{/}}dt} \right]}_{{{\text{chem}}}}} = \sum\nolimits_i {{\left[ {d{{n}_{{\text{s}}}}(i){\text{/}}dt} \right]}_{{{\text{chem}}}}} > 0$) концентрация компонента, перераспределяемого с поверхности пыли в толщу мантии [12], задается выражением

Здесь ${{\left[ {d{{n}_{{\text{s}}}}(i){\text{/}}dt} \right]}_{{{\text{chem}}}}}$ – изменение концентрации поверхностного компонента $i$ в результате химических реакций и взаимодействия с газовой фазой, ${{\alpha }_{{{\text{ads}}}}} = {{N}_{{\text{s}}}}{\text{/}}{{N}_{{{\text{site}}}}}$ – отношение общего количества молекул на поверхности одной пылинки к среднему числу активных центров для адсорбции на пылинке, поверхностную плотность которых обычно принимают равной $ \sim {\kern 1pt} {{10}^{{15}}}$ см^–2 (в нашей модели она принята равной $4 \times {{10}^{{14}}}$ см^–2).

В случае уменьшения общей концентрации вещества на поверхности пыли (${{\left[ {d{{n}_{{\text{s}}}}{\text{/}}dt} \right]}_{{{\text{chem}}}}} = $ $ = \sum\nolimits_i {{\left[ {d{{n}_{{\text{s}}}}(i){\text{/}}dt} \right]}_{{{\text{chem}}}}} < 0$) перераспределение компонентов между толщей мантии и поверхностью пылинки определяется выражением

Здесь ${{n}_{{\text{m}}}} = \sum\nolimits_i \,{{n}_{{\text{m}}}}(i)$ – суммарная концентрация вещества в толще мантии, ${{\alpha }_{{{\text{des}}}}} = \min ({{n}_{{\text{m}}}}{\text{/}}{{n}_{{\text{s}}}},1)$ [13]. Возможны и иные варианты выбора ${{\alpha }_{{{\text{d}}es}}}$; так, в работе [12] принято ${{\alpha }_{{{\text{des}}}}} = {{\alpha }_{{{\text{ads}}}}}$. Различие между этими вариантами обсуждается в [13].

Отметим, что выше описан не физический перенос вещества между глубинными слоями льда и поверхностью пыли, а переопределение того, какое вещество считать принадлежащим толще мантии, а какое – поверхностным слоям. Физический обмен веществом между мантией и поверхностью (диффузия), описанный в [14], в данной модели реализован отдельно. Уменьшение концентрации компонента i в толще мантии из‑за диффузии на поверхность задается слагаемым ${{R}_{{{\text{swap,m}}}}}(i) = {{N}_{{\text{m}}}}(i){\kern 1pt} {{k}_{{{\text{swap}}}}}(i)\min \left( {{{N}_{{\text{s}}}}{\text{/}}{{N}_{{\text{m}}}},1} \right)$, где ${{N}_{{\text{m}}}} = $ $ = \sum\nolimits_i \,{{N}_{{\text{m}}}}(i)$ – общее число молекул в толще мантии одной пылинки, ${{k}_{{{\text{swap}}}}}(i) = {{\nu }_{0}}(i){\kern 1pt} \exp \left( { - {{E}_{{{\text{swap}}}}}(i){\text{/}}{{T}_{d}}} \right)$ – коэффициент скорости диффузии (здесь ${{\nu }_{0}}(i)$ – характеристическая частота гармонического осциллятора, ${{T}_{d}}$ – температура пыли). Чтобы был соблюден баланс между веществом, уходящим из толщи мантии на поверхность и с поверхности в толщу мантии, уменьшение концентрации компонента $i$ в поверхностных слоях из-за диффузии в глубинные слои ледяной мантии пылинки рассчитывается по формуле ${{R}_{{{\text{swap,s}}}}}(i) = {{N}_{{\text{s}}}}(i){\text{/}}{{N}_{{\text{s}}}}\sum\nolimits_j \,{{R}_{{{\text{swap,m}}}}}(j)$.

Итоговые уравнения химической кинетики, описывающие общее изменение численной концентрации компонента $i$ на поверхности пыли ${{\left[ {d{{n}_{{\text{s}}}}(i){\text{/}}dt} \right]}_{{{\text{tot}}}}}$ и в толще мантии ${{\left[ {d{{n}_{{\text{m}}}}(i){\text{/}}dt} \right]}_{{{\text{tot}}}}}$ соответственно, выглядят так:

Эти уравнения интегрировались на каждой из рассмотренных стадий, причем конечный набор содержаний на каждой стадии использовался в качестве начального набора на следующей стадии.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ

4. ОБСУЖДЕНИЕ

При удалении от звезды температура понижается и вещества на пыли оказывается больше, поэтому становится существеннее наличие глубинных слоев мантии как отдельной фазы. Во внутренней области протопланетного диска двух- и трехфазная модели дают практически идентичные результаты, а при продвижении к краю диска разница в результатах этих моделей становится более значимой.

В трехфазном случае потенциальные индикаторы вспышечной активности имеют тенденцию проявляться в большем числе модельных областей, чем в двухфазном. Так, молекулярный кислород в двухфазной модели не является индикатором ни в одной из областей, а в трехфазной он оказывается индикатором во всех областях протопланетного диска, кроме внутренней. Адсорбированный бензол в двухфазной модели является индикатором вспышечной активности во внутренней и промежуточной областях диска, а в трехфазной – во всех областях, за исключением экстремально внешней.

Одна из целей моделирования состояла в том, чтобы получить химический состав молекулярного облака, приближенный к наблюдаемому. Важно отметить, что уже само повышение температуры до 16 K без введения глубинных слоев ледяной мантии как отдельной фазы обусловливает приемлемые содержания gCO и ${\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$, однако получить содержание адсорбированного метанола, близкое к наблюдаемому хотя бы по порядку величины, таким образом не удается. В двухфазной модели при 16 K через $2 \times {{10}^{5}}$ лет после начала стадии молекулярного облака отношения содержаний составляют ${\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{O}}\;{\text{:}}\;{\text{gCO}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}}$ = = ${\text{100}}\;{\text{:}}\;{\text{30}}\;{\text{:}}\;{\text{43}}\;{\text{:}}\;{\text{0}}{\text{.04}}$.

В работе [7] сообщалось о высоких содержаниях некоторых длинных углеродных цепочек на поверхности пыли. В нашей трехфазной модели длинные углеродные цепочки формируются в среднем эффективнее, чем в двухфазной (исключение составляют цепочки вида ${\text{g}}{{{\text{C}}}_{x}}{{{\text{H}}}_{{\text{4}}}}$, о которых говорилось в предыдущем разделе). Почти все углеродные цепочки с числом атомов углерода $ \geqslant {\kern 1pt} 3$ в трехфазной модели в конце стадии молекулярного облака имеют содержания, превышающие ${{10}^{{ - 12}}}$, а в двухфазной модели это верно только для цепочек вида ${\text{g}}{{{\text{C}}}_{x}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}$ и ${\text{g}}{{{\text{C}}}_{x}}{{{\text{H}}}_{{\text{4}}}}$.

Некоторые значимые потенциальные индикаторы прошлых вспышек демонстрируют различное поведение в наших моделях и в модели [7] (напомним, что там молекулярное облако моделируется при 10 K на протяжении ${{10}^{6}}$ лет). Например, в [7] метанол является индикатором вспышечной активности в экстремально внешней области, поскольку его содержание падает после вспышки достаточно медленно. В нашей работе в двухфазном случае метанол на вспышку почти не реагирует, а в трехфазном его содержание после вспышки, напротив, снижается довольно быстро. Таким образом, в данной работе индикатором вспышки оказывается меньшее содержание метанола по сравнению с его содержанием в спокойном протопланетном диске, а в работе [7] – бóльшее.

Во внутренней области содержание ${\text{C}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$ и в двухфазной, и в трехфазной модели демонстрирует поведение, аналогичное тому, которое упоминалось в [7] (только падает в конце стадии вспышки не до ${{10}^{{ - 10}}}$, а до ${{10}^{{ - 9}}}$). После окончания вспышки его содержание повышается, но через 500 лет после вспышки оно все еще более чем на порядок ниже довспышечного. И работа [7], и настоящее исследование показывают, что в близких к звезде областях протопланетного диска говорить о вспышечной активности будет скорее недостаток ${\text{C}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$ по сравнению со значениями для спокойного диска, а в удаленных от звезды областях – его избыток. ${\text{C}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$ оказывается индикатором произошедшей вспышки в экстремально внешней области в [7] и в нашей трехфазной модели, однако в двухфазной модели индикатором в этой области он не является.

Такой значимый индикатор, как CO, и в нашей работе, и в [7] демонстрирует одинаковые свойства: во внутренней и промежуточной областях на вспышку практически не реагирует и служит индикатором вспышечной активности лишь в экстремально внешней области протопланетного диска. Стоит отметить, что в каждой из модельных областей наши двухфазные и трехфазные содержания CO ведут себя схожим образом, хотя могут различаться примерно на порядок.

Как и в [7], в нашей трехфазной модели большинство потенциальных индикаторов вспышки оказываются сосредоточенными в экстремально внешней области протопланетного диска. В некоторых областях трехфазная модель предлагает дополнительные индикаторы по сравнению с [7]: например, в трехфазной модели поверхностный бензол оказывается индикатором не только в промежуточной и во внутренней областях, как у [7], но и во внешней (а в двухфазной модели – только в промежуточной и во внутренней, как и в [7]). Поверхностный гидроксиламин в трехфазной модели оказывается индикатором не только во внешней области, как у [7], но и в экстремально внешней. Молекулярный кислород в трехфазной модели может служить индикатором всюду, кроме внутренней области (а в нашей двухфазной и в модели [7] – только в экстремально внешней). В нашей двухфазной модели по сравнению с трехфазной и с [7] некоторые индикаторы исчезают, например, метанол, адсорбированный гидроксиламин и ${\text{C}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$ в экстремально внешней области протопланетного диска.

Формальдегид ${{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{CO}}$, упоминавшийся в [7] как индикатор вспышечной активности в экстремально внешней области, не оказывается индикатором ни в двухфазной, ни в трехфазной моделях – его содержания в этой области до вспышки и спустя 500 лет после нее различаются не более чем на порядок. Интересно, что как потенциальный индикатор отмечают формальдегид и [8], однако там речь идет о недавно закончившихся вспышках (30–120 лет назад). В нашей трехфазной модели ${{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{CO}}$ в экстремально внешней области протопланетного диска на упомянутых временах действительно демонстрирует превышение содержания относительно довспышечного более чем на порядок величины, однако затем его содержание постепенно падает и он прекращает быть индикатором. В двухфазной модели ${{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{CO}}$ в экстремально внешней области на вспышку практически не реагирует (рис. 8).

Также в [8] отмечается, что гидроксиламин ${\text{N}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{OH}}$ в газовой фазе сохраняет превышение содержания над довспышечным уровнем более чем на три порядка величины в течение тысячелетий после вспышки. В нашей двухфазной модели ${\text{N}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{OH}}$ во внутренней области во время вспышки достигает содержаний порядка ${{10}^{{ - 7}}}$ и затем по окончании вспышки очень быстро оседает на пыль, отчего его содержание в газовой фазе сравнивается с довспышечным, которое было ниже выбранного нами предела ${{10}^{{ - 12}}}$. В других модельных точках протопланетного диска содержание гидроксиламина в газовой фазе не превышает ${{10}^{{ - 12}}}$ до, во время и после вспышки. В трехфазной модели поведение ${\text{N}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{OH}}$ во внутренней области аналогично, а также во время вспышки он достигает содержания порядка ${{10}^{{ - 6}}}$ в промежуточной области протопланетного диска и после вспышки быстро оседает на пыль. Таким образом, ни в одной из моделей в нашей работе ${\text{N}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{OH}}$ в газовой фазе индикатором ранее произошедших вспышек не оказался. В [7] газофазный гидроксиламин также не упоминается в числе индикаторов в темном диске, однако там он является индикатором в атмосфере во внешней области диска. В нашей работе атмосфера не рассматривалась.

Возможным источником неопределенности в полученных результатах являются энергии активации поверхностных процессов. В частности, в работе [23] сообщается, что поверхностная реакция ${\text{gC}} + {\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}} = {\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}$ не имеет барьера активации и поэтому оказывается эффективной при низких температурах, тогда как в нашей модели для этой реакции принят барьер, равный 2500 K. Чтобы проверить влияние наличия барьера на содержания основных компонентов ледяной мантии, мы провели при помощи трехфазной модели расчеты для условий молекулярного облака при температуре 10 K на протяжении ${{10}^{6}}$ лет (как в [7]) и при 16 K на протяжении $2 \times {{10}^{5}}$ лет. Выключение барьера для упомянутой реакции оказало лишь незначительное влияние на содержания воды, моно- и диоксидов углерода, а также метанола в мантии пыли. В первом случае было получено соотношение ${\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{O}}\;{\text{:}}\;{\text{gCO}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}}$ = ${\text{100}}\;{\text{:}}\;{\text{30}}\;{\text{:}}\;{\text{0}}{\text{.1}}\;{\text{:}}\;{\text{14}}$, во втором – ${\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{O}}\;{\text{:}}\;{\text{gCO}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}}$ = = ${\text{100}}\;{\text{:}}\;{\text{26}}\;{\text{:}}\;{\text{21}}\;{\text{:}}\;{\text{2}}$. Напомним, что в стандартном варианте, использованном в наших расчетах, при температуре 10 K и длительности стадии молекулярного облака ${{10}^{6}}$ лет это соотношение оказалось равно ${\text{100}}\;{\text{:}}\;{\text{29}}\;{\text{:}}\;{\text{0}}{\text{.2}}\;{\text{:}}\;{\text{12}}$, а при температуре 16 K и длительности стадии молекулярного облака $2 \times {{10}^{5}}$ лет ${\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{O}}\;{\text{:}}\;{\text{gCO}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}}$ = = ${\text{100}}\;{\text{:}}\;{\text{25}}\;{\text{:}}\;{\text{22}}\;{\text{:}}\;{\text{1}}$. Причина незначительного влияния барьера активации этой реакции, по-видимому, заключена в невысоком содержании реагентов. На стадии молекулярного облака при температуре 16 K максимальное содержание атомарного углерода на пыли в трехфазной модели составляет порядка ${{10}^{{ - 13}}}$, а молекулярного водорода – порядка ${{10}^{{ - 19}}}$. Углерод поступает на пыль в основном в составе CO, и единственный путь к его возвращению в атомарное состояние – реакция диссоциации CO фотонами космических лучей на поверхности пыли, которая недостаточно эффективна, чтобы обеспечить высокое содержание атомарного углерода.

Более существенную роль может играть отношение барьера диффузии к барьеру десорбции ${{E}_{b}}{\text{/}}{{E}_{D}}$. В нашей модели для любого поверхностного соединения оно принято равным 0.5, однако существуют исследования, указывающие, что оно может быть ниже. Например, в работе [24] были получены отношения 0.31 для ${\text{gCO}}$ и 0.39 для ${\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$. Если в нашей трехфазной модели принять ${{E}_{b}}{\text{/}}{{E}_{D}}$ равным 0.3, то уже при температуре 10 K получаем заметно лучшее согласие с наблюдательными данными для стадии молекулярного облака: после ${{10}^{6}}$ лет модельного времени соотношения содержаний составляют ${\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{O}}\;{\text{:}}\;{\text{gCO}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}}$ = ${\text{100}}\;{\text{:}}\;{\text{27}}\;{\text{:}}\;{\text{3}}\;{\text{:}}\;{\text{14}}$, а после $2 \times {{10}^{5}}$ лет ${\text{g}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{O}}\;{\text{:}}\;{\text{gCO}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}\;{\text{:}}\;{\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}}$ = = ${\text{100}}\;{\text{:}}\;{\text{35}}\;{\text{:}}\;{\text{11}}\;{\text{:}}\;{\text{5}}$.

Если принять ${{E}_{b}}{\text{/}}{{E}_{D}} = 0.3$ в трехфазной модели, задать длительность стадии молекулярного облака равной $2 \times {{10}^{5}}$ лет при температуре 10 K, а затем промоделировать вспышку в упомянутых выше областях протопланетного диска (с тем изменением, что в экстремально внешней области температура будет равна 10 K, как на стадии молекулярного облака и как в [7]), то результаты в целом совпадут с результатами, полученными в нашей основной трехфазной модели, и для большинства соединений разница содержаний в этих двух моделях на протяжении времени эволюции диска не будет превышать порядка величины. Если разница содержаний для некоторого компонента все же превышает порядок величины (например, для CO в экстремально внешней области протопланетного диска), качественная картина поведения концентраций до, во время и после вспышки обычно сохраняется. Тем не менее более двух десятков соединений, оказавшихся потенциальными индикаторами вспышек светимости в нашей основной модели, не будут таковыми в новой модели; среди них газофазный метанол в экстремально внешней области. Модель с ${{E}_{b}}{\text{/}}{{E}_{D}} = 0.3$ также предлагает более тридцати новых потенциальных индикаторов вспышечной активности. В основном это поверхностные вещества, а из газофазных веществ новыми индикаторами оказались ${{{\text{C}}}_{{\text{2}}}}{{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}$ во внутренней области диска, ${{{\text{C}}}_{{\text{2}}}}{{{\text{H}}}_{{\text{6}}}}$, атомарный азот и некоторые его соединения в экстремально внешней области. Экстремально внешняя область наиболее богата на различия между двумя трехфазными моделями, поскольку в данной области в этих моделях существенно различается температура: 16 K в основной модели и 10 K в модели с ${{E}_{b}}{\text{/}}{{E}_{D}} = 0.3$.

Полный список потенциальных индикаторов вспышечной активности, которые в двух рассмотренных трехфазных моделях не совпадают, можно найти в табл. 7. В ней жирным шрифтом отмечены компоненты, которые оказались индикаторами в модели с ${{E}_{b}}{\text{/}}{{E}_{D}} = 0.3$, однако не были индикаторами в основной модели с ${{E}_{b}}{\text{/}}{{E}_{D}} = 0.5$, а курсивом – соединения, которые были индикаторами в основной модели, но не оказались индикаторами в модели с ${{E}_{b}}{\text{/}}{{E}_{D}} = 0.3$.

Стоит отметить, что и наши модели, и модели, используемые в [7, 8], рассматривают исключительно диффузионную химию на поверхности космической пыли, т.е. химические реакции, происходящие по механизму Ленгмюра–Хиншельвуда. Возможно, значимая диффузия в толще ледяной мантии имеет место только для легких компонентов (H, ${{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}$), и изменение содержаний химических соединений в мантии космической пыли во многом обусловлено недиффузионными механизмами. Некоторые из, вероятно, важных недиффузионных механизмов описаны и промоделированы в [25].

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1. Введение многослойной структуры у ледяных мантий космических пылинок позволяет добиться близких к наблюдаемым концентраций основных углеродсодержащих компонентов ледяных мантий (${\text{gCO,}}\;{\text{gC}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}{\text{,}}\;{\text{gC}}{{{\text{H}}}_{{\text{3}}}}{\text{OH}}$) на стадии моделирования молекулярного облака. Варьирование параметров двухфазной модели не позволило достичь этого для всех упомянутых компонентов одновременно.

2. Во внутренней области протопланетного диска рассматриваемые двух- и трехфазная модели почти не демонстрируют различий в содержаниях химических соединений на всем времени моделирования. В более удаленных от звезды областях до начала вспышки модели в основном демонстрируют различия в содержаниях компонентов твердой фазы (важное исключение – газофазный метанол, которого в конце стадии молекулярного облака в трехфазной модели почти на два порядка больше, чем в двухфазной).

3. Трехфазная модель предлагает большее (по сравнению с двухфазной) количество потенциальных индикаторов произошедших несколько сотен лет назад вспышек светимости молодой звезды – соединений, которые длительное время после вспышки сохраняют нетипичные для спокойной довспышечной стадии содержания в протопланетном диске. При этом почти все рассмотренные в работе соединения, которые демонстрируют разницу до- и послевспышечных содержаний более порядка величины в какой-либо области диска в двухфазной модели, демонстрируют разницу содержаний более порядка величины в этой же области диска и в трехфазной модели. Единственное исключение – адсорбированный формамид (gNH$_{2}$CHO) в промежуточной области диска.

4. Трехфазная модель подтверждает упомянутый в [8] формальдегид ${{{\text{H}}}_{{\text{2}}}}{\text{CO}}$ как потенциальный индикатор недавно произошедших вспышек светимости, однако здесь, в отличие от [7], он является индикатором только до времени порядка 200 лет после окончания вспышки.

5. Важные индикаторы вспышечной активности CO, ${\text{C}}{{{\text{O}}}_{{\text{2}}}}$, CS, CN, HCN ведут себя схожим образом и в нашей трехфазной модели, и в двухфазной модели [7]. В обеих этих моделях потенциальные индикаторы в основном сосредоточены в экстремально внешней области протопланетного диска. Наша двухфазная модель, аналогичная модели [7], но имеющая отличные от нее параметры (температура 16 K на стадии молекулярного облака и во время спокойной фазы в экстремально внешней области диска, время моделирования молекулярного облака 200 тыс. лет), предлагает меньше индикаторов, чем модель [7] или наша трехфазная модель.