Об облучении пыли в молекулярных облаках. 
Дозы, обусловленные аномальной компонентой космических лучей

ОБ ОБЛУЧЕНИИ ПЫЛИ В МОЛЕКУЛЯРНЫХ ОБЛАКАХ. IV. ДОЗЫ, ОБУСЛОВЛЕННЫЕ АНОМАЛЬНОЙ КОМПОНЕНТОЙ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ А. Г. Егикян, Л. Барсамян.

Рассчитаны потоки космических лучей внутри типичных молекулярных облаков, обусловленные аномальной компонентой космических лучей, возникающей при столкновениях звезд с облаками. Заряженные частицы, образующиеся в облаке в окрестности звезды, ускоряются на ударном фронте астросферы известными статистическими механизмами до энергий порядка нескольких 100 МэВ. Показано, что протоны ичастицы с энергиями в диапазоне 1 кэВ? E? 10 ГэВ проникают достаточно глубоко, чтобы за время прохождения звезды через облако порядка 1−5 сотен тысяч лет обусловить такие дозы облучения ледяных мантий пылинок, кумулятивный эффект которых из-за многократных прохождений превысил бы пороговое значение порядка 0.1−1 эВ/а.е.м. Обсуждается возможность использования этих результатов для астрофизической интерпретации лабораторных экспериментов по облучению смесей льдов типа. Формирующиеся в результате радиационно-химической трансформации сложные органические вещества, возможно, играют важную роль в предбиологической эволюции пылевой компоненты молекулярных облаков.

Ключевые слова: молекулярные облака: космические лучи: льды: дозы облучения

ON DUST IRRADIATION IN MOLECULAR CLOUDS. IV. ACR DOSES.

A.G. Yeghikyan, L. Barsamyan.

Anomalous cosmic ray fluxes inside of molecular clouds originated during collisions of stars with clouds are calculated. Charged particles originating in clouds in star’s neighborhood are accelerated at the astrosphere’s shock up to energies of a few 100 MeV. It is shown that protons andparticles in the energy range 1 keV < E < 10 GeV penetrate deeply into the clouds to such an extent to arrange irradiation doses of various ices with a cumulative effect over a threshold value of 0.1−1 eV/a.m.u. during the star passing time through the cloud of 1−5 kiloyears and from 10 to 100 collissions of stars with a given cloud. A possibility to use these data to interpret known laboratory results from the ion processing of realistic ice analogs like producing potentially important pre-biological complex molecules is discussed.

Key words: molecular clouds: cosmic rays: ices: irradiation doses

1. Введение. В предыдущих статьях этой серии исследовались возможности облучения пыли межзвездных молекулярных облаков ультрафиолетовыми фотонами (УФ) с энергиями порядка 6−13.6 эВ и протонами и альфа-частицами космических лучей (КЛ) в диапазоне 1 МэВ — 10 ГэВ, играющими важную роль в образовании сложных химических соединений [1−3]. В работе [1] рассматривалось УФ излучение как от близкой к облаку звезды (на примере звезды класса А), так и от межзвездного фона, а в [2] - энергетические частицы галактических КЛ (ГКЛ). В недавней работе [3] в качестве источника облучения рассматривалось УФ поле излучения звезд A, F и G классов главной последовательности (ГП), достаточно часто сталкивающихся с межзвездными облаками галактического диска. Проведенный в [3] анализ показал, в частности, что через каждое молекулярное облако размером порядка 10 пк каждые 220 000 лет проходит по крайней мере одна звезда-карлик классов A, F и G, с относительной скоростью порядка 10 км/с. Так как время жизни молекулярных облаков порядка 10−50 млн. лет, ясно что каждое облако успевает за время жизни испытать как минимум от 10 до 100 столкновений со звездами. Во всех рассмотренных выше моделях рассчитывались потоки излучений внутри облаков и дозы облучения льдов и их смесей, характерных для оболочек пылинок. Как оказалось, во всех случаях накопленная за время жизни облака (в случае столкновения звезды с облаком — за время одного прохождения) доза облучения превышала пороговые значения, известные из лабораторных данных: 1−2 эВ/а.е.м. и 0.3 эВ/а.е.м. для УФ фотонов и КЛ, соответственно.

Настоящая работа, являющаяся продолжением статей [1−3], посвящена расчетам доз облучения льдов внутри молекулярных облаков аномальной компонентой КЛ (АКЛ), образующейся при прохождении звезд через облака.

2. Потоки АКЛ, образующихся при прохождении звезд через облака. Как известно, молекулярные облака относятся к холодной фазе межзвездной среды и представляют собой газо-пылевые туманности и их комплексы, в диапазоне концентраций, размеров и температур порядка, и, соответственно, с преобладанием в более плотных образованиях. В гигантских молекулярных облаках возможно наличие центрального сгущения-ядра с и, и просто сгущений, с и. В связанных с очагами звездообразования облаках имеются также молодые звезды разных светимостей. Содержание пыли не превосходит 1% от массы облака, с концентрацией. Сами пылинки обладают силикатными или графитовыми ядрами с размерами и ледяными мантиями с размерами до нескольких 0.1 мкм, содержащих в основном и некоторые другие соединения [1,2,4].

Согласно наблюдательным и модельным данным, интенсивность ГКЛ в диапазоне энергий 1 МэВ? E? 10 ГэВ задается степенной зависимостью от энергии частиц,.

(1).

где — нормировочный коэффициент, а параметр выбирается для лучшего соответствия с наблюдениями [2, и ссылки там]. Обычно используются дифференциальные и интегральные потоки, задаваемые формулами.

(2).

(в единицах част.•см^-2с^-1(МэВ/нукл.)^-1) и.

(в единицах част.•см^-2с^-1). Потенциальную возможность облучения характеризует величина облученности (в единицах (эВ•см^-2с^-1). Принимая распределение (1) в качестве характерного в окрестностях межзвездных облаков, следует иметь в виду, что доля протонов в составе КЛ порядка 90%, -частиц 10%, а более тяжелыми ядрами и высокоэнергичными электронами, содержание которых не превосходит 0.1% и 1%, соответственно, при расчете доз облучения, можно пренебречь [2, и ссылки там]. Вкладчастиц учтем приближенно, непосредственно при оценке доз облучения льдов.

Перейдем теперь к рассмотрению вопросов, связанных с так называемой аномальной компонентой КЛ (АКЛ). Как известно, она наблюдается в Солнечной системе в виде избыточного (по сравнению с ГКЛ) потока энергетических частиц с энергиями МэВ, и объясняется наличием ионов, образовавшихся в результате ионизации нейтральной компоненты межзвездной среды УФ излучением Солнца и солнечным ветром в окрестностях гелиосферы и ускоренными на фронте ударной волны посредством известных статистических механизмов Ферми [5,6]. Поскольку все подобные Солнцу звезды-карлики поздних классов теряют массу посредством звездных ветров с темпами порядка взаимодействующих с окружающей межзвездной средой с установлением астросфер (по аналогии с гелиосферой), то аномальная компонента КЛ должна образоваться и во всех случаях столкновений таких звезд с межзвездными облаками. Астросферы в подобных случаях определяются как поверхности, где уравниваются динамические давления двух сверхзвуковых потоков: звездного ветра от данной звезды, и сверхзвукового же течения набегающего газа облака.

Энергетические потоки АКЛ, образующихся при прохождении Солнца через нейтральные межзвездные облака с концентрациями 0.1, 1, 50 и 100 рассчитаны в [5] по хорошо известной 5-жидкостной («боннской») 2-мерной модели гелиосферы с двумя ударными волнами, в которой учитываются 5 сортов частиц: протоны солнечного ветра со скоростью = 400 км/с, атомы водорода межзвездного облака, набегающие на гелиосферу со скоростью порядка V = 20 км/с и ионизуемые в процессах реакций перезарядки и превращающиеся в так называемые «нагруженые» ионы, ускоряемые стохастическими процессами в частицы АКЛ, и наконец, ГКЛ. Эффективность фотоионизации в случае Солнца на порядок меньше по сравнению с ионизацией перезарядки, поэтому не учитывается. В настоящем разделе будут приведены результаты расчетов энергетических потоков АКЛ, образующихся при прохождении звезд, подобных Солнцу, через межзвездные молекулярные облака с концентрациями порядка. Расчеты производились согласно «боннской» модели, по компьютерной программе, предоставленной авторами [5,6]. Ранее, в работе [7] было показано, что при указанных значениях параметров, V и, радиус гелиосферы по ходу движения Солнца равен примерно 1.0 а.е., и что характерные размеры областей фотоионизации (фотодиссоциации) равны 0.61 а.е. и 2.4 а.е., соответственно, так что в области гелиопаузы (области между двумя ударными волнами) молекулы практически отсутствуют и 5-жидкостная модель вполне адекватна.

Рассчитанный таким образом энергетический поток АКЛ на границе гелиосферы (в данном случае при радиусе, равном 1 а.е.) показан на рис. 1. Собственно АКЛ доминируют в диапазоне 1 кэВ — 100 МэВ, в то время как при больших энергиях спектр определяется ГКЛ. Согласно результатам подробных расчетов [6], образовавшиеся АКЛ рассеиваются в объеме облака в результате диффузии, с соответственным уменьшением значений потока .

3. Потери энергии ионов при взаимодействии со средой. При прохождении сквозь вещество заряженные частицы теряют энергию, в диапазоне 1 кэВ — 10 ГэВ, в основном, из-за потерь на ионизацию и возбуждение атомов и молекул среды. Теория взаимодействия хорошо известна, приведем только определения необходимых величин (подробности см. в [2, 8, 9]). На частицы действует сила S, (обычно измеряемая в кэВ/мкм), обуславливающая удельные потери энергии на единицу пути:

(3).

где Е — это энергия частицы, движущейся в направлении x в среде с концентрацией n. Функция вычисляется по программе SRIM [8, см. также www.srim.org]. Различают ядерную () и электронную () тормозную способность: в первом случае частица теряет энергию в результате столкновения с ядрами атомов мишени, значительно отклоняясь от первоначального направления, во втором случае происходит взаимодействие с электронами атомов с последующей ионизацией, причем изменение направления полета пренебрежимо мало. В диапазоне энергий (? 1 МэВ) доминирует электронная тормозная способность (см. рис. 2 в [2]). Отметим также, что при энергиях частиц более нескольких 100 МэВ и, особенно, начиная с E > 1 ГэВ, вклад ядерных реакций и необходимых релятивистских радиационных поправок (тормозное и черенковское излучения) в потери энергии становится сравнивым с ионизационными, однако в интересующей нас задаче расчета доз облучения такими поправками можно пренебречь, поскольку в этом диапазоне энергий потоки КЛ на несколько порядков меньше (рис. 1), и соответственно во столько же раз меньше и вклад в облучение.

Дозу облучения за единицу времени и на атомную единицу массы (а.е.м.), (в единицах эВ/с/а.е.м.) данного вещества можно рассчитать согласно (4), где предполагается, для простоты, что направление потока КЛ перпендикулярно мишени с тормозной способностью.

космический луч облучение молекулярный.

:

(4).

где — это концентрация атомов мишени (см^-3), — поток АКЛ на заданном расстоянии от астросферы, M — молекулярный вес, = 1 кэВ и = 10 ГэВ (энергетический диапазон расчетов SRIM [8]). Доза облучения за промежуток времени t, при условии стационарности потока КЛ, очевидно равна (в единицах эВ/а.е.м):

(5).

Взаимодействие КЛ с веществом характеризуется также максимальным пробегом P (толщина слоя, в котором задерживаются все частицы пучка),.

(6).

и средним пробегом R < P (толщина слоя, который проходят частицы в среднем), причем произведение величины максимального (среднего) пробега на плотность среды постоянно,.

[2,8,9].

Максимальный пробег очевидно больше среднего, так как с уменьшением энергии частиц возрастает вклад ядерной тормозной способности со значительными отклонениями от первоначального направления пучка. Обычно это происходит при энергиях порядка нескольких кэВ. С точки зрения глубины проникновения КЛ в межзвездное облако с концентрацией, скажем,, интересно отметить, что, например, протоны с энергиями E? 1 МэВ характеризуются длиной свободного пробега между двумя актами взаимодействий,.

(7).

где сечение ионизации молекулярного водорода у (1 МэВ) 3· 10^-17 см² [10]. При энергиях 1 кэВ? E? 1 МэВ значения у меняются между 1.0•10^-16 и 3•10^-17 см², следовательно, полагая, что в одном элементарном акте взаимодействия максимальное значение потери энергии Q 2•10^-3E (что непосредственно следует из сохранения энергии и импульса при ионизации), тогда для торможения частицы от 1 МэВ до 1 кэВ необходимо порядка m? 3400 таких столкновений, суммарно соответствующих максимальному пробегу P л· m 10¹⁷ см. Условие позволяет показать, что в этих условиях средний пробег также порядка максимального R 10¹⁷ см, (см. рис. 2, где приведены значения пробегов протонов, рассчитанные по программе SRIM в газообразном молекулярном водороде с концентрацией n = 5.37•10¹⁹ см^-3, пересчитанные на значение n = 10³ см^-3). Отметим, что сравнение сечений ионизации молекулярного водорода протонами в диапазоне энергий 1 кэВ — 1 ГэВ, рассчитанных теоретически, с учетом всевозможных поправок [8,9], и с помощью аппроксимационных формул программы SRIM [www.srim.org], показывает превосходное согласие, с точностью, превышающей 1%. В диапазоне 1 ГэВ — 10 ГэВ согласие несколько хуже, порядка 2−3%. В [8] приводится большой ряд экспериментальных данных по облучению протонами и более тяжелыми ионами разнообразных веществ, в сравнении с результатами расчетов по программе SRIM. Во всех случаях отличие не превышает 5−10%, что подтверждает достоверность результатов, полученных по программе SRIM.

С учетом вышеизложенного, очевидно, что: (1) галактические КЛ с E < 1 МэВ полностью поглотятся в наружных областях типичных молекулярных облаков с количеством атомов (молекул) водорода на луче зрения N R · n 10²⁰ см^-2, (2) частицы с энергиями E? 1−5 кэВ распространяются преимущественно прямолинейно, (3) энергетический спектр КЛ внутри облаков в результате взаимодействия со средой меняется из-за перераспределения числа частиц по энергиям, от высоких значений до низких. Количественное описание переноса КЛ в диапазоне энергий 1 кэВ? E? 10 ГэВ в масштабах межзвездных облаков значительно упрощается из-за отсутствия источников, позволяющей (численное) описание в адекватной одномерной модели облака. Такой подход описан в [11], в связи с анализом ион-молекулярной схемы образования молекул, и реализован, например, в работах [12,13], где при вычислении скорости ионизации молекулярного водорода протонами ГКЛ исползьзовались результаты расчетов трансформации их энергетического спектра в межзвездном молекулярном облаке, в рамках так называемого «приближения непрерывного торможения» [11]. В работе [2] при вычислении спектра ГКЛ внутри облаков мы использовали тот же метод, с тем, однако, упрощением, что в диапазоне энергий Е? 1 МэВ функцию S(E) в (2) можно было аппроксимировать однопараметрической функцией энергии, что, очевидно, невозможно в интересующем здесь нас диапазоне 1 кэВ — 10 ГэВ. В рамках же используемого приближения расчет трансформации спектра КЛ проще осуществить численно. В самом деле, пусть поток АКЛ,, распространяется по координате от астросферы (N = 0) вглубь облака, причем столбцовая плотность N определяется, как обычно:

. (8).

В таком случае, для входящей в облако частицы с энергией и вследствие потерь энергии, принимающей значение E на расстоянии x от границы, соответствующей столбцовой плотности, (1 кэВ? <? 10 ГэВ) соотношение (3) принимает вид.

.

или, с учетом (6),.

. (9).

Сохранение числа частиц КЛ подразумевает выполнение равенства.

(10).

где, для данного значения бесконечно малое изменение энергии частиц с начальной энергией соответствует бесконечно малому изменению энергии этих частиц на такой глубине, для которой справедливо соотношение [11−13]:

(11).

Таким образом, в приближении непрерывного торможения [11] энергетический поток КЛ на глубине N,, связан с потоком, входящим в облако, соотношением.

. (12).

Алгоритм расчета потока АКЛ следующий: изменяя энергии и от 1 кэВ до 10 ГэВ, определяем соответствующие столбцовые плотности согласно (9) и строим поверхности, затем, меняя значения, получаем (численное) соотношение между энергией частицы, входящей в облако и ее остаточной энергией после прохождения пути, соответствующей данному значению столбцовой плотности. После этого рассчитывается поток согласно (12), где соответствует потоку, показанному на Рис. 1. При расчетах учитывалось, что, помимо энергетических потерь поток АКЛ () уменьшается вдали от астросферы обратно пропоционально квадрату расстояния, в то время как частицы в диапазоне, где доминируют ГКЛ, определяются их галактическим значением [5,6].

4. Результаты расчетов и обсуждение. Изменения потока протонов вдоль радиуса, рассчитанные согласно (12), показаны на рис. 3, в зависимости от трех значений столбцовой плотности, .

Предполагается, что облако имеет радиус порядка 5 пк и среднюю однородную плотность n = 10³ см^-3, что соответствует столбцовой плотности порядка, хотя в сгущених ее значение может быть и больше. При средней относительной скорости звезды и облака порядка 20 км/с время пересечения облака составит 500 000 лет, и за это время внутренние области облака будут облучаться энергетическими частицами, причем количество поглощенной за это время энергии (доза облучения), пылинками облака (в данном случае водяной лед), рассчитанной согласно (4,5) показано на рис. 4. Вклад-частиц в дозу облучения примерно равен вкладу протонов [2], поэтому для их учета результаты расчетов по протонам умножены на 2.

Данные рис. 4 показывают, что доза облучения пылинок облака при однократном прохождении звезды через облако, незначительна, меньше порогового значения 0.28 эВ/а.е.м. образования сложных соединений из смесей льдов с преимущественным содержанием воды, известного из лабораторных данных по синтезу винилового спирта [2,14, и ссылки там]. Однако, во-первых, дозы могут аккумулироваться, и при многократных прохождениях звезд через данное облако, могут превзойти указанное пороговое значение. Выше уже отмечалось, что через каждое облако, за время ее жизни порядка 10−50 млн. лет [1,2, и ссылки там], проходит от 10 до 100 и более звезд-карликов классов, А — М. Во-вторых, что важнее, в предыдущей статье этой серии [3] было показано, что даже при однократном прохождении карликов A, F и G классов, во всем объеме облака доза УФ облучения льдов в диапазоне 6−13.6 эВ, намного превышает пороговое значение образования сложных соединений при УФ облучении, порядка 1−2 эВ/а.е.м. Экспериментальные результаты облучения ледяных смесей высокоэнергичными частицами, качественно не отличаются в сравнении с УФ облучением: синтезируются достаточно сложные соединения во многих смесях льдов типа в соотношении 100:50:1:1, считающихся хорошим аналогом ледяных покрытий пылинок в облаках и при УФ облучении образующие весьма сложные соединения [1,2, и ссылки там]. Следует подчеркнуть, что, вне зависимости от значения потока КЛ, всегда следует учитывать факт комбинированного воздействия на льды УФ излучения и КЛ. Дело в том, что в отличие от взаимодействия УФ фотона с молекулой или атомом мишени, которую можно охарактеризовать как единичный квантовый процесс, высокоэнергичные частицы вызывают образование нетепловых электронов и атомов в каскадных процессах, приводящих в итоге к образованию множества радикалов (порядка 10⁵ при) и перестройке химических связей, тем самым существенно влияя на параллельно происходящие процессы, обусловленные фотолизом [2, и ссылки там]. Действительно, из рис. 2, на примере водяного льда можно убедиться, что пробег иона с энергией 1 МэВ и больше, существенно превышает средний размер пылинки в облаке, (). Можно приближенно оценить время между последовательными столкновениями данной пылинки с высокоэнергетической частицей КЛ с интегральным потоком F, по формуле.

(13).

и проследить за ее изменением внутри облака. Легко убедиться, что в любом случае это время не превышает нескольких лет. Ясно, что в таких случаях совместный учет обоих процессов обязателен. Однако, к сожалению, экспериментальные количественные результаты комбинированного воздействия на льды УФ излучения и высокоэнергичных частиц, отсутствуют. При всех технических трудностях проведения комбинированных экспериментов по облучению льдов, количественные характеристики подобных процессов крайне необходимы для корректной интерпретации наблюдений.

5.

Заключение

В данной работе рассчитаны потоки мягкой компоненты (1кэВ-10 ГэВ) КЛ, АКЛ, образующихся при движении звезд через молекулярные облака. Показано, что АКЛ в состоянии обеспечить дозы облучения порядка 0.1−1 эВ/а.е.м. ледяных мантий пылинок облаков, при многократных прохождениях звезд-карликов A, F и G классов за время жизни облаков порядка 10−50 млн. лет. При этом, даже при однократном прохождении звезд, льды облака должны были подвергнуться также УФ облучению в диапазоне 6−13.6 эВ, с накоплением дозы облучения, достаточной для инициации разнообразных радиационно-химических изменений. Выходы продуктов комбинированного воздействия фотои радиолиза на смеси льдов не известны, однако крайне желательны для количественной интерпретации модельных расчетов доз облучений. Несомненно, однако, что получающиеся при облучении соединения типа предшественниц аминокислот и олигомеры углеводородов, содержащих более 20 атомов углерода [1,2, и ссылки там], могли сыграть важную роль в предбиологической эволюции вещества.

Часть этой работы выполнена во время визита (А.Г.) в Институт Аргеландера при Университете Бонна, при финансовой поддержке фонда Александра фон Гумбольдта, Германия. Авторы благодарны Г. Фару (Hans Fahr) и К. Шереру (K. Scherer) за предоставление возможности расчетов спектра АКЛ и ценные замечания. Работа выполнена также при частичной поддержке гранта Армянского Национального Научного и Образовательного Фонда (ANSEF), Нью Йорк, США.

Бюраканская астрофизическая обсерватория им. В. А. Амбарцумяна Армения, e-mail: Этот адрес e-mail защищен от спам-ботов. Чтобы увидеть его, у Вас должен быть включен Java-Script.

• 1. A.Г.Егикян, Астрофизика, 52, 311, 2009.
• 2. A.Г.Егикян, Астрофизика, 54, 103, 2011.
• 3. A.Г.Егикян, Астрофизика, 56, в печати, 2012.
• 4. D.C.B. Whittet, Dust in the galactic environment, IоP Publ., Bristol, 2003.
• 5. H. Fahr, H. Fichtner, K. Scherer, O. Stawicki, Astrophys. Space Sci. Lib.,
• 338, 257, Springer, 2006.
• 6. K. Scherer, H. Fichtner, S. Ferreira, et al., Astrophys. J., 680, L105, 2008.
• 7. A. Yeghikyan, H. Fahr, Astron. Astrophys. 415, 763, 2004.
• 8. J. F. Ziegler, J.P. Biersack, U. Littmark, The Stopping and Range of Ions in

Matter, Pergamon, 1985.

9. А. П. Черняев, Взаимодействие ионизирующего излучения с веществом, М., Физматлит, 2004.

• 10. L. Nagy, L. Vegh, Phys. Rev. A, 46, 284, 1992.
• 11. K. Takayanagi, Publ. Astron. Soc. Japan, 25, 327, 1973.
• 12. A. Yeghikyan, ISRN Astron. Astrophys., 1, 1, 2011.
• 13. M. Padovani, D. Galli, A. Glassgold, Astron. Astrophys., 501, 619, 2009.
• 14. R. L. Hudson, M. H. Moore, Astrophys. J., 586, L107, 2003.

Рисунки.

Рис. 1. Дифференциальный поток АКЛ,, на установившейся границе гелиосферы (астросферы) при прохождении подобной Солнцу звезды через молекулярное облако с концентрацией .

Рис. 2. Пробеги протонов P в водородном газе с лабораторной плотностью (n = 5.37•10¹⁹ см^-3), пересчитанные на значение n = 10³ см^-3 (в единицах столбцовой плотности, см^-2).

Рис. 3. Энергетические потоки АКЛ. Сплошная линия соответствует потоку на границе астросферы. Цифры на графике показывают значения столбцовой плотности (в см^-2), соответствующие данному распределению АКЛ по энергиям.

Рис. 4. Дозы облучения водяного льда АКЛ-ми, образующихся при прохождении звезд, подобных Солнцу через молекулврное облако радиусом 5 пк, с относительной скоростью 10 км/с. Предпологается, что дозы аккумулируются при многократных прохождениях. Горизонтальная (прерывистая) линия указывает пороговое значение дозы образования винилового спирта [14].