Радиационно-термохимические модели протопланетных дисков

Эмиссионные линии протопланетных дисков возникают главным образом в облучаемых поверхностных слоях, где газ обычно горячее пыли. Поэтому для интерпретации эмиссионных линий необходимы детальные термохимические модели, позволяющие связать наблюдения линий с пониманием физики диска. Мы разрабатываем гидростатические модели дисков, применимые в диапазоне от 0,1 до 1000 а.е., для интерпретации эмиссионных линий газа от ультрафиолетового до субмиллиметрового диапазона. Особый интерес представляет интерпретация дальних инфракрасных линий газа, подобных тем, которые будут наблюдаться космической обсерваторией Herschel в рамках ключевой программы открытого времени GASPS. В данной работе представлен новый код для моделирования дисков ProDiMo. Мы объединяем зависящий от частоты двумерный перенос излучения в континууме пыли, кинетическую фотохимию газовой фазы и фотохимию, индуцированную ультрафиолетовым излучением, образование льда, а также детальное не-ЛТР-нагревание и охлаждение с согласованным расчётом гидростатической структуры диска. Мы учитываем нагревание и охлаждение за счёт вращательно-колебательных линий Fe II и CO, существенные для газа высокой плотности вблизи звезды, и применяем модифицированный метод вероятности выхода. Модели характеризуются высокой степенью согласованности различных физических, химических и радиационных процессов; взаимные обратные связи рассчитываются итерационно. При применении к диску типа Т Тельца, простирающемуся от 0,5 до 500 а.е., модели показывают, что плотная, экранированная и холодная средняя плоскость окружена слоем горячего и разреженного атомарного газа, простирающимся радиально примерно до 10 а.е. и вертикально вверх. Этот слой преимущественно нагревается ультрафиолетовым излучением звезды, например за счёт нагревания полициклическими ароматическими углеводородами (ПАУ), и охлаждается посредством излучения полузапрещённых линий Fe II и оптической линии O I на длине волны 630 нм. Пылевые зёрна в этом «гало» рассеивают свет звезды обратно на диск, влияя на его фотохимию. Более удалённые области характеризуются более холодной фланирующей структурой. За пределами внешней области диска газ даже в средней плоскости отделяется от пыли по температуре и достигает температур порядка . Наши модели показывают, что энергетический баланс газа является ключом к пониманию структуры диска и спектров эмиссионных линий.