Введение к работе
Актуальность проблемы. Исследования зеемановского расщепления и уширения линий (Бебкок, 1958; Робинсон, 1980) показывает, что все звезды главной последовательности имеют магнитное поле. Наблюдения магнитной активности звезд нижней части главной последовательности с достаточной полнотой объясняются в рамках теории динамо-генерации магнитного поля в их конвективных оболочках.
Условия, необходимые для работы динамо-механизмов, не выполняются в горячих и молодых звездах. Магнитное поле зтих звезд может иметь реликтовую природу, то есть может быть остатком от эпохи звездообразования. Гипотеза о реликтовом магнитном поле, выдвинутая Каулингом (1945) и сформулированная Ыестелом (1967) и Спитцером (1968), долгое время носила схоластический характер в силу отсутствия наблюдательных указаний на звездообразование в присутствии магнитного поля, а также из-за появляющихся противоречий, связанных либо с переизбытком (см. Накано, 1984; Мусковьес, 1987) либо с полной диссипацией (см. Спитцер. 1968: Дудоров, 1990) реликтового магнитного поля.
Прогресс в улучшении наблюдательной техники, достигнутый в последнее десятилетие, появление апертурного синтеза и радиоинтерферометров с большой базой, применение ПЗС-приемников для регистрации изображения в поляризованном свете позволили получить надежные наблюдательные данные о магнитном поле межзвездных и протозвездных облаков. Влияние магнитного поля на эволюцию звездообразных объектов прослеживается по наблюдениям молекулярных и струйных течений, по поляризационному картированию
- г -
а также по наблюдениям радио, рентгеновского и ультрафиолетового излучения.
Эти наблюдения показали, что современное звездообразование происходит в молекулярных облаках при активной роли магнитного поля. Таким образом, актуальность рассматриваемой проблемы определяется необходимостью построения основанной на современных наблюдениях теории, объясняющей происхождение магнитного поля молодых звезд.
Построение общей теории должно основываться на многомерных расчетах динамики многокомпонентного гравитирующего газа, включающих перенос излучения и расчет ионизационного состояния, что, возможно, будет сделано на суперкомпьютерах. С помощью скромных отечественных вычислительных средств оказалось возможным решение основной теоретической проблемы, касающейся эволюции магнитного поля в процессе звездообразования, и исследование ряда сопутствующих магнигогидродинамических и диффузионных явлений, которые проявляются в протозвездных облаках, звездообразных объектах и молодых звездах.
Основная цель работы заключается в построении теории остаточного магнитного поля, объясняющей происхождение магнитного поля молодых звезд, звезд главной последовательности и магнитных звезд, в разработке основных ее приложений.
Теория основана на численных расчетах в полуторамерном приближении; ряд вопросов рассмотрен аналитически, либо с помощью концептуальных и численных оценок. Подобные расчеты довольно схематичны, но они позволяют учесть главные члены в уравнениях радиационной газодинамики гравитирующих сред и корректно исследовать изменение геометрии и интенсивности магнитного поля в
-3.-
кинематической постановке задачи.
Научная новизна. Работа является первой попыткой построения теории остаточного магнитного поля на основе анализа наблюдательных данных и численных расчетов процесса звездообразования с учетом ионизации, тепловых и диффузионных явлений. Эта теория не только объясняет происхождение магнитного поля молодых и горячих звезд, а также основные проявления активности звезд типа Т Тельца, но и позволяет решить основную проблему динамо-теории, определяя гео?летрию и интенсивность затравочного поля. Детально научную новизну теории остаточного магнитного поля можно характеризовать следующими утверждениями.
Предложена магнитогидродинамическая интерпретация иерархической природы молекулярных облаков и межзвездной турбулентности с учетом эффектов сжимаемости и перемежаемости; обосновано слабо магнитное приближение в теории звездообразования; выведена система уравнений многокомпонентной смеси в диффузионном приближении; исследованы условия ее применимости; на основе этой системы изучены условия развития гравитационной неустойчивости в коллапсирующих облаках под воздействием амбиполярной и омической диффузии.
Впервые проведены численные расчеты изменения степени ионизации и интенсивности магнитного поля в процессе образования и эволюции одиночной звезды от начального развития гравитационного коллапса до начала ядерных реакций. Другие работы по этой теме либо ограничены ранними стадиями изотермического коллапса (см. Мусковьес, 1987) либо основаны на оценках, не учитывающих неоднородность сжатия и изменение геометрии магнитного поля (см. Накано, 1990).
Изучена проблема взаимодействия магнитного поля и вращения в коллапсирующих протозвездных облаках, выяснены условия эффективности магнитного торможения; обнаружена и исследована возможность образования и всплывания магнитных колец.
Исследовано изменение геометрии магнитного поля образующейся звезды, найдены условия самозамыкания протозвездного магнитного поля и формирования магнитосферы молодых звезд.
Рассмотрен комплекс задач, связанных с взаимодействием остаточного магнитного поля и конвекции, с работой динамо-механизмов, когда затравочным полем является остаточное поле; в частности исследована динамика изолированных магнитных трубок в конвективных оболочках молодых звезд, образующихся в существенно замагниченной среде.
Изучены условия интенсификации поля магнитных звезд в процессе диффузионной накачхи, интенсивной ионизации космическими лучами и ультрафиолетовым излучением, а также в условиях повышенного содержания тяжёлых элементов и истощения мелкой тугоплавкой пыли.
Научная и практическая ценность работы заключается в обосновании основных положений теории остаточного магнитного поля, которая вместе с динамо-теорией, объясняет происхождение магнитного поля звезд и связывает с полем основные наблюдательные данные. Согласно развитой теории магнитное поле молодых звезд нижней части главной последовательности подвергается топологическому конвективному преобразованию, результатом которого является суперпозиция слабого крупномасштабного и сильного мелкомасштабного полей. Мелкомасштабное поле и его эволюция обуславливают основные свойства активности молодых звезд
и ее затухание с возрастом. Остаточное крупномасштабное поле является затравочным полем для работы динамо-механизмов.
В горячих звездах существенным является диффузионное изменение поля со временем, взаимодействие с динамо-полем, индуцированным из остаточного поля в конвективном ядре и диффундирующим к поверхности, взаимодействие с вращением и меридиональной циркуляцией. Эти. типы процессов находят свое отражение в наблюдаемой зависимости "интенсивность магнитного поля - период", изменяющейся .с прямо-пропорциональной на обратно-пропорциональную у звёзд с массой /1=8 MQ (Глаголевский, 1985).
Результаты работы частично нашли свое отражение в научнык исследованиях ГАИШ, ИНАСАН, КрАО, ИАФА, РГУ, ЧелГУ. УрГУ и в ряде других астрономических учреждений. К теме диссертации непосредственное отношение имеют книги Пикельнера (1966) и Горбацкого (1977), В какой-то степени представляемая диссертация является развитием этих работ в части магнитных аспектов физики звездообразования в межзвездных облаках.
Комплекс вычислительных программ для исследования магнитной газодинамики коллапса межзвездных слабо ионизованных облаков в диффузионном приближении используется для газодинамических расчетов в ЧелГУ, ЧГПИ, ИГМЙ. ГАИШ, ИНАСАН. На его основе разработаны алгоритмы поиска крепких включений во вскрышнных породах угольных разрезов КАТЕК.
Аппробация результатов. Основные результаты исследований в 1976-1991 годах докладывались на симпозиумах Международного астрономического союза (МАО Но 138 (Киев, 1989), No 140 (Гейдельберг. 1989) и No 147 (Гренобль, 1990); на коллоквиуме MAC
No 130 (Хельсинки, 1990); на международном симпозиуме "Космические магнитные поля" (КрАО, 1976); на 7 консультативных совещаниях академий наук соцстран; на 6 всесоюзных совещаниях по физике межзвездной среды и галактик; на всесоюзных конференциях "Актуальные проблемы астрофизики" и "Астрофизика сегодня". По результатам работы в 1975-1991 годах я регулярно выступал с докладами на семинарах рабочих групп по внутреннему строению звезд, физике Солнца и физике межзвездной среды; на семинарах по магнитной гидродинамике; на астрофизических семинарах в Астросовете, ИКИ. ЛФТИ, КрАО, в ИАФА АН Эстонии, в ГАИШ, ЛГУ, УрГУ и в других астрономических учреждениях; прочел спецкурсы по физике космической плазмы, вычислительной физике, динамо - теории и теории остаточного магнитного поля.
На защиту выносятся следующие результаты.
1. Сценарий образования межзвездных магнитных облаков и формирования облачной турбулентности в результате развития гравитационной и МГД неустойчивостей при взаимодействии магнитного поля с вращением и амбиполярной диффузией.
Интерпретация фундаментальных свойств иерархии межзвездных магнитных облаков осуществляется на основе степенных масштабных корреляций "дисперсия скоростей - размер", "магнитное поле -плотность" и "угловая скорость - размер", показатели которых являются функциями плотности (уровня иерархии). В работе показано, что при переходе от сверхоблаков и облачных комплексов к фрагментам и ядрам облаков динамическое влияние магнитного поля ослабевает; непосредственно звездообразование происходит в протоэвездных облаках, магнитная энергия которых существенно меньше гравитационной. Теоретические оценки спектральных индексов
газодинамических и магнитных пульсаций согласуются с показателями масштабных корреляций при учете влияния сжимаемости, перемежаемости и амбиполярной диффузии, устанавливающей днссипационный масштаб турбулентности. Газодинамическая турбулентность в масштабах сверхоблаков и облачных комплексов может являться двумерной. Турбулентность магнитостатических молекулярных облаков с показателем масштабной корреляции "дисперсия скоростей - размер" 4^=0.5 может вызываться колебаниями газа в крупномасштабных магнитных трубках.
2. Диффузионное приближение в магнитной газодинамике коллапса межзвездных облаков.
Для исследования эффективности амбиполярной и омической диффузии, изменяющей магнитный поток протозвездных облаков, выведена система уравнений двухкомпонентной смеси плазма -нейтральный газ в диффузионных переменных. С помощью полученной системы исследованы особенности развития гравитационной неустойчивости, индуцируемой амбиполярной диффузией в динамически сжимающихся облаках. Показано, что минимальные массы флуктуации плотности, нарастающих быстрее сжатия облаков, зависят от содержания донорных элементов, пыли и интенсивности ионизующего излучения. В случае ионизации космическими лучами
В рамках введенного полуторамерного приближения исследовано сжатие слабо магнитных вращающихся облаков. Основными результатами численных расчетов коллапса облаков с вмороженным магнитным полем являются: а) квазирадиальная геометрия магнитных линий и их пинчеваняе в окрестности непрозрачного ядра, б) приобретение полем квазибессиловой структуры, если отношение
магнитной энергии к гравитационной efcO, 1, в) эффективность магнитного переноса углового момента от центра к периферии, не выключавшегося аыбиполярной диффузией.
3. В слабо магнитном приближении разработаны основные элементы теории остаточного магнитного поля.
Наиболее важным принципиальным результатом теории является доказательство сохранения внутри молодых звезд и звезд верхней части главкой последовательности значительной доли магнитного потока протозвездных облаков. Эффективность диссипации остаточного магнитного поля в процессе звездообразования определяется степенью ионизации. Включение в рассмотрение тепловой ионизации донорных элементов и испарения пыли приводит ж стабилизации узкого интервала плотностей, п е[105п0, 109п01, где /^-центральная, п0-начальная плотности, в пределах которого возможна эффективная диффузия магнитного поля из протозвезд її звездных оболочек.
Фактор девмороженности, 0f= В{/В (В и Bf - расчетное и вморокенне магнитное поле) для типичных характеристик ионизирующего излучения, пыли и тяжелых элементов имеет значение lg 0fK 1,0-3,0 и слабо зависит от массы. При образовании звез; первого поколения с малым содержанием металлов возможно более сильное ослабление остаточного магнитного поля. В отсутствие космисчеких лучей lg Эг- 4,0-6, 0.
Энергия. остаточного магнитного поля обычных молодых звезд существенно меньше гравитационной. Поверхностная интенсивності может составлять 1-100 Гс. Интенсификация поля в оболочках звез; до нескольких тысяч гаусс возможна при повышении поток; космических лучей, при укенысашш содержания и размеров пыли, арь
увеличении содержания тяжелых элементов а также за счет диффузионной перекачки в зонах неполной ионизации вещества.
Звезды с массами К*2 HQ не проходили при своем образовании стадии развитой конвекции. Время омической диссипации магнитного поля в них превышает время горения водорода & ядре. Поэтому в этих звездах остаточное магнитное поле может сохраняться на эволюционных временах.
4. Основные приложения теории остаточного магнитного поля.
Эволюция вращающихся магнитных облаков с равными значениями магнитной и вращательной энергий на стадии формирования массивной протозвезды может сопровождаться образованием магнитных колец, всплывающих вдоль оси. вращения.' Максимальная скорость вспаивания колец !=* 50 км/с) сравнима с наблюдаемыми скоростями интенсивных молекулярных течений.
В результате развития экваториального пинч-эффекта' магнитных линий на стадии аккреции оболочки на протозвездное ядро начинают формироваться звездные магнитосферы. В зависимости от соотношений магнитной, тепловой и гравитационной энергий обособление магнитного поля протозвезды от магнитного поля окружающей среды может вести как к открытым так и закрытым конфигурациям магнитного поля. Магнитосферы мультипольного типа возникают, когда отношение газового давления к магнитному, р>1.
На основе выведенных общих критериев наступления конвекции в плазме с магнитным полем, учитывающих основные диссипационные эффекты, показано, что конвекция может наступать либо в ламинарно холебательном либо в динамически турбулентном режимах. В зонах неполной ионизации водорода и гелия звезд с массой Н&1.5 MQ возможно полное подавление развития конвекции. В молодых звездах
малых масс (Wsl,5 WQ) остаточное магнитное поле подвергается топологическому турбулентному преобразование, ведущему к генерации мелкомасштабного поля в виде изолированных магнитных трубок. На динамику всплывающих трубок основное влияние оказывают турбулентное трение и амбиполярная диффузия.
Наблюдательные свойства звезд типа Т Тельца связываются с их образованием в существенно замагниченной среде в результате развития амбиполярной диффузии при плотности п*108-1010 см"3. Активность этих звезд может обуславливаться магнитными трубками, имеющими на поверхности относительно слабое поле В*500 Гс, большие масштабы и малый фактор поверхностного заполнения f^O, 1.
Магнитная амбиполярная диффузия в области температурногс минимума холодных звезд замедляет всплытие магнитных трубок; онг разрушает трубки с размерами Rsflp и В^І-З кГс. Концентрации магнитного поля в поверхностных слоях звезд вызывает изменена радиуса и светимости, что может давать явление фуора.
Внутреннее магнитное поле порядка 108-107 Гс не противореча косвенным наблюдательным оценкам. В этом случае дифференциально! вращение Солнца должно иметь нестационарный характе] распространяющихся колебаний при характерной интенсивност тороидального поля В «3-Ю8 Гс.
Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения она содержит 309 страниц, включая 27 рисунков, 16 таблиц и списо литературы из 421 ссылок.
Введение содержит общую характеристику работы, обосновани актуальности темы исследований, изложение научных положений основных результатов.