МГД волны в протозвёздных облаках Замоздра, Сергей Николаевич

Введение к работе

Актуальность темы. Наблюдения в видимом, инфракрасном и радио диапазонах показывают, что современное звездообразование происходит в межзвёздных молекулярных облаках. Конкретными местами звездообразования являются протозвёздные облака — гравитационно связанные ядра (уплотнения) молекулярных облаков, имеющие температуру 10-50 К, размеры 0.01-0.1 пк и массы 0.1-100 масс Солнца. Согласно теории звездообразования, в результате коллапса и фрагментации протозвёздных облаков сначала формируются протозвёзды (самогравитирующие уплотнения газа непрозрачные к собственному тепловому излучению), а затем в результате коллапса протозвезд и аккреции остатков протозвёздного облака рождаются молодые звёзды.

Протозвёздные облака несимметричны и турбулентны, поскольку формируются в турбулентной среде. Из трёхмерных численных расчётов следует, что основные характеристики протозвезд зависят от интенсивности и типа турбулентности в протозвёздном облаке, однако, механизмы этого влияния изучены слабо. Основная причина в том, что недостаточно исследовано влияние самого коллапса на турбулентность, в частности, неясно какие эффекты и на каких этапах коллапса определяют судьбу турбулентности. Например, в процессе коллапса уменьшается масштаб пульсаций, что усиливает диссипативные потери турбулентной энергии, но одновременно она восполняется за счёт гравитационной энергии.

Крупномасштабная турбулентность в протозвёздных облаках может описываться в приближении магнитной газодинамики. У этой турбулентности магнитные числа Рейнольдса имеют порядок 10-1000, числа Маха достигают 10, а плотности кинетической и магнитной энергий сравнимы друг с другом и с плотностью энергии регулярного магнитного поля. Магнито-

газодинамическая (МГД) турбулентность отличается от газодинамической турбулентности множеством волновых эффектов и анизотропией, вызванной магнитным полем. По мере затухания МГД турбулентности эти отличия становятся всё более выраженными, и при малых амплитудах МГД турбулентность вырождается в суперпозицию линейных МГД волн. Поэтому изучение эволюции МГД волн в протозвёздных облаках является основой для изучения крупномасштабной турбулентности в этих объектах. Цель диссертационной работы. Цель работы заключается в исследовании эволюции МГД волн в протозвёздных облаках и оценке влияния волнового давления на коллапс этих облаков. Основные задачи работы:

1. изучить наблюдательные данные о турбулентности, магнитном поле и степени ионизации в протозвёздных облаках, а также модели МГД волн и турбулентности в этих объектах;

2. с помощью простых одномерных моделей, в которых предписаны структура или эволюция облака, исследовать механизмы изменения амплитуды альвеновских волн и найти зависимости волнового давления от плотности;

3. на основе решения предыдущей задачи объяснить эволюцию МГД волн в более реалистичных численных моделях коллапса протозвёздных облаков; оценить влияние волнового давления на коллапс с помощью сферически-симметричной численной модели.

Научная новизна. 1) Ранее в моделях межзвёздных облаков рассматривалось отражение альвеновских волн только от примитивных неод-нородностей плотности, таких как ступенька или прямоугольный барьер. В теориях солнечных пятен и солнечного ветра решались более сложные задачи, например, об отражении альвеновских волн от равновесной изотермической атмосферы в однородном поле тяжести (Ферраро 1954 [1]). В диссертации исследуется отражение альвеновской волны от профиля

плотности, характерного для протозвёздных облаков. Этот профиль соответствует гидростатическому равновесию самогравитирующего изотермического слоя идеального газа [А 14, А6]. Предложенная модель применима на начальных стадиях коллапса протозвёздных облаков, когда температура меняется слабо и скорость сжатия меньше скорости звука.

2. Основной причиной поглощения МГД волн в протозвёздных облаках является трение между заряженной и нейтральной компонентами плазмы в процессе магнитной амбиполярной диффузии — совместного движения положительно и отрицательно заряженных частиц относительно нейтральных частиц под действием магнитного поля. В процессе коллапса облаков длина волн в среднем уменьшается, что способствует их поглощению, но коэффициенты поглощения также могут уменьшиться; кроме того, часть гравитационной энергии переходит в энергию волн. Ранее конкуренция этих эффектов изучалась с помощью уравнения для средней плотности волновой энергии (Энг 2002 [2]), что применимо только на начальной стадии коллапса, когда характерное время сжатия t& больше периода колебаний в сопутствующей системе отсчёта T_w. С помощью приближений плоской симметрии и однородного сжатия в диссертации исследуется поведение альвеновской волны на быстрой стадии коллапса (^ < T_w) и аналитически выводится условие затухания волны [АН, А12, А1, А13, А5, А6].

3. Мак-Ки и Цвайбель (1995 [3]) обратили внимание, что в отсутствие генерации и диссипации волновой энергии давление альвеновских волн может быть степенной функцией плотности: P_w ос р³/² при быстром сжатии среды, когда t& много меньше времени пересечения неоднородностей среды волнами, и P_w ос р¹/² — в противоположном случае. В диссертации выводятся зависимости P_w от плотности при произвольном темпе сжатия; кроме того, в них учитывается поглощение волн [А9, А10, Al, А6, А16, A3].

4. Ю и др. (1995 [4]) предположили, что магнитозвуковые волны, как

и альвеновские, могут усиливаться при глобальном сжатии среды. В диссертации это предположение доказывается с помощью одномерной численной модели эволюции нелинейных МГД волн в коллапсирующем облаке [А19, А8].

5. Исследуя одномерную численную модель коллапса дисковидных протозвёздных облаков, Энг (2002 [2]) пришёл к выводу, что давление МГД волн слабо влияет на коллапс. В диссертации этот вывод проверяется в рамках приближения сферически-симметричного облака. Расчитывается изменение плотности энергии и длины альвеновских волн в коллапсирующем облаке и оценивается влияние волнового давления на время образования протозвёзд, их массу и темп аккреции [А 17, А7]. Расчитанные распределения плотности и скорости среды и концентрации ионов используются для моделирования переноса излучения в линиях молекулярных ионов. В модели облака L1544 достигнуто согласие с наблюдениями по интенсивности и форме линии J=l-0 иона НС¹⁸0⁺ [А2, А15], а также по наличию повышенной дисперсии скорости вблизи центра облака.

6. С помощью двумерной осесимметричной МГД модели Худжейрат и др. (2000 [5]) показали, что альвеновские волны, генерируемые вращением центральной части облака на продвинутых стадиях коллапса, сильно поглощаются из-за магнитной амбиполярнои диффузии, что затрудняет волновой перенос углового момента. В диссертации на основе похожей двумерной модели [А4] исследуется поглощение альвеновских волн в другой ситуации: когда они изначально присутствуют в облаке и окружающей среде. Решение этой задачи позволяет более корректно, чем в одномерной модели, оценить влияние волнового давления на коллапс облака.

Практическая значимость. Результаты работы способствуют развитию теории звездообразования, в частности, объяснению эволюции МГД волн и турбулентности в протозвёздных облаках. Кроме того, результаты

могут быть полезны в других областях физики и астрофизики, в которых изучаются МГД волны и турбулентность в неоднородных и/или нестационарных течениях. Результаты применяются в научных исследованиях ИНАСАН, ИПФ РАН, ЧелГУ, астрономической обсерватории Белграда, института астрономии Макса Планка в Гейдельберге и других организаций. Результаты используются студентами ЧелГУ при написании квалификационных работ и магистерских диссертаций.

На защиту выносятся следующие положения и результаты

1) Закономерности распространения, отражения, поглощения и уси
ления линейных альвеновских волн в моделях протозвёздных облаков с
предписанной структурой или эволюцией.

В среднем (по длине волны) самогравитирующий равновесный слой отражает волны слабее, чем прямоугольный барьер, но сильнее, чем симметричный слой Эпштейна с аналогичным перепадом плотности.

В однородно сжимающейся среде затухание волн преобладает над усилением, если темп сжатия не превышает критическое значение, определяемое отношениями числа Рейнольдса и магнитного числа Рейнольдса к числу Альвена, а также зависимостями вязкости и проводимости от плотности.

Зависимость волнового давления P_w от плотности является степенной лишь в особых случаях. В неоднородном течении P_w зависит не только от плотности, но и от числа Альвена и направления распространения волн, а при однородном сжатии — от темпа сжатия и начального распределения амплитуд.

В протозвёздных облаках волновое давление может расти быстрее теплового давления газа Р лишь на однородной изотермической стадии коллапса, но при неоднородном коллапсе P_w становится меньше Р, поскольку число Альвена близко к единице.

2) Закономерности распространения, поглощения и усиления МГД

волн с большой амплитудой в коллапсирующих протозвёздных облаках; выводы о влиянии волнового давления на коллапс.

Магнитозвуковые волны, как и альвеновские, могут усиливаться при глобальном сжатии среды.

Наибольшее усиление пульсаций скорости (в десятки раз) происходит в облаках со слабым магнитным полем, поскольку в них ослаблено поглощение волн из-за магнитной амбиполярнои диффузии, а также возникают точки остановки для волн, распространяющихся от центра к краю.

На медленных начальных стадиях коллапса поглощение волн доминирует над усилением, поэтому роль волнового давления быстро падает. На продвинутых стадиях коллапса вблизи центра облака возникает тороидальная зона в интервале радиальных расстояний 10~⁴-10~² пк, где волны почти не поглощаются, но усиливаются за счёт сжатия. Однако, даже в этой зоне волновое давление остаётся много меньше давлений газа и регулярного магнитного поля.

Поскольку распределение волнового давления по радиусу может быть немонотонным, то волны могут как препятствовать коллапсу, так и способствовать ему. Давление альвеновских волн может увеличить время формирования протозвёзд на несколько десятков процентов и на столько же уменьшить темп аккреции на них, но почти не влияет на массу протозвёзд.

Апробация работы. Результаты работы докладывались и обсуждались на следующих научных мероприятиях: еженедельном астрофизическом семинаре под руководством д. ф.-м. н. профессора А.Е.Дудорова в Чел ГУ с 1999 г., 34-й Международной студенческой конференции «Физика космоса» (Екатеринбург, 2005), четырёх международных конференциях «Забабахинские научные чтения» (Снежинск, 2001, 2003, 2007, 2010), международном симпозиуме «Астрономия 2005: состояние и перспективы развития» (Москва), симпозиуме №227 Международного астрономическо-

го союза (Арцетри, 2005), двух Всероссийских астрономических конференциях (Москва, 2001, 2004), конференции «Звездообразование в Галактике и за ее пределами» (Москва, 2006), Девятнадцатой всероссийской школе-семинаре «Аналитические методы и оптимизация процессов в механике жидкости и газа» (Снежинск, 2002), Тринадцатой зимней школе по механике сплошных сред (Пермь, 2003), физических семинарах под руководством д. ф.-м. н. профессора Н.С.Степанова в Нижегородском Государственном Университете и под руководством д. ф.-м. н. профессора В. Ю. Трахтенгерца в Институте Прикладной Физики РАН (Нижний Новгород, 2003), семинаре «Физическая гидродинамика» под руководством д. ф.-м. н. профессора П.Г. Фрика в Институте механики сплошных сред УрО РАН (Пермь, 2006).

Публикации. Материалы диссертации опубликованы в 19 печатных работах, из них 4 статьи в рецензируемых журналах [А1, А2, A3, А4], 4 статьи в сборниках трудов конференций [А5, А6, А7, А8] и 11 тезисов докладов [А9, А10, АН, А12, А13, А14, А15, А16, А17, А18, А19]. Результаты излагались также в устных и стендовых докладах и в отчётах по проектам, поддержанным РФФИ и Министерством образования и науки Российской Федерации.

Личный вклад автора. Автором получены все основные результаты, выносимые на защиту. Эволюция нелинейных МГД волн в коллап-сирующем облаке изучалась с помощью численного кода, разработанного А. Г. Жилкиным и К. Е. Степановым и модифицированного автором. МГД моделирование сферически-симметричного коллапса протозвёздных облаков с учётом давления альвеновских волн проводилось с помощью авторского численного кода, основанного на коде Дудорова и Сазонова (1981 [6]). В работе [А2] автор выполнил МГД моделирование структуры облака, а в работе [А4] — расчёт степени ионизации плазмы и описание

диффузии магнитного поля.

Структура и объём диссертации. Диссертация состоит из введения, трёх глав, заключения, списков литературы и обозначений. В каждой главе представлены выводы. Объём диссертации 181 страница; рисунков 40, таблиц 6; список литературы включает 137 наименований.