Динамическое взаимодействие межзвездных газовых облаков тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

%• и й

■ч ' ' "ч

- о •» . .

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

На правах рукописи

Кириенко Андрей Борисович

ДИНАМИЧЕСКОЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ МЕЖЗВЕЗДНЫХ ГАЗОВЫХ ОБЛАКОВ 1

• _ • , > - • • • - .

01.03.02—астрофизикаи радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

ч

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель: д.ф.-м.н., профессор В.Г. Горбацхпй

Санкт-Петербург 1995

Работа выполнена на кафедре астрофизики математике- механического факультета Санкт-Петербургского государственного университета

Научный

руководитель: доктор физико-математических наук,

профессор Горбацкий Виталий Герасимович

Официальные

оппоненты: доктор физико-математических наук Быков Андрей Михайлович кандидат физико-математических наук Холтыгин Александр Федорович

Ведущая

организация: Государственный астрономический институт

имени П.К. Штергбсрга Защина диссертации состоится "ишг^.? 1995 года ъ /У часов ¿Ф минут но заседали диссертационного совета Д.06Л.57.39 по защите диссертаций на соискание ученой степени доктора наук в Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 199034, г. Санкт-Петербург, Университетская наб., д. 7/9, геологический факультет, ауд. 52.

С диссертацией можно ознакомиться в научг. >й биилиотеко университета (199034 г. Санкт-Петербург, Университетская паб., д. 7/9). Автореферат разослан " п ¿ыу^^^Л 1995 г. Ученый секретарь диссертационного совета

кандидат физико-математический наук И.В. Петровская

1 Общая характеристика работы

Актуальность проблемы. К настоящему времени достаточно убедительно установлено, что важнейшей составляющей межзвездной среды Галактики (МЗС) являются гигантские молекулярные облака (ГМО). В отношении процесса образования ГМО существует две альтернативные точки зрения. Согласно одной из них ГМО формируются непосредственно из разреженного газа межзвездной среды под действием гравитационной или какой-либо иной неустойчивости. С другой стороны эти объекты могут образоваться путем столкновений малых облаков, приводящих к их слиянию. Эволюция ансамбля межзвездных облаков в предположении об определяющей роли в формировании ГМО процессов слияния взаимодействующих облаков малых масс детально не изучалась.

Межзвездные облака имеют крайне неоднородную клочковатую структуру, и данные наблюдений последних лет (особенно в молекулярных линиях) убеждают в том, что ГМО являются иерархическими, а, возможно, и фрактальными образованиями. Для облаков с. фрактал! ной структурой не применимы обычные гидродинамические методы. Современное развитие оыче лительной техники и численных методой не позволяет моделировать взаимодействие облаков, обладающих мпогг-у'чжгшюй иерархической структурой. Поз" ому разработка подходов к решению этой проблемы является актуальной.

В тех случаях, когда дисперсия скоростей газовых облако» значительно превышает среднюю ско|югть звука, в них (иапрш. р,« Магел-

Пановых Облаках), столкновения облаков могут приводить к возникнем вению сильны* ударных воля, которые нагревают газ в зоне сжатия до температуры 105 106К. Среди процессов, определяющих состояние МЗС, одним из важнейших яоляется высвечивание нагретого таким образом и сильно ионизованного газа. Расчет этого процесса производится при посредстве, так называемой, функции высвечивания. "Знание этой функции позволяет исследовать не только охлаждение зоны сжатия, но и другие процессы, например, охлаждение газа за фронтом ударной волны, вызванной вспышкой сверхновой, или изобарическое охлаждение вещества в коронах центральных галактик скоплений.

Целью работы является моделирование эволюции системы межзвездных облаков на о-чюванип теор'ш коагуляции при различных ' предположениях относительно характера динамического взаимодействия и структуры облаков. Также щ низводятся детальные вычисления ско]а>ст11 высвечивания (функции вьи-аечивания} горячего выеохо-понизованвого газа необходимые для исследования процессов, сопровождающих столкновения облаков.

На защиту выносятся: »

1. На основании гипотезы окоаг"ляции рассчитав процесс эволюции спектра масс в системе /меж звездны > обликов. Показано, что стационарное распределение при рачли .лих предположен«-ях относительно сечений столкновений и распределения облаков по скоростям достигается за время 1-2 периодов вращения Галактики цокруг своей оси.

2. Изучен процесс высвечивания горячего высокоионизованного межзвездного газа при учете роли наиболее распространенных в МЗС химических элементов и исследована зависимость функции высвечивания от их относительного содержания. Рассчитана функция высвечивания при отсутствии в газе ионизащклшо-рекомбинационного равновесия.

3. Исследован процесс столкновения гигантских молекулярных облаков (ГМО),в предположении о том, что они обладают иерархической структурой. Показано, что в случае, когда скорость столкновения таких ГМО лишь незначительно превышает вири-альпую скорость субструктур 1 во взаимодействующих облаках, во вновь образованном облаке выделяется массивное ядро, окруженное обширным разреженным гало. Из расчетов видно, что подобное образование продолжительное время остается устойчивым, а на результаты определения спектра масс иерархичность облаков не влияет.

Рее перечисленные выше результаты являются новыми.

Научная ценпость. Полученные результаты могут быть использованы:

1. Для расчетов процессов столкновения межзвездных облаков, обладающих многоуровепной фрактальной структурой.

1 Предполагается, что млссивяые межмаездные облака состоят пз злгкеигов , уГструктур), плотность которых шлшг средней плотности облака. Щхюграастм» между субстру*-турами ^алплнют шачителыго Менее илотный газ.

2. При изучении эволюции системы межгалактических облаков.

3. При исследовании процессов образования карликовых галактик и шаровых скоплений.

4. В работах по тепловой неустойчивости газа МЗС, когда процессы высвечивания играют определяющую роль.

5. При моделировании процессов охлаждения газа за фронтом ударной волны, возникающей при вспышке новой или сверхновой звезды.

Апробация работы. Основные результаты, полученные при работе над диссертацией, докладывались

- на семинаре ГАО АН Украины (1991 г.),

- на семинаре кафедры астрофизики Санкт-Петербургского Университета (1993 г.),

- па семинаре астрономической группы Физико-Технического Института им. А.Ф. Иоффе (1993 г.),

- на конференции, посвященной УО-летию со дня рождения Г. А. IV мова, в г. Одессе (1994 г.),.

- на ХУШ-ом совещании "Физика межзвездной среды и туманностей" в г. Пугципо (1995 г.).

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из Введения трех глав и Заключения, двух Приложений и списка цитируемой литературы (93 наименования). Она содержит 120 страниц машинописного текста, 23 рисунка, 5 таблиц. Общий объем работы - 135 страниц.

2 Содержание работы

В первой главе диссертации рассматривается эволюция ансамбля межзвездных газовых облаков при различных предположениях о сечениях и скоростях их столкновений. Раздел 1.1 является вводным, в нем кратко излагается суть различных методов, при помощи которых можно

рассчитать равновесный спектр масс системы межзвездных облаков.

#

Основные предположения относительно параметров облаков, скоростей и сечений их столкновений содержится в разделе 1.2. Для исследование эволюции спектра масс ансамбля межзвездных облаков используется модифицированное кинетическое уравнение Смолуховского

—- -Аг(гМ) £ К(т,т',№т!, 0

Уь т'=то

] т—т-о

-+ - £ К{т-т,\т\г)Щт\№(*-т',() (1)

* т'=ти

.■Здесь Д'(ш, <) — количество обла! в массы т в момент времени / п единице объема. Первым и вторым пагаемым в правой час-; 1 уравнения (1) учитываются процессы изменения количестнп оГ гакгч с: мас-

сой vi в результате столкновений облаков друг с другом. Слагаемыми Q+(m, t) и Q-(m, t) учитывается появление и исчезновение облаков массы т в результате процессов отличных от коагуляции. К(т, т', t) — ядерная Функция уравнения коагуляции, которая характеризует вероятность слипания двул частиц с массами т и т' в момент временя t.

В третьем разделе первой главы приводятся спо< бы обезразмери-ванюа уравнения Смолуховского для статистически равновесие о и нестационарного вариантов. Использованные в работе численные методы описываются в разделе 1.4, а необходимые для решения параметры задачи задаются в 1.5.

Результаты численпт гх расчетов эволюции спектра масс ансамбля межзвездных облаков приводятся в разделе 1.6. Здесь показано, что при предположении о существовании в начальный момент времени облаков только минимальной ма^оы, равновесное распределение достигается за время 1-2 периодов вращение Галактики вокруг своей оси. При этом стационарный спектр масс отчетливо степенной с показателем равным ~ —1.5 ± 0.1, а основная доля межзвездного вещества сосредотачивается в гигантских облаках. Оказалось, что в процессе эволюции по ансамблю облаков "проходит" своеобразная волна, то есть в определенный момепт времени t количество облаков массы т [N (т, t)) достигает максимального значения/а затем уменьшается до величины несколько меньшей стационарного значения, после чего P. jii. t) опять возрастает. Эти колебания быстро затухают. Время достижения мак-

спмппыют значения величиной N(771,1) коррелирует с величиной 7«. облаков. . •

В раздело 1.7 результаты выполненных расчетов сопоставляются с данными наблюдений и результатами, полученными другими авторами.

Во второй главе диссертации рассматриваются столкновения быстрых облаков больших масс, а также производятся детальные расчеты скорости высвечивания в зоне сжатия за фронтом возникающей при столкновении ударной волны. В разделе 2.1 приводятся наблюдательные данные о распределении газовых облаков в Магеллановых Облаках по скоростям и указывается возможная причина того, почему дисперсия скоростей межзвездных облаков в Галактике' значительно меньше дисперсии скоростей газовых облаков в Магеллановых Облаках.

Столкновения газовых облаков при скоростях значительно превосходящих скорость звука в облаке приводит к возникновению сильных ударных волн и образованию зоны сжатия '■— области, заполнешюй плотным очгнь горячим газом, между фронтами ударных волн. В разделе 2.2 детально исследуется охлаждение горячек» газа путем выешь чипания. При этом в первой части этого раздела рассматривается распределение 10 наиболее распространенных п МЧС химических элементов по степеням ионизации с учетом ударной ионизации, радиативной и диэлектронной рекомбинаций. Показано, что "быстрое"' радиатив-ное охлаждение приводит к нарушению статистически равнопесного

ионизационного распределения.

Функция высвечивания горячего оптически тонкого межзвездного газа рассчитывается с учетом излучения в линиях, а также излучения в континууме, для расчетов которого используются данные о рекомби-национном, двухфотонном и тепловом тормозном излучении. Во второй части раздела 2.2 описываются аппроксимационные выражения, используемые для вычисления интенсивности линейчатого и непрерывного излучения. Расчетам функции высвечивания для статистически равновесного ионизационного распределения химических элементов и для процессов охлаждения, в которых отсутствует рекомбинационао - ионизационный баланс посвящена третья часть раздела 2.2. Далее обсуждаются результаты детальных расчетов функции высвечивания. Исследуется скорость радиативного охлаждения в диапазоне температур от 104К до 108К в зависимости от содержания в газе МЗС элементов тяжелее Не для стационарного и двух вариантов (изохориче-ский и изобарический) нестационарного охлаждения. Показано, что при нестационарном охлаждении значения скорости высвечивания в 2-7-5 раз меньше при температурах 3 • 104 -т- К)"К и на два порядка больше при Т ~ 104К соответствующих значений скорости высвечивания при стационарном режиме охлаждения. Рассчитанная для стационар'.юп: охлаждения функция высвсч икания находится в согласии с соответствующими функциями, вычислявшимися в последние годы [1,3].

В разделе 2.3 рассматривается столкновение массивных облаков

при их Тлэлътой хттоиггспъ'иси скорости. Произведены распеты профилей плотности и температуры в зоне сжатия, образующейся между фронтами сильных ударных волн. При этих расчетах использованы фупкции высвечивания, определенные в разделе 2.2.

В разделе 2 Л показано, что развитие гравитационной неустойчивости в зоне сжатия может привести к образованию шаровых скоплений с массами ~ 104 масс Солнца. Для образования более массивных шаровых скоплений необходимы газовые облака с параметрами, которые не согласуются с наблюдаемыми. Этот вывод отличается от результатов, полученных в работе [2], в которой на основании оценочных соотношений показывается, что столкновение массивных газовых облаков может приводить к образованию шаровых скоплений с массами ~ 10е масс Солнца.

Заканчивается вторая глапа описанием возможностей использования рассчитанных- в работе функций высвечивания.

О третьей главе диссертации исследуется взаимодействие межзвездных облаков в предположении об их иерархической структуре. В разделе 3.1 приводятся наблюдательные данные, из которых следует, что распределение газа вплоть до галактических масштабов.

Во втором разделе рассматриваются столкновения массивных межзвездных газовых облаков, обладающих иерархической структурой. Результаты численных расчетов в основном подтверждают выводы, сделанные с использованием пириальных соотношений. Предполагается, что облака состоят из элементов (субструктур), плотность »еще-

ства в которых (р) выше средней плотности газа в облаках (< р >) и определяется на основании фрактального соотношения:

ТЧГ- .

где й—радиус облака, г - радиус субструктуры, О— показатель фрак-тальности.

Для устойчивости фрактального облака необходимо, чтобы его субструктуры на каждом уровне фрактальносги находились в вириальном равновесии. Из результатов расчетов следует, что столкновение вириа-лизованных газовых облаков, обладающих иерархической структурой, быстро приводит к возникновению объекта, состоящего из компактного массивного "ядра" и обширного разреженного "гало". Гало состоит из элементов, содержавшихся в столкнувшихся облаках и газа, потерянного элементами при их взаимодействиях. Образовавшееся таким образам облако длительное время остается устойчивым.

При учете спектра масс межзвездных облаков, рассчитанного в первой главе, в разделе 3.3 рассматриваются вероятности столкновений Облаков разных масс. Показано, что массы ГМО увеличиваются главным образом в результате захватов облаков значительно меньшой массы, а столкновения двух массивных облаков происходят гораздо реже, чем такой захват.

В разделе 3.4 приводятся результаты расчетов столкновения ГМО с облаком имеющим значительно меньшую массу. Показано, что практически при всех допустимых значениях величины и направления вск-

тора скорости малого облака его злементы попадают в ядро ГМО, что ведет к увеличению массы ядра. Время движения элементов малого облака от края ГМО до его ядра сравнимо с временем, проходящим между двумя последующими захватами, и тем самым обеспечивается квазнстационарность "гало".

На основании данных, полученных в предыдущих разделах, В разделе 3.5 предлагается квазиравнопесная модель строения гигантских молекулярных облаков. Предполагается, что основная масса ГМО сосредоточена в его ядре, вокруг которого простирается обширное гало. В гало находятся субструктуры малых облаков И разреженный газ, потерянный субструктурами в результате их взаимодействий. Уменьшение количества газовых конденсаций в гало из-за их аккреции на ядро ГМО компенсируется новым захватом. Такая модель паходится в согласии с данными наблюдений, из которых следует, что гигантские молекулярные облака состоят из одной или нескольких массивных плотных областей (ядер), окруженных протяженной значительно менее плотной оболочкой (гало). Гало заполнено газом я более плотными сгустками вещества.

В Заключении суммируются основные результаты представленной диссертации л возможные направления д.'цяънейших исследований динамики межзвездных облаков.

В Приложениях представлены лппрокеимапиошше формулы для функций, используемых при вычислении коэффициентов ударной ионизации, и описаны явная и неявная численные схемы, при помощи

которых рассчитывалось распределение химических элементов по степеням ионизации в газе МЗС.

Основные результаты, изложенные в диссертации, опубликованы в следующих работах:

1. Кириенко А.Б. "Нестационарное радиатнвное охлаждение горячего, оптически тонкого межзвездного газа." Пиг.ълш о АЖ, 19:27-33, 1993.

2. Кириенко А.Б. "Об эволюции спектра масс ансамбля межзвездных облаков." Письма в А Ж, 20:868-872, 1094.

3. В.Г. Горбацкий и А.Б. Кириенко. "О слиянии космических облаков фрактальной структуры." Astrophysics and Cosmology after Gamov. Abstracts, Космосинформ, M., e.9, 1994.

Литература

[1] H. Boehrmger and G. Ilensler. Metallicity - dependence of radiative cooling iu optically thin hot plasmas. Л&Д, 215:147 -149,1989.

[2] Ya Kiimai, B. Basu, and M. Fujimoto. Formation of globular duster lrom <;aa in large - scale unorganized motion in galaxies. Astrophys.J., 404:144-161, 1993.

[3] R.S. Sutherland and М.Л. Dopita. Cooling function for low-density astropljy-'Vul plasmas. AMmpl, i/s../.Supul., 88:2Г>3 327, 1993-^J