Галактические оболочки. Численное моделирование методом тонкого слоя тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РГБ ОН ^ Я М№ '997

Національна Академія Наук України Головна астрономічна обсерваторія

На правах рукопису

СІЛІЧ Сергій Олександрович

Галактичні оболонки.

Числове моделювання методом тонкого

шару

01.03.02 — астрофізика, радіоастрономія

Автореферат дисертації на здобуття вченого ступеня доктора фгаико-математичішх наук

Київ 1997

Дисертацією є рукопис

Робота виконана у Головній астрономічній обсерваторії Національної Академії Наук України.

Науковий консультант:

Офіційні опоненти:

Провідна організація:

доктор фізико-математичних наук, професор Бісноватий-Коган Геннадій Семенович (Інститут космічних досліджень РАН, м. Москва)

доктор фізико-математичних наук . Бочкарьов Микола Геннадіиовпч (ДАІШ Московського державного університету, м. Москва)

доктор фізнко-математичних. наук, професор Климнішш Іван Антонович (Прикарпатський університет, м. Івано-Франківськ)

доктор фізико-математичних наук, професор Конторович Віктор Мойсейович (Радіоастрономічний інститут НАН України, м. Харків)

Аерокосмічний центр ФІ РАН м. Москва)

Захист відбудеться 23 березня 1997 року на засіданні Спеціалізованої ради Д01.74.01 при Головній астрономічній обсерваторії НАН України (252650, Київ 22, Голосіїв), початок засідання о 0 годині.

З дисертацією можна ознайомитися у бібліотеці Головної астрономічної обсерваторії Національної Академії Наук України.

Автореферат розісланий “У/ ’’лютого 1997 р.

Вчений секретар Спеціалізованої ради кандидат фізико-математичних наук

Гусєва Н. Г.

Загальна характеристика роботи

Актуальність теми.

Проведені наприкінці семидесятых років радіоогляди нашої галактики прпзвелп до відкриття десятків великих оболонок та схожих на неповні оболонки структур, характерні розміри яких складають сотні і тисячі парсеків, а кінетичні енергії сягають ~ 10Г,:1 ергів. Це відкриття дало поштовх новому осмисленню міжзоряного середовища (МЗС) як такого, що с динамічною системою, стан якої регулюється потужними локальними джерелами енергії.

Пізніше схожі об’єкти були виявлені у Великій та Малій Магелла-новнй Хмарах, Туманності Андромедн (М31), іншій розташованій поруч спіральнії! галактиці МЗЗ, неправильній галактиці НоІшЬе^ ІІ(ССС 4305) та інших системах.

Екстремальним проявом такого роду структур є оболонки, що виникають при спалахах зореутворешія в напколоядерних зонах галактик. Загальна енергія, що може бути виділена при такому вибуху, сягає 1056—1057 ерг і, таким чином, наближується до енергетики квазарів. При цьому частота вибухів наднових у локальній області простору з характерними розмірами у декілька сотен парсеків досягає 0.1 - 1 НІІ/рік. Пов’язані з вибухами зореутворення оболонки та великомасштабні потоки газу виявляються у видимому (//„), рентгенівському та радіодіапазонах і простежуються до відстані у декілька десятків кілопарсеків від ядер галактик.

Актуальність обраної теми обумовлена тим, що

• Оболонки, що розширюються, є фундаментальними структурами у розподілі МЗС в галактиках різних морфологічних типів.

• Фізичні причини, що призводять до виникнення оболонок і особливості їхньої еволюції в значній мірі визначають великомасштабну структуру, динаміку, енергетичних! баланс МЗС, а, можливо, і загальний кругообіг речовини в галактиках.

• Для виявлення основних закономірностей у розвитку таких оболонок конче необхідне вивчення особливостей будови МЗС в галактиках різних морфологічних типів та порівняння великої кількості спостережень о результатами чисельного моделювання еволюції оболонок при різноманітних початкових умовах.

• Оскільки розміри оболонок, що спостерігаються, перевищують ха-

З

рактерні розміри неоднородностей галактичних дисків. для їх правильного опису необхідне проведення тривимірних чисельних розрахунків, що одночасно беруть до уваги як неоднорідність розподілу газу, так і днферонціальність обертання галактігіних дисків та вплив загального гравітаційного поля галактики.

• Для проведення таких розрахунків та побудови на їх основі широкого спектра числових моделей необхідний розвиток універсального числового методу, що є відносно простим, не потребує дуже великих витрат комп’ютерного часу, але адекватно відображує основні закономірності цього явища.

Метою даної роботи є:

• Розвиток аналітичних та числових методів розрахунку динаміки багатовимірних оболонок, що виникають в неоднорідному МЗС під впливом потужних локальних джерел енергії.

• Вивчення основних: закономірностей еволюції таких оболонок у галактиках різних морфологічних типів на базі великої серії числових експериментів. Побудова числових моделей цього явища та оцінка спостережуваних проявів оболонок у різних спектральних диапазонах. Дослідження можливого зв’язку оболонок з процесами стимульованого зореутворення.

• Порівняння результатів числового моделювання з наявними спостережуваними даними.

Наукова новизна роботи.

Незважаючи на значний прогрес у спостереженнях і велику кількість теоретичних досліджень, до цього часу не вдавалося побудувати загальну кількісну модель еволюції оболонок в галактиках. Передусім це пов'язано із величезною складністю наявних тривимірних гідродинамічних схем і неможливістю проведення на їхній балі великої кількості числових експериментів, які одночасно моделюють всі основні фізичні фактори, що визначають розміток оболонок, а також велику кількість можливих початкових умов. Це є причиною того, іцо лини; у дуже невеликій кількості робіт результати числового моделювання доводились до порівняння з конкретними спостережуваними даними і, тим більше, до аналізу великої сукупності цих даних. Новизна роботи полягає в тому, що

Розвинуто відносно простий метод розрахунку багатовимірних ударних хвиль. На його основі побудований достатньо гнучкий числовий алгоритм. Цс дозволило перейти до побудови масових числових моделей еволюції оболонок в галактиках різних морфологічних типів о великою кількістю початкових параметрів: темпу надходження енергії, параметрів міжзоряного середовища, кривих обертання та гравітаційних полів галактик. Вперше на спільній основі вивчені динаміка, морфологія та наведені оцінки основних спостережуваних параметрів тривимірних оболонок в галактиках різних морфологічних типів. Показана принципова можливість вшшкнення в оболонках, що розширюються, умов, які необхідні для переходу нейтрального водню в молекулярну форму та утворення молекулярних хмар - центрів утворення зір наступної генерації.

Аналіз та порівняння результатів чисельного моделювання із спостереженнями зон іо дефіцитом нейтрального водшо в суміжних галактиках дозволили запропонувати новий метод усунення невизначеності при аналізі просторової орієнтації кутових моментів обертання галактик. ’

Отримано нові точні аналітичні розв’язки рівнянь Ічомпаненця для розповсюдження потужної ударної хвилі в експонсіщінніп атмосфері, що переходить у гало постійної густини, та рівнянь руху оболонок в гравітаційних полях, зокрема рівняння руху самогравітуючої оболонки у полі випромінювання зір галактики. Аналіз отриманих розв’язків та проведені числові розрахунки показали, що на розвинутих стадіях еволюції оболонок динамічний вплив гравітації та протяжних гало малої густини набуває роль визначальних факторів еволюції. Тому для аналізу розвинутих сі адій еволюції великих оболонок принципового значення набувають дані про нагальний розподіл речовини у галактиках, зокрема параметри газових корон малої густішії.

У наближенні тонкого шару отримані аналітичні пнрази, що відображають зміну параметрів пузирів о радіусом при степеневій залеж-пісті темпу енергії, яка надходить до порожнини, під часу. Показано, що у випадку, коли відомі два основних спостережуваних параметри

- радіус та швидкість розширення оболонки - рентгенівська світність пузиря слабо залежить під параметра, що визначає зміну Зсілежністі темпу енергії, яка надходить до порожнини, від часу.

• Розглянуто еволюцію оболонок, що виникають у випадку асиметричного вибуху наднової. Числово моделювання проведено для дпох ЗН, які найбільш ясно’ виявляють ’’бочкоподібну’’ структуру - ЗН 1006 та G296.5+Ю.О. Покапано, що модель асиметричного вибуху, який містить більшість речовини, що викидається, поблизу екваторіальної площини, за умов неоднорідного навколишнього середовища надає можливість відтворити основні морфологічні особливісті ЗН 1006. Морфологія радіозалишка G296.5-H0.0 може бути результатом вибуху наднової в тунелі, який мас густішу, що зменшується вздовж осі симетрії Z, якщо точка вибуху розташована поза площиною симетрії навколишнього гаоу.

Апробація роботи

Основні результати дисертації доповідались на семінарах відділу ’’Фізика зірок та галактик” ГАО НАНУ та інших наукових установ СНД (ДАІШ, ФІ РАН, АКЦ ФІ РАН, Інституту астрономії АН СРСР, Кафедри астрофізики ЛДУ, РІ НАНУ, АО Одеського університету, виїздному засіданні Відділення фізики та астрономії НАНУ), республіканських та всесоюзних нарадах та конференціях. На традіціііних нарадах в Пущнно по фізиці міжзоряної речовини та активності галактичних ядер у 1985, 1987, 1989 та 1992 роках; Всесоюзній нараді ” ”Сверхновые-89”, Ленінград, 1989; Всесоюзній школі о космічної фізики, Суздаль, 1990; конференції, присвяченій 225-ій річниці Астрономічної обсерваторії Львівського університету, Львів, 1994. На міжнародних конференціях. Радянсько -американській зустрічі по астрофізиці великих енергій, Тбілісі, 1989; конференціях ’’Астрофізика та космологія після Гамова”, Одеса, 1994; ’’Современные проблемы астрофизики”, Москва, 1996; ESO/EIPC Workshop ”SN 1987A and other supernovae”. Isola d’Elba (Italy), 1990; CTS Workshop N1. ’’Evolution of Interstellar Matter and Dynamics of Galaxies”, Prague, 1991; IAC-RGO meeting ’’Violent Star Formation. From 30 Doradu.s to QSOs”, Spain, 1993; First UNAM-CRAY Supercomputing Workshop ’’Numerical Simulations in Astrophysics: Modelling the Dynamics of the Uuiver.se”, Mexico, 1993; The ’’Guillermo Haro” International Workshop ’’Starhurst and AGNV. Mexico, 1996.

Основні результати дисертації надруковані у 27 наукових статтях в провідннх астрономічних виданнях. Зокрема, у двох великих оглядових роботах.

Особистий внесок дисертанта

С

Автору належить розшіток методу розрахунку багатовимірних оболонок, пленованного на наближенні тонкого шару, та його послідовне застосування до шгачення крупних галактичних оболонок, що пов’язані із областями активного зороутпорсішя - нових астрономічних об’єктів, які були відкриті наприкінці 70-х років. Роботи [9, 24] базуються на підході запропонованому Г.С. Бісноватим-Когапом та С.І. Блінніковим для роз-

■ рахунків адіабатичних ударних-хшшь о аксіальною симетрією. Авторові належить узагальнення алгоритму на випадок радіаційних ударннх хвиль, врахування руху навколишнього середовища, зовнішнього гравітаційного поля та безупинного надходження енергії до порожнини. В роботах [13,

14, 1С, 22, 27] розрахунки виконані С.Я. Мащенком. Автору належать постановка задач, спільне обговорення та інтерпретація результатів. В решті спільних робіт розрахунки виконані самим автором. В цих роботах пін також приймав активну участь в обговоренні та інтерпретації результатів. Постановка задач [7, 8, 17, 23] належить авторові.

Структура та обедг дисертаційної роботи

Робота складається зі вступу, чотирьох розділів, доповнення та висновків. Загальний об’єм дисертації складає 285 сторінок, включаючи 44 рисунки, 10 таблиць та 298 назв бібліографічних джерел. Кожна глава дисертації закінчується коротким висновком, де сформульовані результати проведених в данному розділі досліджень.

Зміст дисертації

Вступ.

У вступі відображено актуальність темп дисертації, сформульовано мету дослідження, наукову новизну отриманих результатів та основні положення, що виносяться на захист. Приведений перелік нарад, семінарів та конференцій, на яких отримані в дисертації результати пройшли апробацію, та перелік основних публікацій, де ці результати були надруковані. Подано стислий зміст дисертації.

1. Огляд проблеми.

Спостережувані дані. Перша глава за характером оглядова. Вона містить обговорення колективних ефектів, що виникають під час взаємодії великих угруповань зір великої світності а навколишнім середовищем.

Підкреслюється знамення цих ефектів у розвитку ізелнкомаштабної структури та в енергетичному балансі МЗС, переході міжзоряної речошпш о дифузного атомарного сталу в густу молекулярну фазу та стимулюванні процесу утворення зір наступної генерації, перерозподілу збагаченого важкими елементами газу, виникненні та підтримці гарячого галактичного гало.

Середину 1970-х років можна охарактеризувати як повнії етап у вивченні газової підсистеми галактик. Це є час переходу від спостережень окремих цікавих областей до систематичного вивчення розподілу та кінематики нейтрального водню на базі спостережень з високою просторовою та -частотною роздільною здатністю. Нові уявлення про міжзоряне середовище як динамічну систему, що регулюється сукупністю потужних локальних 'джерел енергії, заступають розвинену наприкінці СО-х років рівноважну двофазну модель. Іноді динамічну модель МЗС для більшої, наочності називають моделлю "вируючих галактичних дисків”. Розвиток цієї моделі потребує вивчення складних газодинамічних процесів, що виникають при колективній взаємодії масивних зі]> з навколишнім середовищем та вивчення загального кругообігу речовини в галактиках. Визначальною рисою таких велпкомаштабннх рухів є їх складна геометрична структура.

Визначення та ототожнення оболонок у нашій галактиці є дуже складною спостережною задачею, що ускладнюється впливом потужної фонової радіації галактичного диска. Вивчення подібних до оболонок структур у розташованих поруч галактиках мас суттєві переваги. Тому природно, що о удосконаленням приймачів випромінювання та підвищенням просторової роздільної здатності радіотелескопів, центр тяжіння спостережних програм змістився до вивчення розташованих поруч галактик. Лише після відкриття великої кількості областей з дефіцитом нейтрального водню в галактиках М31, МЗЗ, НоІІ та інших, що належать до групи галактик М81, а також гігантських та надгігантських оболонок іонізованого водню и Великій та Малій Магелланових Хмарах стало остаточно зрозуміло, що _

• Великі оболонки, що розширюються, є характерною структурною одиницею, яка визначає морфологію МЗС як у великих спіральних, так і в іррегулярних карликових галактиках. Найбільш імовірно, що походження більшої частини таких оболонок пов’язане з утворенням компактних угруповань масивних зір та подальшим колективним

шитвом спалахів наднових на навколишній газ.

• Оболонки, що спостерігаються, являють собою складні тривимірні утворення. Для їх адекватного опису необхідніш розвиток тривимірних газодинамічних схем та побудова числових моделей а урахуванням великого розкиду початкових параметрів як у межах однієї галактики, так і серед галактик різних морфологічних типів.

Теорії виникнення та еволюції оболонок. Наведений короткий історичний огляд розвитку теорії виникнення та еволюції великих галактичних оболонок. Визначено два основних підходи до проблеми. Перший грунтується на концепції одиничних, можливо пекулярних джерел енергії. Інший пов’язує походження таких структур о колективною дісю на навколишній гао компактних угруповань масивних зір (див. огляди Теноріо-Тагле І Боденхеймера, 1988 та [1]).

Автор дотримується другої точки зору і вважає, що походження більшої частини великих порожнілі, що заповнені гарячим газом та оточені оболонками нейтрального чи.іонізованого водню, пов'язано о колективною дією на оточуючий газ зоряного вітру та спалахів НН в компактних угрупованнях масивних зір.

Перші двовимірні числові розрахунки, що моделюють розвиток галактичних оболонок, виконані Томісахою та Ікеучі в 1986 році і набули подальшого розвитку в роботах цілого ряду дослідників. Двовимірний числовий алгоритм, що заснований на наближенні тонкого шару, був запропонований Бісноватнм- Коганом та Бліпніковим (1982) і потім розвинутий в наших спільних роботах.

Вплив диференціального обертання галактики на еволюцію оболонок у двовимірному наближенні вперше був розглянутий в роботі Теноріо-Тагле та Палоуша (1987).

Характерні розміри оболонок, проте, с такого ж порядку н навіть перевищують характерці масштаби неоднорідності в розподілі міжзоряної речовини вздовж Й-коордішатн. Тому для побудови адекватної фізичної моделі явища необхідне проведення тривимірних числових розрахунків, що е дуже складною проблемою. Метод розв'язання цієї задачі, що заснований па наближенні тонкого шару, розвинутий незалежно в наших [11, 12] та Я.Палоуша (1990, 1992) роботах.

<)

Друга глава присвячена розгляду задач із сферичною симетрією. Коротко розглянуто основні результати автомодельної теорії точкового вибуху. Формулюються фізичні принципи та базові рівняння наближення тонкого шару, що випливають о цієї теорії.

Наближення тонкого шару. Метод грунтується на двох спрощуючих припущеннях. Перше полягає в тому, шо весь захоплений ударною хвилею газ вважається зосередженим у нескінченно тонкому шарі безпосередньо за фронтом ударної хвилі. Друге спрощення пов’язане з високою температурою нагрітого ударною хвилею газу та швидкім розсмоктуванням виникаючих у ньому неоднорідностей. Воно полягає в тому, що тиск газу всередині порожнини вважається однорідним у всіх випадках, коли впливом магнітних полів можна знехтувати. У цьому випадку нелінійні рівняння у часткових похідних, що описують рух ударного фронту, можна звести до системи звичайних диференціальних рівнянь. Ця система рівнянь описує закони збереження маси, імпульсу та енергіі оболонки, що виникає за фронтом ударної хвилі (див., напр., Імшеннік, 1977). Безумовно, у цьому наближенні втрачається інформація про розподіл газоди-намічніх величин всередині залишка і використовується середнє значення внутрішнього тиску Гі„. Це наближення, однак, дозволяє описати такі важливі властивості міжзоряних оболонок, як їх морфологія, швидкість руху та розподіл поверхневої густішії, а при деяких додаткових припущеннях оцінити й інші спостережні прояви міжзоряних бульбашок.

Рух оболонок у зовнішньому гравітаційному полі. Однією о відзнак космічної газодинаміки є вплив гравітації на рух міжзоряного газу. Тому далі розглядається рух оболонок, що виникають за фронтами великомасштабних ударних хвиль, у зовнішньому гравітаційному полі.

Показано, що сформульована у наближенні тонкого шару система рівнянь зводиться до одного лінійного неоднорідного рівняння першого степеня і знаіідений його розв'язок. Аналіз отриманого розв’язку призводить до висновку про наявність доох режимів руху. У першому випадку вплив зовнішнього гравітаційного поля є несуттєвим. У другому гравітаційний вплив зоряної компоненти настільки великий, що швидкість руху оболонки різко зменшується, а ударна хвиля затухає.

Динаміка оболонок, ідо рухаються під впливом тиску випромінювання зір поля. Розглядається рух оболонки, обумовлений різ-

кі

ніетю потокіи фотонів, що попадають в оболонку зсередини порожнини та від розташованих попа оболонкою пір. Така можливість виникнення велетенських оболонок, що розширюються, була запропонована Елмегріном і Чіангом (1980). Вони отримали рівняння руху оболонкн та його числовий ропп'япок. Було покапано, що па будь-яких значень густини енергіі випромінювання 17, тиску зовнішнього гапу Ре та початкового числа Маха Мо існують такі початкові розміри оболонки, що її швидкість безперервно пристає. Для великих оболонок цей висновок здається не зовсім обгрунтованим череп те, що їх рух в значній мірі визначається виливом гравітації. Ми отримали аналітичний розв'язок падачі про рух сферичних оболонок під впливом тиску випромінювання пір поля о урахуванням їхньої само-граиіташї. Аналіз отриманого ргсш’язку показує, що кінцева швидкість ропшнрення самогравітуючих оболонок завжди прямує до нуля, що принципово змінює отримані раніше результати. Фаза прискорення може виникнути тільки в тих випадках, коли густіша енергіі поля випромінювання галактики V перевшцуе критичне значення 17с « 2 х 10-и аргем-3. Це значення набагато перевшцуе середню густину енергіі випромінювапня в нашій галактиці. Тому для таких систем як наша галактика механізм прискорення оболонок тиском випромінювання пір поля не с ефективним.

Оболонки, що видуваються зоряним вітром. Теорія взаємодії поряного вітру постійної потужності п навколишнім газом була розвинута у 70-х роках (дня. монографію Л©пінської, 1986). При аналізі спостережних даних було встановлено, однак, що темп втрати маси та потужність енергії, що виділяється одиночною зорею чи компактним скупченням зірок, змінюється з часом. Це надає теорії додаткового вільного параметра. Досліджується вплив цього параметра на динамік та спостережувані параметри оболонок, що виникають навколо джерела зі степеневою Ь = Ьо^ залежністю потужності енергії від часу. У наближенні тонкого шару сформульовані рівняння, що описують динаміку таких оболонок в однорідному середовищі. Знайдені їх аналітичні розв’язки, які співпадають з отриманими раніше Острайкером і Мак-Кі (1988) іншим методом. Зростання темпу надходження енергії в порожнину о часом призводить до суттєвої зміни швидкості розширення оболонки. Змінюється також залежність температури газу, що знаходиться всередині порожнини, від часу. При є < 0.75 вона зменшується, а при є > 0.75 зростає. Це призводить до зміни темпу випаровування оболонки та спостережуваних параметрів туманності. Виникають питання: наскільки можуть відрізнятися

світності оболонок, якщо їх кінематичні параметри (радіуси та швидкості) відомі? Чи не можна пояснити розбіжності між стандартною теорією та рентгенівськими емісіями, що виявлені у розташованих у Великій Маге-лановін Хмарі зонах НІІ, змінністю колективного зоряного вітру від розташованих всередині порожнини зір? Розрахунки показуть, однак, малу залежність рентгенівської світності від параметра, що визначає зміну потужності зоряного вітру, якщо радіус і швидкість розширення оболонки фіксовані. Таким чином, пояснити надлишки рентгенівської емісії від туманностей N51D, N44 та інших зростанням темпу надходження енергіі в порожнину з часом не вдасться.

2. Двовимірні оболонки.

Третя глава дисертації присвячена теоріі розповсюдження ударних хвиль в стратифікованих середовищах.

Наближення Компанейця. Роогляннуто відоме рівняння Коипа-ненця та його розв’язок для точкового вибуху в середовищі о густиною, що змінюється оа експоненціішим законом. Знайдено новіш аналітичний розв’язок цього рівняння у випадку розповсюдження адіабатичної ударної хвилі у середовищі, в якому густина змінюється оа законом

р = p0[cxp(-z/Zo) -fa] (1)

і відмінна від нуля на нескінчснністі. Розв’язок, що отриманий, описує структуру фронту ударної хвилі у параметричному вигляді. Він поділяється на три різних вирази для областей, що примикають до верхнього, нижнього полюсів оболонки та до її екватора. Виявилося, що описати середню (примикаючу до екватора) частину поверхні можна тільки при відмінній від нуля функції Ь(т]), яка виникне при розв’язку рівняння Компанейця методом розподілу змінних. Виникнення цієї ’’проміжної” області не є очевидним, оскільки сферично-симетричні початкові умови потребують b(rf) = 0.

Аналіз отриманого розв’язку показує, що при будь-яких малих, але відмінних від нуля а поведінка ударної хвилі якісно інша порівняно з випадком чисто експоненційного розподілу густини. Розміри охопленої ударною хвилею порожнини вздовж осі 2 та в площині z = 0 стають порівнянними. їхня різниця при великому ’’часі'1 у —► оо прямує до постійної

величини

zhv(y) — ro(y) —* 2^о/\/п, (2)

а відношення - до одиниці. ’’ Прорпва” хвилі на безмежність не настає.

Наближення тонкого шару для аксиально-симетричних течій. Проведено узагальнення метода тонкого шару на випадок двовимірних вісеснметричних течій та дано опис побудованого на його базі числового алгоритму. Проведені для тестування числової схеми розрахунки показують цілком зодовільну згоду о наявними аналітичеими апроксимаціями та результатами розрахунків повними різницевими схемами.

. Аксіально-симетричні залишки наднових. Аналіз радіоастрономічних даніх свідчить про те, що у більшості залишків наднових форма відрізняється від сферичної] Велика кількість залишків має аксіальну симетрію з характерними рисами ’’бочкоподібної” структури: вісью симетрії, малою яскравістю оболонок в полярних областях та зміною радіо-яскравості вздовж оболонки. Така морфологія спостерігається як у молодих, так і у старих об’єктів. У деяких випадках ці риси виявляються також в оптичному та рентгенівському діапазонах. Аналіз різних можливих механізмів виникнення складної морфології ЗН є таким чином досить актуальною задачею. •

Нами розглянута еволюція оболонок, що виникають при асиметричному вибуху наднової і при сферичному вибуху зорі у порожнині З ЦІІЛІНД-рично-симетричніш розподілом навколоооряної речовини. Побудовані числові моделі еволюції двох ЗН з найбільш чіткими ознаками аксіальної симетрії: залшіїка історичної наднової 1006 року (0327.6+14.6) та об’єкту G295.5+10.0. Асиметрія вибуху моделювалась залежністю поверхневої густини викинутої речовтш <7с} від лагранжевої координати А. У початковий момент часу ця залежність мала вигляд

' Ocj — сто( & R‘u2 А + ІЗ sin А + С). (3)

Розрахунки показують, що модель асиметричного вибуху з концентрацією внкпненої речовини до екваторіальної площини попередника паднової в неоднорідному МЗС дає змогу відтворити основні морфологічні особливості ЗН 1006, що спостерігаються. Залишок набуває характерної форми "яблука” з заглибленнями поблизу полюсів. Розподіл поверхневої густини вздовж оболонки мас максимум в екваторіальній площині і зберігається неоднорідним па протязі великого часу. Морфологія радіо-

задишка 0290.5+10.0 може бути наслідком сферичного вибуху наднової в тунелі о густиною, що зменшується вздовж осі 2. Точка вибуху при цьому повинна бути зміщена відносно площшш симетрії навколишнього газу.

Спалахи зореутворення в карликових галактиках. Розглядаються пізні стадії еволюції оболонок, що виникають при спалахах зоре-утворе.ння в центральних областях карликових галактик о протяжнішії газовими коронами. Ударна хвиля починає прискорюватися, коли її розміри вздовж осі 7і досягають 2 - 3 характерних масштабів неоднорідності. В оболонці починає розвішатися Рєлей-Тейлорівська нестійкість, і вона розвалюється на окремі фрагменти. Гарячий газ, що знаходиться всередині порожнини, виривається у навколишнє середовище. Всередину порожнини розповсюджується хвиля розвантаження, що вирівнює тиск газу всередині порожнини й у навколишньому середопііщі.

В останні роки з’явились, однак, переконливі дані на користь того, що навколо дисків галактик існують протяжні газові корони малої густини. Розподіл густини галактичного газу, що розглядався у попередніх роботах (де до уваги бралася тільки дискова компонента) є, таким чином, вельми великою ідеалізацією. Врахування динамічного впливу газової коропи є природніш наступним кроком у розвитку газодинамічних моделей активних галактик.

Розподіл газу в галактиці задавався епрощенною моделлю Томісаки і Ікеучі (1988) і складався з трьох ізотермічних компонент. Перша та друга моделюють нейтральну дискову та іонізовану проміжну компоненти. Т^е-тя має високу дисперсію хаотичних швидкостей і моделює корону галактики. Гравітаційна модель галактики включає гравітаційне поле темної речовини. Розрахунки показують, що на пізніх стадіях еволюціі динамічний вплив газового гало та гравітаційних полів стає вирішальним. Газова підсистема галактики може залишатися гравітаційно зв’язаною навіть у тому випадку, коли швидкість оболонки, що ” прориває” галактичний диск, перевищує параболічну. Пошук газових гало малої густини навколо карликових галактик становить, таким чином, принципово важливу спостережну задачу.

Тривимірні оболонки.

Основні рівняння. Формулюються основні рівняння, які описують динаміку й дозволяють оцінити спостережні прояви тривимірних оболонок,

що формуються оіі фронтами ударних хвиль у МЗС. На базі цих рівнянь побудований чпслоішії алгоритм, який боре до уваги неоднорідність МЗС, диференціальне обертання галактичного днека, впліт гравітації. Наближено враховується внутрішня структура залпшка. Дискутуються .•засоби опіку спостережуваних параметрів оболонок: їх морфології, побудови зображень у картинній площині галактики, оцінки болометрнчної та рентгенівської світногтей. Для розрахунків вся оболонка розбивається на N лагранжевпх елементів. Рух кожного елементу описується системой

о 7 звичайних нелінійних дііфсренціпшіх рівнянь, які виражають закони збереження маси та імпульсу та зміну координат лагранжевого елемента з часом. В кожній! момент часу розраховуються площа поверхні кожного лагранжепого елемента, об'єм та гнек всередині порожніти. Для розрахунку тиску використовуються закон збереження енергії та рівняння стану газу. Рух всієї оболонки описується системою з 7і\т-И звичайних диференціальних рівнянь. Ця система рівнянь розв’язується чисельно, оа допомогою методу Адамса до 12-го порядку.

Адіабатичні залишки наднових. Для перевірки схеми та демонстрації її можливостей розглянуто рух адіабатичної ударної хвилі в речовині о еліпсоїдальним розподілом густини та рух в однорідному середовищі ударної хвилі, що має початкову форму тривісного еліпсоїда.

Розповсюдження оболонок у МЗС, яке містить малі холодні згущення. В абсолютній більшості робіт, що були надруковані, еволюція міжзоряних оболонок розглядалась и однорідному (без урахування міжзоряних хмарок) МЗС. Спостереження, однак, вказують, що дифузні міжзоряні хмарки з радіусами 2-5 пк та концентрацією частинок п ~ 10 сш-3 можуть містити суттєву частку маси міжзоряного газу, хоч і займають дуже малу частину об’єму галактики. Всередині порожнини такі хмаркн стають додатковим джерелом маси її суттєво виливають на енергетичний баланс та спостережувані параметри оболонок. В дисертації розглядається МЗС, яке складається а двох компонентів - дифузного газу та щільних сферичних хмарок з радіусами Лсі, густішами р,і та фактором заповнення за масою /дг. Густина газу та величина /д/ с функціями тр^ох просторових координат. Враховуються випаровування холодної щільної оболонки, випаровування та гідродинамічне руйнування хмарок, які проникають всередину порожнини. Темп випаровуваная хмарок і оболонки розраховувався о використанням класичної теорії теплопровідності. Використовуючи середню просторову густішу числа хмарок і приймаючи

до уваги стискання хмарок великим тиском всередині порожніти, можна знайти критичніш радіус оболонки, починаючи о якого темп випаровування хмарок перевищує теми випаровування оболонки:

ДІСІ. = 2 Іісі

/и К<І,к < VI >

Для типових для МЗС параметрів величина Па ст заключена у межах 50 -100 пк. Це джерело надходження маси у порожнину вимикається, коли поверхнева густина оболонки перевищує поверхневу густину хмарок і останні починають "застрявати” в оболонці.

Як основні механізми динамічного руішупаиня хмарок розглядались гідродинамічні нестійкості, що розвиваються у зовнішніх шарах хмарок. Темп випаровування перевищує темп надходження маси за рахунок гідродинамічного руйнування хмарок тоді, коли температура навколишнього газу перевищує критичну.

Гсг ^ 2.5 х 1(У'

Шп Пс У, 12/г>/ рс,\1/5 (Рен\1/15

(З 1рс100ктя~М Хріп/

Тут Пі„, І*іп густина и тиск розрідженого газу всередині порожнини, Уг -швидкість його руху, Р,сі - тиск зовнішнього газу, /? - постійна, що визначає ефективність гідродинамічного обдирання зовнішніх шаров хмарок. Порівняння з числовими розрахунками приводить до значення (І > 10. Це означає, що випаровування хмарок домінує у внутрішніх, гарячих шарах порожнини, а гідродинамічні нестійкості у зовнішніх, холодних (де температура нижче приблизно ~ 10'’Л').

Підвищення густини газу всередині порожнини за рахунок випаровування й руйнування хмарок веде до збільшення болометричної світності бульбашки. На ранніх стадіях еволюціі рентгенівська світність також підвищується. Додаткове надходження маси призводить, однак, до того,що температура у зовнішніх шарах порожнини стає нижче за температуру відсікання рентгенівського випромінювання (~5х 10ГіА"). Завдяки тому, що в цих шарах зосереджена основна частка розташованого всередині газу, це веде до різкого падіння рентгенівської світності. Внаслідок цього максимальне значення рентгенівської світності при наявності хмарок підвищується, але тривалість рентгенівської фази зменшується.

Для нашої галактики розрахунки проведені для галактоцентричних

Рисунок 1: Форма оболонок при різних кутах оору спостерігача. Зверху - однофазне середовище без огущень, далі - половина маси МЗС сконцентрована у міжаоріннх хмарках. Знизу - джерело енергії розташоване у 50 пк над площиною Галактики.

відстаней Л — 5, 8.5 та 15 кик і різних положень ОВ-асоціацій відносно галактичної площини го — 0 та 50 пк. Розглядались два склади МЗС (однорідне о /д/ = 0 та о фактором оаповнеїшя хмарками за масою —

0.5), три значення параметра /і, що визначає темп руйнування хмарок (/1 — 10, 20 та сю), а також дві величини темпу надходження енергії в порожнину £зн = 1 та = 3, які відповідають ОВ-асоціаціям, що містять біля 100 і 300 наднових пі]). Характерний час існування ОВ-асоціації приймався рівним 3 х 107 років.

Результати розрахунків для галактоцентричнпх відстаней Л = 8.5 кпк та темпу надходження енергії Ь-м = 3в однофазному середовищі без хмарок (зверху), та у випадку, коли половина маси МЗС сконцентрована в хмарках, відображені на рисунку 1. У нижній частині рисунку джерело енергії зміщено на 50 пк під Галактичної площини. Але навіть такс невелике зміщення приводить до виникнення дуже асиметричного залишку. У всіх випадках поблизу Галактичної площини утворюється пасок, у якому сконцентрована основна частка всього накопиченого оболонкою газу. Зображення тих самих об’єктів при різних кутах зору демонструє вплив диференціального обертання Галактики, яке починає виявлятися після 10 млн. років еволюції. Підкреслимо, що на заключних стадіях еволюції кінетичні енергії оболонок складають лише невелику частку (< 10%) загальної енергії, що надасться ОВ-асоціацією. Таким чином, ефективність переробки енергії спалахів наднових у кінетичну енергію руху оболонок ніколи не перевищує 10%.

Формування молекулярних хмар оболонками, що роошнрю-ються. Більша частка накопиченого в оболонці газу сконцентрована поблизу Галактичної площини (до 90% маси знаходиться в шарі о напівтов-щнною 200пк). Променева концентрація атомів у цій зоні росте і приблизно після ЗО млн. років може перевищити критичне значення

шо є необхідним для екранування зовнішнього УФ вішромішовагння та перехода' газу, який сконцентрований в оболонці, у молекулярну форму. Умови, що с необхідними для утворення молекулярного иодшо, однак, реалізуються тільки у внутрішніх областях Галактики. У наших розрахунках - на відстанях 5 та 8.5 кпк від центра Галактики. На відстані И=15 кпк від центра променева концентрація не досягає критичного ана-

(6)

чення. Умов для утворення молекулярних хмарок у оболонках не виникає. Можливість утворення молекулярного газу також залежить від відстані джерела енергії до Галактичної площині!. Якщо ОВ-асоціація зміщена під плошшш -і—О на відстань, що перевищує приблизно 100 пк, то критичне значення променевої концентрації не досягається і молекулярній газ п

о.болоиці не утворюється. Треба взяти до уваги також, що необхідні для утворення молекулярного водню умови виконуються тільки п дуже пу-зькнх (в напрямку Z) шарах оболонки. Місцезнаходження молекулярного кільця підносно галактичної площини залежить від місцезнаходження джерела енергії. Якщо ОВ-асоціація розташована у галактичній площині, то

і смуга молекулярного газу буде розташована у цін площині. Якщо ОВ-асоціація розташована над галактичного площиною, то пасок оболонки і молекулярне кільце будуть розташовані під площиною /,=0. У всіх випадках, однак, молекулярна смуга виникає на відстанях, що не перевищують 100 пк від площшш симетрії z=0, що узгоджується із розподілом молекулярного водню, який спостерігається у нашій галактиці. Незважаючи на тс, що товщина смуги, в якій виникають умови для утворення молекулярного водшо, дуже мала у порівнянні із розмірами всієї оболонки, маса газу, який може перейти у молекулярну форму, досить велика і може перевищувати 10&АІ&. Кінцева доля цього гапу (якші осідає на галактичну площину) остаточно не визначена. Уявляється досить імовірним, що з нього формуються великі молекулярні комплекси - центри утворення зір нової генерації.

Визначення напрямку вектора кутопого моменту обертання галактик аа орієнтацією зон о дефіцитом нейтрального водню у картинній площині галактики. Різні сценарії походження великомасштабної структури Всесвіту та формування галактик передбачають різну кореляцію між напрямками вектора кутового моменту обертання галактик із розподілом мас в протогалактнчнін речовині. Визначення просторової орієнтації векторів кутових моментів галактик стикається, однак, з суттєвими труднощами. Оптичних та радіоданих недостатньо для повного визначення просторопого напрямку цього вектора, який може бути орієнтованим по відношенню до променя зору чи під кутом і1 = і, чи під кутом і' = 180° - і, де і - кут нахилу галактики.

Нами запропонований новий метод усунення цієї невизначеності, який грунтується на ефекті спотворення форми оболонок диференціальним обертанням галактики і с незалежним від будь-яких додаткових при-

пущень (про напрямок закручення спірального візерунка галактики, наявність галактичного балджа тощо), Наш метод потребує тільки вивчення орієнтації ”дір” у розподілі нейтрального водню і, таким чином, е найбільш прямим засобом усунення вказаної вище невизначеності.

Розрахунки були проведені для галактик двох вкрай різних морфологічних типів: великої спіральної системи М31 та неправильного карлика НоІІ (ІЮС 4305). У розрахунках використовувався розвинутий нами алгоритм, який був доповнений процедурою числової проекції оболонок і розрахунку розподілу променевої концентрації НІ в картинній площині галактики.

Для галактики НоІІ розрахунки були проведені для трьох значень галактоцентричної відстані (2; 4 та б кпк) та двох значень темпу надходження енергії в порожнину (0.1 та 0.3) хЮ38 ерг с'1. Для кожного значення галактоцентричної відстані, темпу надходження енергії та позиційного кута, що визначає місцезнаходження джерела енергії, через кожні 20 млн. років розраховувались мапи розподілу променевої концентрації НІ. Контур діри апрокспмувався еліпсом. Для визначення орієнтації діри розраховувався кут у> між великою віссю еліпса та напрямком на галактичний центр. Ця процедура виконувалась для обох можливих положень вектора кутового моменту п повторювалась для різних значень кута нахилу галактики і = 40°,50<>,С0о і 80°. Максимальні розміри оболонок наприкінці розрахунків складали 1.7 кпк у діаметрі та 2.6 кпк у напрямку нормальному до галактичною площини. Відношення малої та великої осей еліпсів було у межах 0.5 < Ь/а < 0.9.

В галактиці М31 як ОВ-ассоціації, так і області з дефіцитом НІ, сконцентровані у відносно вузькому інтервалі галактоцентричних відстаней. Тому розрахунки були виконані тільки для двох відстаней від центра галактики: і? = 10 кпк і II — 15 кпк. Передбачалось, що темп надходження енергії складає (0.25, 0.5 та 1.0)х1038 ерг с-1. Це відповідає 25 - 100 вибухам наднових за час життя ОВ-асоціації, що складав ЗО мли. років. Проекції оболонок на картинну площину будувались через кожні 5-10 млн. років. Процедура проектування була виконана для чотирьох значень кута нахилу галактики і = 20°, 40°, 60° та 77.5°. В цій галактиці оболонки мають значно більші розміри у напрямку Ъ та значно більше спотворюються диференціальним обертанням галактичного диска. їхні максимальні розміри у напрямку Ъ складали 4 кпк, а в галактичній площині лише 0.5 кпк. Відношення малої та великої осей еліпсів складало 0.1 < Ь/а < 0.0.

Рисунок 2: Схематичне роггганіунапия різних ион ’'вірогідності" в площині галактики.

Результати розрахунків викривають наявність трьох різних зон, що схематично відображені на рисунку 2. В зоні 1, яка включає зону 1А і 1В, орієнтація великої осі діри в розподілі НІ насправді визначається напрямком вектора кутового моменту галактики. Ці зони можна назвати зонами ’’повної вірогідності”. Тут всі зоГ>раження оболонок, що були розраховані, оберігають ’’правильну” орієнтацію. Кути -р містяться у межах 0° < р < 90°, якщо вектор кутового моменту галактики спрямований від спостерігача, іі 00° < <р < 180°, якщо вектор кутового моменту обертання галактики спрямований до спостерігача. В зонах 2 і 3 орієнтація дір у розподілі НІ в картинній площіші не відповідає їх справжній орієнтації у площині галактики і визначається в основному ефектами проекції. Більшість дір в зоні 2 мають кути р у межах 90° < <р < 180° незалежно від напрямку вектора кутового моменту галактики. В зоні 3 кути <р містяться у межах 90° < <р < 180°. Ці результати легко зрозуміти, якщо взяти до уваги, що ефекти проекції намагаються орієнтувати великі осі дір вздовж лінії вузлів галактики, і це спотворення істшюї орієнтації оболонок тпм більше, чим більшим є кут нахилу галактики.

Порівняння проведених розрахунків з даними спостережень призводить до висновку, що вектор кутового моменту обертання галактйкп НоІІ спрямований від, а галактики М31 - до спостерігача.

Побудова зображень НІ оболонок в різних частотних каналах. Проведений аналіз чотирьох спостережних критеріїв, які використовуються для ототожненню оболонок на мапах розподілу ьейтрального

водню, а саме: а) область о дефіцитом НІ повинна спостерігатися щонай-менш як у трьох послідовних частотних каналах; б) положення центра діри у ріпних каналах повинно співпадати; в) діра повинна мати достатній контраст по відношенню до фону; г) форма діри повинна бути близькою до еліпса. .

. Процедура проектування оболонок модифікується таким чином, що беруться до уваги дисперсія хаотичних рухів оточуючого оболонку газу та кінцева ширина кожного каналу. Параметри частотних каналів моделюються гаусовнми ваговими функціями о днсперсіею а/. Отриманий розподіл променевої концентрації згладжується з тим, щоб взяти до уваги просторову роздільну здатність радіотелескопа.

Результати числових розрахунків, що були проведені для декількох оболонок у галактиках М31 та НоІІ, призводять до висновку, що критерій а) добре виконується у більшості випадків за винятком тих, коли оболонки належать до галактик о великим кутом нахилу та розташовані у областях з полярними .кутами в, що є близькими до 90°. Критерій б) може порушуватись. Особливо у тих випадках, коли оболонки розташовані поодаль від лінії вузлів галактики. Використання цього критерію може призвести до похибкового ототожнення одного і того ж об’єкту з різними оболонками.

З другого боку, частина оболонок, що с реальними, може бути виключена □ аналізу. Критерій в) краще виконується для оболонок, що розташовані поблизу лінії вузлів. Критерій г) добре виконується для всіх розрахунків, що були проведені.

Висновки

У висновках коротко наводяться основні результати, отримані в дисертаційній роботі та обговорюються перспективи їхнього подальшого розвитку.

Додаток

' Наводяться початкові моделі Чумацького Шляху, Туманності Андромеди та галактики НоІІ, що були використані для розрахунків.

Результати,які виносяться на захист

1 Метод розрахунку .динаміки тривимірних оболонок, що витікають прп розповсюдженні по МУС сильних ударних хвиль. Метод грунтується На добре відомому наближенні тонкого шару. Сформульовані

• основні рівняння, розвинутий гнучкий числовий алгоритм, який дозволяє рівночасно взяти до уваги всі основні фактори, що визначають динаміку великих галактичних оболонок.

2 Числове моделювання еволюції оболонок в галактиках різних мор. фологічних типів (Чумацькому шляху, Туманності Андромеди, неправильній карликовій галактиці Но1тЬег£ II) при широкому виборі енергій, що надходять до порожнини, та параметрів МЗС. Розрахунок спостережуваних параметрів оболонок. їх морфології, швидкостей, мас, зображень у картинній площині галактики та оцінка боло-метрнчпої та рентгенівської світностей. Аналіз впливу попадаючнх всередину порожнини хмарок та виявлення їх ролі, як домінуючого джерела надходження маси у порожнину, на певних стадіях еволюції оболонок. Можливість утворення й оболонках, що розширюються, умов, які необхідні для Переводу нейтрального водню у молекулярну фазу та впніїкнення велетенських молекулярних хмар - центрів утворення зір наступної генерації.

3 Новин точний аналітичний розв’язок рівняння Комшшейня для розповсюдження сильної адіабатичної ударної хвилі у речовині з екс-поненцігіннм розподілом густини, яке у далечині від точки вибуху перетворюється у гало п постійною густиною. Аналітичні розв’язки рівнянь, які в наближенні тонкого шару описують рух оболонок, що створюються ударними хвилями, в гравітаційних полях, зокрема рух гамогравітуючої оболонки в йолі випромінювання зір галактики.

4 Новий метод усунення невионаченності, що виникає прп аналізі просторової орієнтації вектора кутопого моменту обертання галактик. Метод грунтується на ефекті спотворення оболонок диференціальним обертанням галактичного диска та аналізі орієнтації дір у розподілі нейтрального водню у картинній площині галактики.

Наукова та практична цінність

• Розвиток нового методу розрахунку тривимірних оболонок, що грунтується на наближенні тонкого шару, та його послідовне залучення до вивчення нових астрономічних об’єктів - велетенських галактичних оболонок, які пов’язані о областями активного зореутворення. Дослідження, що були проведені, призвели до чіткого розуміння ролі колективного впливу масніших оір на газову. підсистему галактик, виявили основні закономірності еволюції великих оболонок, що виникають навколо компактних угруповань масивних зір, їх місце у великомасштабній структурі МЗС та загальному кругообігу речовини в галактиках.

• Повнії аналітичний розв’язок рівняння Компанейця поширив вкрай вузьке коло газодинамічних задач, які мають аналітичний розв’язок, і продемонструвало принципову роль корон малої густішії прп аналізі розповсюдження ударних хвиль у плоско-стратіфікованпх середовищах.

• Аналітичні розв’язки рівнянь, які описують рух оболонок у зовнішніх гравітаційних полях та самогравітуючпх оболонок у полі випромінювання зір галактики, виявили роль гравітації в розвитку цих об’єктів

і дозволили зменшити кількість можливих механізмів їх походження.

• Розвинутий в дисертації підхід може бути використаний (як це продемонстровано у самій роботі) і вже використовується колегами із Нідерландів для аналізу великої кількості накопичених спостережуваних даних та виявлення оболонкових структур у новому списку близьких галактик. Запропонований нами метод у теперешнііі час є, певно, єдиним числовим методом, що дозволяє одночасно взяти до уваги всі основні фактори, які впливають на розвиток великих галактичних оболонок, широкий спектр початкових умов та побудувати достатню кількість числових моделей при розумних загальних витратах обчислювального часу. .

• Автор мас надію, що о поліпшенням роздільної здатності радіотелескопів набуде широкого застосування запропонований метод усунення невизначеності, що виникає при аналізі просторової орієнтації вектора кутового моменту обертання галактик. Це твердження

грунтується на тому, що папропонопашш метод є незалежніш від будь-яких додаткошіх припущень про властивості галактик, потребує тільки вивчення орієнтації ’'дір" в розподілі нсіітральиого водшо

і, таким чином, є найбільш прямим засобом усунення вкачаної вище невизначеності у галактиках ріпних морфологічних типів.

• Ідеологія, що набула розвитку в дисертації, може бути залучена до вивчення великих оболонок та чарункової структури МЗС d інших спектральних діапазонах (шідішому, рентгенівському) і тому може використовуватись для опрацювання нових спостережних програм.

Автор вдячішіі проф. Г.С. Бісноватому-Когану оа тривалі і щасливі год піт спільної праці та багаторазові дискусії, що надали розуміння багатьом питаниям, які порушені в дисертаційній роботі, своєму першому вчителю, проф. П.І.Фоміну, співавторам Т.О. Лозішскін, С.І. Бліниікову, С.Я. Мащенко, G. Tenorio-Tagle, J.Franco, J. Palous, спілкування з якими завжди було корисне, а дискусії плідними. Автор вдячний також всім учасникам семінарів ГАО НАНУ, РІ НАІІУ, ДА1Ш, ФІ РАН, АКЦ ФІ РАН, Інституту астрономії РАН оа багаторазові дискусії, обговорення та постійну зацікавленість до результатів, що доповідались.

Проведені у дисертації дослідження були підтримані грантом UC 9000 Міжнародного наукового фонду, грантом UC 9200 спільної програми Міжнародного наукового фопду та Уряду України, Малим грантом Американського астрономічного товариства. Часткова фінансова підтримка була отримана через Національну космічну програму України та грант 93-02-17106 Російського фонду фундаментальпнх досліджень. Частина розрахунків була виконана в ІКД РАН, Instituto de Astronorma UNAM (Mexico), Instituto cle Astrofisica de Canaiias (Spain), Instituto Nacional de Astrofisica, Optica у Electronica (Mexico) під час роботи автора у цих наукових центрах.

Основні результати дисертації опубліковані в роботах

Оглядові роботи

1. Сишіч С.А., 1990, Гигантские оболочки III, связанные с областями <.

звездообразования // в кн. Строение и эволюция областей звездообразования. Киев: Наук, думка, с.161-202. ' '

2. Bisnovatyi-Kogan, G. S. and Silicli, S. A., 1995, Shock wave propagation in the nommiform interstellar medium // Rev.Mod.Phys. 67, 661-712.

Статті в наукопих виданнях

3. Силич'С.А., Фомин ПЛІ., 1983, Точечный взрыв в экспоненциальной атмосфере с ненулевой асимптотой // ДАН СССР. 268, N4, 861.

4. Силич С.А., 1985, К теории распространения сильных ударных волн в неоднородных гравитирукмцпх средах. I. Адиабатическая стадия // Кинем, фнз. неб. тел. 1, N6, 37.

5. Силич С.А., 1985, К вопросу о форме расширяющихся сверхоболочек нейтрального водорода // Астрофизика 22, N3, 5G3.

6. Силпч С.А., 1985, О природе расширяющихся оболочек HI и спектре звездных масс ОВ-ассоциацнй // Астрофизика 23, N2, 289.

7. Иасько В.П., Силич С.А. 1986, К теории распространения сильных ударных волн в неоднородных гравнтнрующпх средах. II. Радиационная стадия // Кинем, фнз. неб. тел. 2, N3, 15.

8. Пасько В.П., Силич С.А. 1988, Динамика самогравнтирующих оболочек, движущихся под действием лучистого давления звезд поля // Кинем, физ. неб. тел. 4, N2, 85.

9. Bisnovatyi-Kogan G.S., Blinnikov S.I. & Silich S.A., 1989, Supernova

remnants and expanding supershells in inhomogencous moving medium. Thin layer approximation. Astrophys. Space. Sci, 154, 229. *

10. Bisnovatyi-Kogan G.S., Lozinskaya T.A. h Silich S./., 1990, Barrel-like supernova remnants, Astrophys. Space. Sci, 166, 277.

11. Бисноватый-Коган Г.С., Силич С.А. 1991, Трехмерные адиабатические остатки сверхновых // Астрон. жури. 68, 749.

12. Silich S.A., 1992, Three-dimensional supcrshclls in differentially-rotating galactic disks. Astrophys. Space Sci. 195, 317.

13. Мащенко С.Я., Cniiin C.A. 1994, Об образовании молекулярных обла-kod в трехмерных расширяющихся оболочках // Астроц. ж. 71, 237.

14. Мащенко С.Я., Силич С.А. 1995, Расширяющиеся оболочки в галактике НоН: сравнение результатов численного моделирования с данными наблюдений // Астрон. ж. 72, 660.

15. Silich S.A., 1996, Interstellar bubbles with a variable energy input rate, Atron. Astrophys. Transactions, 9, 85.

16. Silich S.A., Mashchenko S.Ya., Tenorio-Tagle G. and Franco J., 1996, Supersliells as probe particles for the study of the galactic spin orientation. Mon. Not. R. Astron. Soc. 280, 711.

17. Silich S.A., Franco J., Palous J., Tenorio-Tagle G., 1996, 3-D Calculations

of the Evolution of Superbubbles in a Cloudy Medium. Astrophys. J. 468,722. .

18. Silich S.A., Mashchenko S.Ya., 1996, Large-scale structures in the ISM with correlated SNe explosions. Atron. Astrophys. Transactions, 10, 225.

19. Bisnovatyi-Kogan, G. S. & Silich, S. A. ’’Three-dimensional adiabatic supernova remnants”. 1991, Proceedings ESO/EIPC Workshop "Super-пот 1987A and other supemovae”, ed. by I.J.Danziger and K.Kjar (ESO, Garching, Germany) p657.

201 Bisnovatyi-Kogan G.S., Lozinskaya T.A. & Silich S.A., 1991, Barrellike supernova remnants. Proceedings ESO/EIPC Workshop ’’Supernova 1987A and other supemovae”, ed. by I.J.Danziger and K.Kjar (ESO, Garching, Germany), p653.

21. Silicli S.A., 1992, 3D Supershells, in "Evolution of Interstellar matter and dynamics of galaxies”, edited by J. Palous, W. B. Burton, and P.O. Lindblad (Cambridge: Cambridge University Press), p.72.

22. Mashchenko S.Ya., Silich S.A., 1994, Formation of molecular clouds in expanding supersliells: 3D models, in "Numerical Simulations in Astiv-physics”, ed. J. Franco. S. Li/auo, L. Aguilar and E. Daltabuit, (Cambridge: Cambridge University Press), p.202

23. Silicli S.A., Franco J., Palous J. fc Tcnorio-Tagle G., 1994, Galactic supershells. in Violent star formation from 30 Doradus to QSOs, eel. G. Tcnorio-Tagle, (Cambridge: Cambridge University Press), p.lG2.

24. Бпсноватып-Коган Г.С., Блинников С.П., Силич С.А. 1988, Эволюция

■ остатков сверхновых її расширяющихся свсрхоболочек в неоднородных движущихся средах. Приближение бесконечно тонкого слоя // Препринт ИКИ АН СССР, Пр-1406, 32с.

25. Бпсноватып-Коган Г.С., Лозинская Т.А., Силич С.А. 1990, Аксиально-симметричные остатки вспышек сверхновых // Препринт ИКИ АН СССР, Пр-1С37, 31с.

26. Сплич С.А., 1991, Трехмерные оболочки в дифференциально вращающихся галактических дисках // Препринт ІТФ АН УРСР, ИТФ-91-42Р, 23с.

27. Мащенко С.Я., Сплич С.A. 199G, Проявление HI оболочек в разных частотных каналах // Препринт Главной астрономической обсерватории НАН Украины ГАО-9С-23, 20с.

Літературні дне ер ела

Бнсноватый-Коган Г.С., Блинников С.И. 1982, Астрой, ж. 59, 876.

Имшешшк B.C. в кн. Численные методы в физике плазмы. М.: Наука, 1977.

Лозинская Т.A. 198G, ’’Сверхновые овеоды и овеэдиый ветер. Взаимодействие с газом галактики.” М.: Наука, 304с. '

Elmegreen B.G., Chiang W.-II. 1982, Ар. J. 253, GGG.

O.strikcr, J.P., C.F. McKee, 1988, Rev. Mod. Phys. 60, 1.

Palous J. 1990, in The Interstellar Disk-IIalo Connection in Galaxies, edited by II. Dloemen (Srerrewaclit, Leiden) p. 101.

Palous, J. 1992, in Evolution of Interstellar Matter and Dynamics of Galaxies, edited by J. Palous, W. B. Burton, and P. O. Lindblad (Cambridge Univ. Press, Cambridge) p.Co.

Tcnorio-Tagle, G., Palous, J. 1987, Astron. Astrophys., 186, 287.

Tenorio-Tagle, G., P. Bodenheimer, 1988, Ann. Rev. Astron. Astropliys. 26, 145.

Tomisaka K., Ikeuchi S. 1986, Publ. Astron. Sot. Jap. 38, C97.

Tomisaka IC., Ikeuchi S. 1988, Ap. J. 330, G95.

Аннотация

Силич С.А. Галактические оболочки. Численное моделирование методом тонкого слоя. Диссертационная работа (рукопись) на соискание ученой степени доктора физико-математических наук по специальности 01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия. Главная астрономическая обсерватория НАН’Украины, Киев, 1997.

Защищаются 27 научных работ, посвященных развитию аналитических и численных методов описания динамики многомерпых оболочек, возникающих в неоднородной межзвездной среде под воздействием мощных локальных источников энергии. В приближении тонкого слоя найдены решения уравнении движения оболочек и гравитационных полях, в том числе движения самогравитирующей оболочки в поле излучения звезд галактики. Получено новое точное аналитическое решение уравнения Компанейца для распространения сильной адиабатической ударной волны в экспоненциальной атмосфере, переходящей в гало постоянной плотности. На основе приближении тонкого слоя развит метод расчета динамики трехмерных оболочек,-возникающих при прохождении по МЗС сильных ударных волн. Разработан гибкий численный алгоритм, позволяющий одновременно учесть все основные факторы, определяющие динамику крупных галактических оболочек. Построены численные модели эволюции оболочек в галактиках разных морфологических типои. На основании проведенных расчетов предложен новый метод устранения неопределенности в пространственной ориентации вектора углового момента вращения галактик.

Ключові слова: галактики, міжзоряне середовище, ударні хвилі, наднові, міжзоряні оболонки.

Abstract

Silicli S.A. Galactic shells. Numerical simulations by the thin layer method. Thesis (a manuscript) is applied on adjudge for research degree doctor of Physical and Mathematical Sciences on specialty 01.03.02

- Astrophysics and Radioastronomy. Main Astronomical Observatory of the National Academy of Sciences of Ukraine, Kyiv, 1997.

27 scientific papers are defended. The development of analytical and numerical methods for the multidimensional shells calculations in the inho-mogeneous ISM are presented. Shell expansion in the external gravitational field and self-gravitating shell expansion in the radiation field of a galaxy stars are defined by the analytic solutions. A new parametric solution for Kompa-neets equation in the case of plane-stratified exponential atmosphere with an extended homogeneous halo is found. The numerical method based on the tliin layer approximation is developed to calculate the three-dimensional galactic interstellar bubbles evolution. The method takes into account simultaneously all the principal factors, which are important for the large interstellar shells evolution. The numerical models are calculated for the shell evolution in the galaxies of different morphological types. A new method to remove the uncertainty in the determination of the galaxy angular momentum space orientation is proposed.

Key words: galaxies, interstellar medium, shock waves, supernovae, interstellar shells.