Образование истечений и аккреция на замагниченные объекты тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ОРДЕНА ЛЕНИНА, ОРДЕНА ОКТЯБРЬСКОЙ РЕВОЛЮЦИИ, ОРДЕНА ТРУДОВОГО КРАСНОГО ЗНАМЕНИ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ имени М.В.ЛОМОНОСОВА

На правах рукописи УДК 523.9

Торопин Юрий Михайлович

Образование истечений и аккреция на замагниченные объекты.

(01.03.02 - Астрофизика, Радиоастрономия)

Диссертация

на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научные руководители: член-корреспондент РАН, профессор A.M. Черепащук

доктор физико-математических наук В.М. Чечёткин

МОСКВА 1999.

Содержание

Введение............................................................................2

1 Образование истечений в ходе внешней аккреции на протозвёзды, окружённые замагниченными дисками 6

1.1 Звёздообразование и истечения от протозвёзд: наблюдения и теория . 6

1.1.1 Современная модель звездообразования............................7

1.1.2 Классификация протозвёзд

и молодых звёздных объектов......................................8

1.1.3 Истечения от протозвёзд............................................10

1.1.4 Механизмы образования истечений................................13

1.1.5 Обоснование предлагаемой модели образования

истечений в ходе звездообразования................................16

1.2 Постановка задачи............................................................19

1.2.1 Математическая постановка задачи .............................20

1.2.2 Граничные и начальные условия....................................22

1.2.3 Метод численного решения..........................................23

1.3 Результаты расчётов........................................................24

1.3.1 Структура течения вблизи околозвёздного диска

и временная динамика развития истечения........................24

1.3.2 Крупномасштабная структура

формирующегося джета..............................................36

1.4 Механизм ускорения и коллимации истечения............................48

1.5 Обсуждение....................................................................53

1.6 Сравнение результатов расчёта со свойствами

наблюдаемых истечений от протозвёзд....................................55

1.7 Заключение....................................................................56

2 Аккреция Бонди на магнитный диполь 58

2.1 Введение ......................................................................58

2.2 Модель .......................................60

2.2.1 Система уравнений..................................................60

2.2.2 Способ включения в расчёты

дипольного магнитного поля звезды................................62

2.2.3 Граничные и начальные условия....................................63

2.2.4 Характерные безразмерные параметры и переменные ..........67

2.2.5 Численный алгоритм................................................68

2.3 Результаты расчётов........................................................71

2.3.1 Аккреция с малым угловым моментом

на невращающийся диполь..........................................73

2.3.2 Зависимость результатов от "гравимагнитного"

параметра ß ос М/ß2 и магнитной вязкости fjm..................81

2.3.3 Аккреция на вращающийся диполь,

режим "пропеллера"..................................................85

2.3.4 Астрофизический пример............................................89

2.4 Заключение....................................................................90

3 Радиационное ускорение порций вещества в аккреционных воронках

около астрофизических объектов 93

3.1 Введение ......................................................................93

3.2 Модель "излучения в канале" ..............................................96

3.2.1 Расчёт падающего излучения ......................................97

3.2.2 Кинематическое уравнение..........................................100

3.2.3 Учёт конечной оптической толщины сгустка......................101

3.2.4 Начальная стадия ускорения........................................102

3.3 Различные частные случаи форм канала..................................102

3.3.1 Аналитические решения для канала постоянного радиуса . . . 102

3.3.2 Класс поверхностей ограниченного роста на бесконечности . . 105

3.3.3 Класс поверхностей типа конуса....................................106

3.3.4 Замечание о поверхностях других классов........................108

3.3.5 Результаты вычислительных экспериментов......................108

3.3.6 О решающем влиянии коэффициента отражения г2..............111

3.3.7 Учёт гравитационного притяжения................................112

3.3.8 Учёт релятивистской поправки в давлении фотонов ............114

3.4 Обсуждение....................................................................115

3.4.1 Существование каналов..............................................116

3.4.2 Применение результатов к астрофизическим объектам..........117

3.4.3 Недостатки модели ..................................................120

3.5 Заключение....................................................................120

Заключение........................................................................122

Литература........................................................................126

Введение

Звезда была и остаётся фундаментальным объектом исследования для астрономии. На современном этапе эволюции в нашей Галактике происходит рождение новых звёзд со скоростью 3 ... 5 М0/год. Образование звёзд является одной из базовых проблем астрофизики. Неожиданное открытие в начале 80-х годов крупномасштабных истечений вещества в областях звездообразования [150] произвело эффект взорвавшейся бомбы. Оно привело к коренному пересмотру теории образования звёзд [148]. Коллапс замагниченного фрагмента молекулярного облака теперь представляется сложным динамическим процессом, которым управляет множество физических закономерностей. Наиболее интригующей деталью процесса звёздообразования выглядит генерация массивных истечений вещества, которые уносят избыток углового момента и энергии, выделяющейся при коллапсе.

Примерный сценарий образования звезды после выделения в молекулярном облаке локальной конденсации вещества, неустойчивой по отношению к гравитационному коллапсу, выглядит следующим образом (подробнее смотрите Главу 1). Происходит динамический коллапс центральной части конденсации с образованием зародышей протозвёзд и выделением компактных околозвёздных дисков. Растущая протозвезда аккумулирует вещество из окружающей оболочки и околозвёздного диска. При этом продолжается внешняя аккреция вещества коллапсирующего фрагмента облака на протозвезду и диск. На определённой стадии эволюции вещество начинает выбрасываться из окрестностей протозвезды, формируя биполярное истечение вдоль оси диска, параллельно направлению крупномасштабного реликтового магнитного поля. Истечение взаимодействует с окружающим веществом, выдувая в нём расширяющуюся биполярную оболочку. Ударные волны в истечениях наблюдаются как объекты Хербига Аро [59], оболочки, выдуваемые истечениями, —как молекулярные потоки и джеты [30].

Первоначально предполагалось, что формирование истечения начинается на относительно поздней стадии формирования протозвезды, когда большая часть вещества коллапсирующего фрагмента уже аккумулирована протозвездой и окружающим диском. В соответствии с этим для объяснения феномена образования истечений предлагались в основном т.н. "дисковые" механизмы. В них, по аналогии с механизмами формирования джетов от активных ядер галактик и квазаров, ключевую роль играет аккреционный диск с вмороженным магнитным полем. Ускорение вещества от поверхности диска может происходить как вдоль наклонных силовых линий магнитного поля за счёт "магнито- центробежного" механизма, предложенного в 1982 г.

Блэндфордом и Пейном [42], так и за счёт градиента давления тороидального магнитного поля в диске (например, смотрите обсуждение в [94, 162]).

Дальнейшие углублённые исследования позволили обнаружить и распознать объекты, наблюдаемые на очень ранних стадиях формирования, — так называемые протозвёзды класса 0 ("класса ноль") [25] . Обзоры областей звёздообразования, содержащих как протозвёзды класса 0, так и более проэволюционировавшие объекты класса 1, показали, что истечения наблюдаются от объектов обоих классов. При этом самые мощные выбросы генерируют как раз более молодые протозвёзды класса 0 [45]. Они окружены более массивными оболочками, из которых происходит аккреция вещества в очень высоком темпе, до ~ 10~5 М0/год. Открытие объектов Хербига Аро, имеющих размеры в несколько парсеков [31], явилось дополнительным аргументом в пользу раннего начала формирования истечений и выбросов от протозвёзд.

Таким образом, выброс вещества начинается на очень ранней стадии формирования протозвёзды, аккреция и истечение происходит одновременно. Сильная временная переменность темпа выброса вещества (например для L1551, см. наблюдения Рейпутса и Хиткоуда [128]), вероятно, напрямую определяется переменностью темпа внешней аккреции вещества из турбулизованного родительского облака на формирующуюся протозвезду и окружающий замагниченный диск.

В стандартных "дисковых" механизмах образования истечений мощная внешняя аккреция вещества из оболочки на протозвезду и окружающий её диск не учитывалась. Открытие прямой корреляции между массой оболочки (а значит, и темпом аккреции из неё) и мощностью истечения [45] указывает, что, возможно, аккреция напрямую питает истечение. Хенриксеном и Вальс-Габодом [71] вскоре после открытия протозвёзд класса 0 была предложена модель образования истечений, комбинирующая аккрецию с экваториальных направлений и биполярное истечение вдоль оси в единое квадрупольное течение вещества в поле тяготения протозвёзды. Объединённые модели аккреции/образования истечений привлекательны для объяснения активности протозвёзд именно на самых ранних стадиях эволюции, когда не учитывать воздействие на систему мощной внешней аккреции просто нельзя.

Квазипериодические выбросы и истечения наблюдаются от объектов различной природы, от протозвёзд и молодых объектов типа Т Tau до микроквазаров и активных ядер галактик, на разных характерных временных и пространственных масштабах. Интересно, работает ли во всех этих объектах один и тот же механизм образования истечений? Например, "магнито-центробежный" механизм Блендфор-да и Пейна пытаются применять как для объяснения выбросов из активных ядер галактик, так и истечений от молодых звёздных объектов. Что более вероятно, существует целый набор возможных механизмов ускорения и выброса вещества. Это и различные магнитогидродинамические механизмы, и ускорение за счёт радиационного давления, и, вероятно, чисто газодинамические процессы. Возможность реализации нескольких зачастую конкурирующих сценариев и приводит к наблюдаемому многообразию морфологии и физических характеристик выбросов и истечений от объектов различной природы.

Особенность рассматриваемых процессов образования истечений и аккреции со-

стоит в сложности математических моделей, которые необходимо привлекать для адекватного описания исследуемых явлений. Течения замагниченной плазмы могут быть описаны нелинейной системой нестационарных уравнений гравитационной магнитной гидродинамики (МГД). Наиболее интересные задачи, в которых магнитное поле играет динамически важную роль, надо рассматривать в многомерных постановках. Например, МГД задача о сферической аккреции на звезду с дипольным магнитным полем является по сути двумерной, а дисковую аккрецию на звезду, вектор полного магнитного момента которой не совпадает с осью диска, необходимо рассматривать в трёх измерениях. Математическую сложность описания эволюции крупномасштабных газодинамических и МГД структур иллюстрирует тот факт, что лишь для случая сферической аккреции на немагнитный центр Бонди в 1952 г. было найдено аналитическое решение [44].

Описание многомерных течений жидкостей и газов является важным как для теоретических, так и для прикладных областей науки. Бурное развитие методов математического моделирования создаёт хорошую базу для решения очерченных выше задач. Усилиями исследователей за последние десятилетия были созданы достаточно совершенные численные методы, позволяющие с высокой степенью достоверности описывать стационарные и нестационарные течения сплошной среды. Многие из них с успехом применяются в астрофизике. Так, было проведено трёхмерное моделирование сферической [133, 134, 135, 136] и цилиндрической [137] аккреции вещества на немагнитный центр, всё более интересные результаты приносит численное моделирование коллапса газовых облаков, в том числе и замагниченных [155, 156, 157]. Среди других интересных результатов, полученных с помощью численного моделирования, назовём работы по моделированию истечений из аккреционных дисков (например, [85, 130, 163, 164]), берущие своё начало в пионерских работах Шибаты и Ушиды [145, 146, 162].

Диссертация посвящена исследованию процессов аккреции и образования истечений, установлению их взаимосвязи.

Целью настоящей работы, начатой в 1994 г., было изучение некоторых физических процессов, потенциально способных приводить к образованию выбросов и истечений. Для случая наиболее молодых протозвёзд класса 0 таким процессом может выступать происходящее в поле тяготения протозвезды динамическое взаимодействие внешнего потока аккрецирующей плазмы с крупномасштабным магнитным полем, вмороженным в околозвёздный диск. В качестве инструмента для исследования было выбрано численное многомерное моделирование, которое такжей было применено и при исследовании аккреции на магнитный диполь. Логичным продолжением и дополнением исследований аккреции на замагниченные диски с образованием истечений явилось рассмотрение задачи о радиационном ускорении сгустков ("пуль") вещества в осесимметричных каналах.

Таким образом, в диссертации рассматриваются три взаимосвязанные задачи физики аккреции и образования истечений.

Результаты, выносимые на защиту

• Аккреция вещества коллапсирующего фрагмента молекулярного облака на молодую протозвезду класса 0 или 1, окружённую замагниченным диском, может приводить к формированию биполярного истечения перпендикулярно плоскости диска, вдоль силовых линий крупномасштабного магнитного поля. Численное моделирование позволило проанализировать развивающееся при этом МГД течение и установить, что ускорение вещества в таком истечении происходит газодинамически, за счёт градиента газового давления в плотной оболочке, окружающей протозвезду и диск.

• Сферическая аккреция вещества на невращающуюся или медленно вращающуюся звезду с дипольным магнитным полем происходит в (квази) стационарном режиме. Темп стационарной аккреции меньше на звезду с большим полным магнитным моментом ¡2+, М^р ос при прочих фиксированных параметрах для систем, у которых радиус Альфвена равен нескольким радиусам звезды. В исследованном диапазоне параметров темп аккреции на диполь зависит от плотности окружающего вещества дж, как М^ф ос дЦ2, и от безразмерной магнитной вязкости т/т, как Мсос г/^4 . Альфвеновский радиус примерно пропорционален Дд ос (доо/° 3

• Смоделировано формирование нестационарного истечения вдоль экваториальной плоскости при сферической аккреции вещества на быстровращакяцуюся звезду с дипольным магнитным полем, когда радиус коротации меньше радиуса Альфвена. Формирование нестационарного истечения вдоль экваториальной плоскости происходит за счёт передачи углового момента от звезды аккрецирующему веществу посредством магнитосферы.

• Радиационное ускорение порции ("пули") вещества происходит эффективнее, если она движется в канале. В такой системе основное ускорение происходит на относительно короткой дистанции длиной в 2 - 3 диаметра канала. Сгусток может быть разогнан до релятивистских скоростей.

Глава 1

Образование истечений в ходе внешней аккреции на протозвёзды, окружённые замагниченными дисками

1.1 Звёздообразование и истечения от протозвёзд: наблюдения и теория

Углубленное изучение газопылевых комплексов нашей галактики коренным образом изменило представление о процессе звездообразования. Всплеск активности исследователей, привлечение современных методов наблюдений и соответствующее углубление теоретических разработок показало, что в газопылевых комплексах осуществляется тонкий баланс между энергиями вещества, магнитного и гравитационного полей. Мощные выбросы вещества в ходе образования звёзд, ещё 20 лет назад не найденные наблюдателями и не предсказанные теоретиками, оказались важнейшими источниками энергии, поддерживающими турбулентность в облаках, и, соответственно, противостоящими коллапсу. Такой обмен энергией между различными подсистемами определяет темп звездообразования в нашей Галактике на современном этапе ее эволюции.

В данной главе предлагается новый механизм образования истечений от протозвёзд в ходе внешней аккреции вещества окружающей газопылевой оболочки на формирующуюся протозвезду и замагниченный околозвёздный диск. Ниже будет дан обзор современных наблюдений и теоретических работ, служащих базисом для проведённого исследования. Будут рассмотрены предложенные к настоящему времени механизмы образования истечений из окрестностей молодых звёздных объектов. В п. 1.2 будет представлена исследуемая физическая модель, проведена математическая формулировка задачи, рассмотрены аспекты численного моделирования. В п. 1.3 описаны результаты численных 2,5-мерных МГД расчётов образования истечений,

проведено сравнение свойств модельного истечения с наблюдаемыми истечениями и выбросами. Заключение (п. 1.7) суммирует результ�