Спиральная структура и эволюционные процессы в дисках галактик тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

а о %

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В. ЛОМОНОСОВА

На правах рукописи

МИШУРОВ Юрий Николаевич

СПИРАЛЬНАЯ СТРУКТУРА И ЭВОЛЮЦИОННЫЕ ПРОЦЕССЫ В ДИСКАХ ГАЛАКТИК

Специальность 01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва - 1992

Работа выполнена на кафедре астрофизики Ростовского госуниверситета.

Официальные оппоненты: Ю.Н.Ефремов, доктор физико-математических наук,

И.Г.Колесник, доктор физико-мате -матических наук,

Б.М.Шустов, доктор физико-матема -тлческих наук.

Ведущее учреждение - Астрономическая обсерватория Санкт-Петербургского государственного университета (г.Санкт-Петербург)

Защита состоится " ^М_ТЭЭ^г. в ^ часов

на заседании Специализированного Совета Д.053.05.51 Московского государственного университета им. М.В.Домоносова (119899,- Ыосквг Университетский проспект, 13).

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Гссударст -венного астрономического института иы. П.К.Штернберга МГУ (Москва, Университетский цроспект, 13).

Автореферат разослан " У_199^3?.

Ученый секретарь Специализированного Соиета, кандидат физ.-мат.наук

Л.Н.Бондаренко

РОСОМаСКЛ:'! ! ;

ГОСУДЛРОТ В-2МНЛП з •

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность теш. Одной из важнейших задач галактической и внегалактической астрономии является и еще долгое время бу -дет оставаться исследование крупномасштабного распределения вещества в галактиках я структуры их гравитационных полей: в частности, спиральной структуры, которая играет особую роль в эволюции дисковых галактик. В рукавах протекают такие фундаментальные процессы, как рождение звезд. Здесь же концентрируются наиболее активные объекты - яркие звезды и сверхновые П-го типа. Под действием рукавов происходит круговорот вещества в галактических масштабах. Стоит подчеркнуть, что во всем многообразии чрезвычайно ватаая роль феномена спиральной структуры в "жизни" галактик стала вырисовываться сравнительно недавно.

В прошедшие два десятилетия выполнено большое количество работ, в которых собран обширный наблюдательный материал о структуре галактических дисков, о поле скоростей звезд в Галактике, о кинематике и распределении межзвездного газа в нашей и других галактиках. Обнаружены новые компоненты межзвездной среды, такие как молекулярный водород. В последние годы появилась возможность изучать структуру и кинематику газа с высоким, по -рядка нескольких секунд, разрешением. Благодаря этому удалось выявить сложную многоярусную структуру спиральных рукавов в . других галактиках. Все эти данные требуют своего осмысления в свете развития наших представлений о строении и эволюции спи -ральных галактик.

С другой стороны, в эти же годы заложены и разработаны основные теоретические представления о природе спиральной струк -туры галактик, высказаны идеи о влиянии рукавов на эволюционные

процессы в галактиках, изучен ряд тонких свойств межзвездной среди. Следует также отметить развитие вычислительной техники и успехи в области разработки компьютерных методов решения задач газовой динамики. Все это позволило выполнить, образно говоря, "инженерные" расчеты стрза'туры галактик и провести детальные сравнения теория с наблюдениями.

Приведенные соображения выдвигают проблему спиральной структуры галактик в число наиболее актуальных направлений астрофизических исследований.

Целью работы является разработка блока вопросов, посвященных наблюдательным а -аектам спиральных рукавов и их влиянию на эволюцию галактики. Нами рассмотрены следующие проблема:

- крупномасштабное движение и структура газа в спиральной галактике;

- эволюционные процессы в межзвездном газе, происходящие под действием спиральных рукавов;

- анализ наблодательных данных о структуре газовых дисков галактик' (нашей и других) с позиции развиваемой теории;

- определение параметров спиральной волны плотности и галактического вращения с унетом возмущений от рукавов.

Научная новизна работы состоит в следующем:

1. Разработан и реализован в виде программ на ЭВМ БЭСМ-6, EC-I050 численный метод расчета крупномасштабного движения межзвездного газа в спиральных галактиках.

2. В .рамках модели спиральной структуры галактик, предложенной в 1972 г. автором диссертация совместно с Л.С.Марочни -кем и А.А.Сучковым, впервые детально исследована динамика газа в гравитационном поле звездной спиральной волны плотности в различных предположениях, включат "тонкие" свойства ыэтавездной

среды - возможность фазовых переходов, образование молекулярного водорода, а также силовые поля - собственную гравитацйю газа и магнитное поле.

3. Предложен новый метод определения параметров звездной спиральной волны плотности и галактического вращения по кинематике звезд.

4. Выполнен анализ наблюдательных данных о структуре газовых дисков нашей Галактики, М 81 и М 51 в рамках развиваемых представлений. ( .

Практическая ценность работы. Представленные в' диссертации результаты, полученные по инициативе автора и при его непосредственном участии, позволяют производить детальные исследования спиральных галактик, привлекая-развитые автором методы. Они могут быть использованы и используются в звездной астрономии, в галактической и внегалактической радиоастрономии для интерпре -тации различных наблюдательных данных.

Апробация работы. Основные результаты работы докладывались автором или соавторами на семинарах ГАИШ'а МГУ, ИКИ АН СССР, ФИ АН СССР, САО АН СССР, Всесоюзных-семинарах по проблемам "Физика межзвездной среды и туманностей" и "Галактика", международной конференции "Галактические и межгалактические' магнитные поля" (ФРГ, 1989) и др.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Развит численный метод расчета нестационарного течения газа в гравитационном поле спиральной волны плотности, распространяющейся по звездному диску галактики, обладающий высокой устойчивостью.

2. Детально исследована динамика межзвездного газа в гравитационном поле с-шральной волны плотности в рамках как "феноме-

иологического", так и "микроскопического" олисанш на разных га-лактоцентрических расстояниях в различных вариантах, в том числе с учетом собственной гравитации газа и магнитного поля. Обнаружен разогрев адиабатического газа е процессе движения его через сдиратаную волну плотности.

3. Обнаружен ряд новых газодинамических явлений: течения с прямым и обратным фазовым переходом, "трехфазное" течение, ак -крецконная волна.

4. Объясняется широкий спектр проблем межзвездной среды: происхождение и разрушение облаков нейтрального водорода, образование нитевидной структуры газа, роль спиральной волны плотности и вращения газового диска в формировании молекулярного водорода при течении газа через спиральный рукав, природа вертикальной "сэндвичевой" структуры газового диска Галактики.

5. Дано объяснение парадоксам Паддингтона о вариациях интенсивности синхротронного излучения и космических лучей.

6. Предложена связь мекду темпом звездообразования и сте -пенью сжатия газа в галактической ударней волне. ' '

7. Дана интерпретация наблюдательных данных о кинематике и структуре ЕЕ в нашей Галактике и в М 81. Показано, что они, а также данные по М 31 хорошо согласуются с моделью спиральной структуры галактик, предложенной автором совместно с Л.С.Марочников к А.А.Сучковым в 1972 г.

8. Галактическая ударнач волна предлагается в качестве одного из механизмов нагрева межзвездного газа.

9. Разработан метод и определены параметры спиральной волны плотности в Галактике по кинематике звезд. Результаты подтверж -дают нашу модель спиральной структуры Галактики.

ТО. Исследована роль сферической подсистемы галактики в ди-

намике спиральной волны плотности. Показано, что вклад ее пренебрежимо мал.

11. Выполнен анализ ^ частичных экспериментов по эволюции дисковых галактик. Сделан вывод о том, что "перегрев" мо -дельных дисков в значительной степени может быть связан с тем, -что они не отражают основное свойство галактических дисков ~ их бесстолкновительность. На основе этого получен критерий устой -чивости дисков, совпадающий с критерием Острайкера и Пиблса.

12. Построена теория продолжения волнового узора за пределы коротационного круга. В приближении малых возмущений рассчитано движение газа в этой области. С появлением дополнительных рукавов за пределами коротационного резонанса связывается крупномасштабное ветвление рукавов, типа того, что наблюдается в нашей Галактике (Орионов рукав) и в М 81.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из Вве-Дания, восьми глав и Заключения. Общий объем диссертации - 291 странищ текста, 62 рисунка, 3 таблицы. Библиография содержит 305 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Работа имеет теоретико-интерпретационный характер. Для 'удобства изложения в первых 4-х главах диссертации рассмотрены главным образом эволюционные процессы в газовых дисках спиральных галактик. Вопросы определения параметров волнового спирального узора и проблема интерпретации наблюдательных данных вынесены в главы 5-8.

Во Введении сформулированы цели ¡заботы, ее актуальность, новизна и практическое значение. Кратко изложены содержание и основные результаты, выносимые на защиту.

В Главе I рассмотрены основные вдеи и концепции расчета крупномасштабного движения межзвездного газа (МЗГ) в спиральной галактике. ,

В п. 1.1 приведена математическая постановка задачи о те -чении газа в гравитационном поле галактики с учетом возмущений от спиральной волны плотности (СВП), распространяющейся по звездному диску. Вкратце проблема сводится к следущему. Гравитационный потенциал Галактики ^ представляется в виде суммы невозмущенной осесимметричной регулярной части (й.) , зависящей лишь от галактоцентрического расстояния К. , и возмущения от СВП ^ ( 9 - азимутальная координата в плоскости галактики, -Ь - время). В момент времени ~Ь = О СВП отсутствует. В этом невозмущенном состоянии в силу аксиально-симметричнвго распределения вещества в галактике основной тип движения газа - чисто круговое вращение (регулярная гравитаци -онная сила уравновешивается центробежной). В последующие моменты времени О включается возмущавдая гравитационная сила, создаваемая СВП. Задача заключается в том, чтобы рассчитать нестационарный отклик газа на заданное гравитационное поле СВП. Функциональный-вид ^ £ принимается согласно волновой теории спиральной структуры галактик. Приведены общие уравнения, опи -сыващие. возмущенное движение МЗГ.

В п. 1.2 получены асимптотические квазиодномерные уравне -ния течения газа в поле СВП. Физически возможность упрощения •исходных уравнений связана со следующими обстоятельствами: ш ограничиваемся рассмотрением галактик с туго закрученными вет -вяш. В такой галактике газодинамические параметры достаточно далеко от центра будут меняться главным образом поперек рукавов и слибо вдоль них. Это позволяет вцести локальные пространст -

венные координаты: быструю , направленную поперек рукава, и медленную ^ , параллельную рукаву. Б соответствии с вышесказанным производными от всех газодинамических величин по ^ можно пренебречь. В результате система газодинамических уравнений существенно упрощается, поскольку искомые величины зависят лишь от одной пространственной переменной. Ее вид таков:

Сс)Р А О рй"

~ Ч- —- = О

& д^

U Qu _ ч ¿

+---2Q (ir-tr )=---

Р. v °> R.J3 ^

¿ г

_ _ _ 2 Iv и. Ост эе 77 \ л - +--+ - (U - и^)- и

ЪЬ 2Q '

í ¿L

> \ L

где J3 , Р - плотность и давление газа, u. , (Г - нормаль-нал и тангенциальная к рукаву компоненты скорости газа, u.Q ,

- их невозмущенные значения, - угловая скорость

зращения газового диска (из условия равновесия

/<J R- ), А - амплитуда гравитационного потенциала СВП,

I. - угол закрутки рукавов, ^ ^ - нормальная к рукаву компо -нента силы, связанная либо с собственной гравитацией газа, либо с магнитным полем, «^ч (Q~Qp) , ,

р - угловая скорость вращения спирального узора. Геомет -рла рукава определяется условием:

= еол ¿-¿. .

Спиральный потенциал включается по закону

где параметр ^ ~ 0.2-1 определяет темп включения СВП. Часто вместо амплитуды гравитационного потенциала СВП используется амплитуда гравитационной силы СВП Ро •

2 А -

Если ограничиться рассмотрением изотермического течения газа, то для замыкания этой систеш уравнений достаточно при нять уравнение состояния

Здесь с. - эффективная скорость звука.

В противном случае необходимо добавить уравнение, вырожакщее закон сохранения энергии:

и. 0£ Р Ои

где £ - удельная (на единицу массы) внутрешшя энергия газа, А - функция объемных потерь (если течение адиабатическое , ¿, = О ), и уравнение состояния идеального газа.

П. 1.3 посвящен численному методу решения асимптотической системы газодинамических уравнений и тестовым расчетам. Особенности рассмотренных в диссертации задач диктуют жесткие требо -вания, предъявляемые к разностным схемам. Это связано с несколькими обстоятельствами. Во-первых, в процессе течения газа через СВП могут формироваться разрывы ударные волны и контактные скачки. Во-вторых, местоположение этих особенностей заранее неизвестно. В-третьих, на разрывах возможны огромные перепада плотности на несколько порядков.

Как известно, решение задач такого типа на ЭВМ представляет собой весьма сложную математическую проблему. Многочисленные исследования, выполненные в этой области, показывают, что даже в простейших ситуациях, когда в среде не происходит фазовый пере -ход, многие широко применяемые в астрофизике разностные схемы не дают удовлетворительного результата.

Наш разработан численный метод решения исходной системы газодинамических уравнений, который очень хорошо зарекомендовал себя в процессе эксплуатации. Метод основан на идеях Самарского и Попова. Основной принцип конструирования разностных схем решения задач газовой динамики, провозглашенный ими, - принцип пол -ной консервативности. Суть его заключается в том, что разностная схема должна правильно отражать все законы сохранения, в том

числе, как закон сохранения полной энергии, так и по отдельным ее видам. Благодаря использованию лагранжевых массовых переменных, эта схема позволяет надежно рассчитывать течения газа с большими перепадами плотности, т.к. пространственная сетка оказывается автоматически подстраивающейся: в области уплотнения она сгущается, становится более подробной. Наконец, она является схемой сквозного счета, в которой нет необходимости явно выделять контактные разрывы или ударные волны.

В этом параграфе проведено исследование полученных раз -ностных уравнений и показано, что они удовлетворяют принципу полной консервативности. Выполнены тестовые расчеты. Сравнение с результатами других авторов показывает, что наша схема дает превосходные результаты.

В Глав?. 2 рассмотрено взаимодействие межзвездного газа с галактической СВП в рамках "феноменологического" описания. Суть его заключается в следующем. Если не вдаваться в детали тепло -вых процессов в межзвездной среде, то естественно ограничиться рассмотрением двух противоположных предельных случаев - адиабатического и изотермического течений газа.

П. 2.1 посвящен взаимодействию газа с СВП в рамках изотермического описания. Такой моделью в первом приближении описывается. динамика атомарной компоненты межзвездного газа.Исследова-■ны условия образования галактической ударной волны (ГУВ) в МЗГ и зависимость ее интенсивности от галактоцентрического расстояния в нашей модели СВП. Показано, что течение газа в окрестности солнечного круга практически непрерывное, т.к. скорость от -, косительного движения среда и спирального узора здесь мала -дозвуковая. Во внутренней же области Гачактики формируется мощная ударная волна. Астрофизические следствия рассмотрены кшке,

в п. 7.3.

П. 2.2 посвящен исследованию взаимодействия адиабатического газа с СВП. Как показывают расчеты, среда в этом случае стреми -тельно разогревается. Физика этого явления связана с тем, что количество тепла, приобретаемое элементом газа при прохождении его через фронт ГУВ, превышает количество теряемой им внутренней энергии ка стадии адиабатического расширения при перемещении элемента в межрукавную область. При этом характерное время разогрева

среды оказывается сравнимым с временем "круговорота" энергии в

7 1

МЗС («"^З-Ю лет). Так, согласно нашим расчетам, завремя

7 Т

<^1,3*10 лет эффективная скорость звука возрастает от 10 киуз

до 30 КМ'С--'-. •

В п. 2.3 рассчитано течение газа с учетом его собственной гравитации. Чтобы ограничиться одномерными газодинамическими уравнениями, в процессе вычисления собственной гравитационной силы газа принято, что газовый диск бесконечно тонкий. В этом . случае решение уравнения Пуассона для собственного гравитацимшо-го потенциала газа может быть записано в виде ряда Фурье. В чис -ленных расчетах в этом ряду оставлялось конечное число членов (~50).

Параметры течения существенно зависят от невозмущенной поверхностной плотности газа .. Если в качестве при -лять суммарную плотность газа (молекулярный + атомарный) и считать, что эта система описывается изотермическим уравнением со -стояния, то картина течения заметно меняется по сравнению ■ со случаем, когда гравитация среды не учитывается. Так, интен -сивность ГУВ возрастает примерно в 1,5-2 раза. Однако, описывать

эволюцию ансамбля МО в рамках гидродинамики (с изотермическим уравнением состояния) вряд ли будет корректно. Как известно, МО движутся, как частицы. Увеличение их концентрации в рукавах слабое.

При ■= = 3 М -гас - типичном для средней

О ИХ ©

плотности атомарного водорода, даже в случае изотермического

уравнения состояния учет гравитации приводит к незначительным

изменениям.

В п. 2.4 исследована динамика газа с учетом магнитного поля в простейшем приближении вмороженности магнитного поля в среду. Как и следовало ожидать, его включение приводит к заметному уменьшению интенсивности ГУВ. С помощью полученных результатов предлагается решение известных парадоксов Паддингтона о вариациях космических лучей и синхротронного излучения, суть которых заключается в следутацем. Если принять, что космические лучи сжимаются в ГУВ, как обычный газ ("вморожены" в газ), то согласно Робертсу и Юаню (1970), результаты которых основаны на модели СВП Лина, Юаня и Шу (1969), отношение их плотностей в рукаве и в межрукавном пространстве на Солнечном круге должно быть « 8, тогда как наблюдения показывают, что это отношение не превышает 2. Далее, из их результатов следует, что отношение интенсивности синхротронного излучения в рукаве к интенсивности в межрукавном пространстве должно быть ~ 270 (или даже больше). Согласно наблюдениям оно составляет 3-5.

В рамках нашей версии СВП даже в случае "вмороженности" космических лучей в газ получается хорошее согласие теории с

наблюдениями. Кроме того, быстрая диффузия космических лучей на межрукавных расстояниях приводит к выводу о том, что они не являются "вмороженными" в газ.'

В Главе 3 исследовано взаимодействие межзвездного газа с галактической СВП в рамках- "микроскопического" описания. Если в предыдущей глава частицами газа были облака, то в настоящей ими являются сами'атомы. Кроме того, тепловые процессы в среде конкретизированы и явно включены в уравнения.

П. 3.1 посвящен тепловым свойствам МЗГ. В качестве меха -низмоз нагрева и ионизации мы приняли космические лучи, а охлаждения - высвечивание. Такой газ является ван-дер-ваальсо-ва типа: в некоторой области параметров, близкой к наблюдаемой, давление газа с ростом плотности падает, и в среде в принципе возможен фазовый переход - распад на две фазы - облачную и мен-облачную. 4

Наша задача - рассчитать возмущения в таком газе, вызываемые гравитационным полем СВП.

В п. 3.2 приведены результаты расчетов. Их можно суммировать следующим образом.

1. Начальная плотность газа И0 мала, меньше примерно 0.05 см~^ (это значение близко к средней плотности межоблачного атомарного водорода). В этом варианте картина течения газа слабо отличается от изотермического случая.

2. 0.05 п0 < 0.2 см-3. Под действием СВП в газе происходит фазовый переход. Формируются холодные плотные кон -денсации, окруженные разреженным газом.

В некоторых случаях имеет место обратный фазовый переход -внутренние области конденсаций разогреваются и они распадаются.

о

3. ь > 0.5 см . В этом варианте картина течет-л газа

зависит от галактоцентрического расстояния. Вблизи солнечного круга ( Я- ~ 10 кпк) образуются облака. Во внутренней области Галактики (Цй 5 кпк) формируется чрезвычайно мощная волна, которая была названа аккреционной.

В п. 3.3 обсуждаются полученные результаты. С физической точки зрения фазовый переход можно понять с помощью диаграммы давление-плотность ( Р — п ). Когда под действием СВП плотность

о _о

газа попадает в область значений 0.2 см £ И £ 0.5 см , где '<=^Р/с1п<0',в газе формируются конденсации. Существенную роль при этом, как показали наши исследования, играет вращение Галактики: согласно расчетам в отсутствие вращения конденсации не обособляются. Параметры газа в конденсациях оказываются близкими 'К наблюдаемым в облачках Хейлеса. Границы этих конденсаций представляют §обой контактные разрывы, что решает проблему резких краев облаков, на которую обращал внимание ван де Хвдст. Параметры газа между конденсациями близки к наблвдаемым параметрам -межоблачнсго газа.

Если плотность газа под действием СВП не достигает критического значения (0.2 см~^), то фазовый переход в газе не происхо-

дит.

—Я я

В эволюции газа с > 0.5 см (0.5 см" - характерная

с

средняя плотность атомарного водорода), помимо тепловых существенную роль играют газодинамические эффекты. Вблизи солнечного круга в этом случае формируется' сложное трехфазное течение -реализуются все три фазы: конденсированная, разреженная и промежуточная. Структура газа оказывается похожей на картину "нитей", полученную с помощью РАТАК-600 И.В.Госачинским для трех ближайших к Солнцу спиральных рукавов.

• Во внутренней области Галактики ( Й. ^ 5 кпк) возникает

аккреционная волна, которая отличается чрезвычайно мощной ин -тенсивностыо: контраст плотности составляет два и более порядка - совершенно необычный тип газодинамического течения. Астрофи -зическая роль ее рассмотрена отдельно ниже, в п.3.5 и Главе 4.

В п. 3.4 рассчитано течение газа с учетом как тепловых эффектов, так и собственной гравитации и магнитного поля. Включая собственную гравитацию, мы рассмотрели две модели: бесконечно тонкого диска (заметим,что в связи с огромными перепадами плотности газа использование решения уравнения Пуассона для собет -венного гравитационного потенциала в виде ряда Фурье, как в п. 2.3, невозможно; предварительно необходимо провести его суммирование, что и было выполнено) и однородного вдоль оси вращения цилиндра. Это сделано с целью упрощения расчетов. Реальная ситуация, очевидно, заключена мезду этими двумя предельными случаями. Расчеты показали, что гравитационное поле, газа суще -ственно усиливает контрасты плотности, как минимум, на порядок.

Рассматривать задачу о течении МЗГ в МГД-приближении имеет смысл лишь применительно к варианту с аккреционной волной (в вариантах с фазовым переходом и образованием облачков роль'магнитного поля пренебрежимо мала в связи с его быстрой диффузией). Магнитное поле сглаживает контрасты плотности. Как показали наши расчеты, пиковое значение плотности газа в аккреционной вол-' не уменьшается примерно на порядок. Если учитывать действие гравитационного и магнитного полей одновременно; то можно ду -мать, что в результате картина течения газа будет примерно та -кой же, как и в их отсутствие.

В п. 3.5 анализируется вертикальная структура Галактики с помощью полученных выше результатов. Высказывается идея о том, что в аккреционной волне должна происходить переработка газа в

молекулярную форму. В самом деле, в ней достигаются большие

р о

плотности, 10 см , и низкие температуры, 15-20 К. Формируется она там, где наблюдается максимум в распределении газа в ' *

галактическом молекулярном кольце.

Если принять эту идею, то можно понять, чем выделено наблюдаемое значение средней плотности атомарного водорода

< И > 0.5 см-3. Если не превышает 0.5 см-3, то

Н1 Н1

под действием СВП среда распадается на две фазы, но при этом газ останется б форме атомарного водорода. Если < ^нг^ ~ >0.5 см-3, то формируется аккреционная волна, в которой газ перерабатывается в молекулярную фазу.

Если учесть изменение плотности газа с удалением от эква -ториалькой плоскости Галактики - падение ее, то с помощью этой идеи можно объяснить вертикальную "сэндвичевую" структуру газового диска Галактики. Как показывают наши оценки, условия для формирования аккреционной волны, следовательно, молекулярного газа, реализуются в слое толщиной порядка 150 пк, что близко к наблюдаемой толщине молекулярного слоя. Вне этого слоя, вплоть до высот ~ 200 пк, вследствие фазозого перехода образуются диффузные облака атомарного водорода. Падая с этих высот, облака Н1, во-первых, попадают в окрестность экваториальной плоскости, во-вторых, рассеиваюсь в гравитационном поле МО, приобретают дополнительную дисперсию скоростей в направлении, параллельном плоскости Галактики.

Глава 4 посвящена формированию молекулярного водорода в ак-крециоиной волке. В ней исследовано течение межзвездного газа с учетом тепловых процессов и кинетики образования молекул Н2.

В л. 4.1 сформулированы уравнения, описывающие эволюцию МЗГ под действием СВП, включая не только тепловые процессы в

среде, по и образование молекул водорода на гшли и разрушение их ультрафиолетовый излучением ярких звезд..

В п. 4.2 приведены результаты расчетов. Показано, что аккреционная волна действительно стимулирует переработку газа в молекулярную форму. При выбранных параметрах отношение массы газа, заключенной в молекулярной форме, к массе газа в атомар -ной форме составляет & 1.4.

В п. 4.3 полученные результаты применяются для объяснения наблюдений М 51 в различных диапазонах излучения: Н^ , тепловом и нетепловсм, инфракрасном и в линии СО.. Согласно наблвда -тельным данным в этой галактике выделяются две системы рукавйз: одна очерчивается пылью, СО и нетепловым излучением, другая -Н ^ и тепловым излучением. Причем вторая система рукавов смещена относительно первой вниз по потоку примерно на 300-500 пк.

Такая пространственная структура среды объясняется в рамках нашей теории. Совпадение молекулярных и пылевых рукавов связано с тем, что для образования молекул необходима пыль. Огсвда же будет исходить усиленное синхротронное излучение, так как маг -нитное поле, будучи вмороженным в газ, максимально там, где' плотность газа наибольшая.

Атомарный водород, излучение которого проектируется на ру -кав, прослеживаемый но Н^ , появляется здесь в результате диссоциации молекулярного. Смещение между системами рукавов в наших расчетах получается примерно таким же, как'и наблюдается.

Предсказывается пик атомарного водорода на внутренней кром-' ке молекулярного рукава, который назван "атомарным предвестии -ком". Для его обнаружения необходимо поднять пространственное разрешение радиотелескопов примерно в 4-5 раз.

В остальных главах диссертации основной упор сделан на при-

лонекия развитых методов к определению параметров СВП к интерпретации различных наблюдательных данных.

Глава 5 посвящена обсуждению двухкомпонентной модели Галактики. В нашей версии'волновой теории спиральной структуры в ка -честве первого приближения Галактика представляется в виде двух подсистем - вращающейся и невращанцейся. Как показывают расчеты, основной вклад в динамику волн плотности вносит вращающаяся подсистема. В главе анализируются закладываемые при этом модельные предположения.

В л. 5.1 рассмотрена роль сферической подсистемы в формировании спиральной структуры. Как уже говорилось, одним из основ -ных следствий отличия нашей версии волновой теории спиральной структуры галактики от версии Лина, Юаня и lily (1969) является существенно иная угловая скорость вращения спирального узора

Sic* р : II-I3.5 км• с-1'Клк"1' - согласно результатам американс-—т т

кой группы, 23 км.с -кпк - наше значение. При этом оказалось, что "активный" диск, вносящий основной вклад в динамику галактических волн, имеет поверхностную плотность 40 Мд'тпс-^, что приблизительно в два раза меньше суммарной плотности Галак -тики на солнечном галактоцентрическом расстоянии. Автором дис -сертавди была вычислена дисперсия скоростей звезд, составляющих активный диск в окрестности Солнца. Она оказалась равной примерно 19 км-с-'''.

Возникает вопрос: можно ли связать этот активный диск с каким-нибудь конкретным объектом в Галактике? В середине 70-х го -дов в Галактике был обнаружен слой Ме-карликов (Эгтен, 1973; йывеер, 1975; Крисциунас, 1977). По массе он составляет около половины суммарной массы Галактики в окрестности Солнца, а дис -

_т

персия скоростей этих зь.зд sj 20 юл»с . Как обратил внимание

Сучков (1978)', активный диск с предсказанными параметрами может быть образован Ме-карликами.

В цитированной выше теории невращащийся диск предоолага -ется бесконечно тонким. К каким последствиям приведет учет ко -нечной его толщины? Выполненные расчеты показывают, что роль сферической подсистемы, будучи незначительной из-за большой дисперсии скоростей звезд поперек оси вращения, еще больше уменьшается при учете дисперсии скоростей звезд вдоль оси вра -щения, т.е. конечной толщины подсистемы.

В п. 5.2 дан анализ /\/ -частичных экспериментов по эво -лшцш дисковых галактик. Проблема здесь заключается в следующем.

/V -частичные эксперименты приводят к выводу, что модельные диски быстро разогреваются. Дисперсия скоростей "звезд", удов -летворяющая критерию устойчивости Тоомре, оказывается недоста -точной для их стабилизации. В течение нескольких оборотов она возрастает до величины,в 2-4 раза превышающей значение Тоомре, и становится сравнимой с круговой скоростью вращения диска.

Это находится в резком противоречии с наблюдениями. Известно, что галактические диски "холодные" - дисперсии скоростей звезд существенно меньше круговых. Кроме того, если бы они дей -ствптельно были бы "горячими", то это привело бы к большим трудностям в понимании существования протяженной спиральной структуры: рукава должны были бы быть существенно корочп.

Для решения проблемы "горячих" галактических дисков Острай-кер и Пиблс (1973) выдвинули предположение о существовании сфе -рического гало, с массой, сравнимой с дисковой, поскольку диски можно стабилизировать включением такого гало.

В диссертации проанализирована другая возможность интерпретации экспериментов - неадекватность модельных, дисков рог' ~ькым

галактикам. Расчеты показывают, что плоские гравитирующие маргинально устойчивые системы оказываются существенно столкнови -тельными: время релаксации в них более чем на порядок меньше периода вращения диска, т.е. на 6 порядков (!) меньше столкнови -тельного времени, характерного для галактики типа нашей. Следо -вательно, необходимо предпринимать специальные усилия, чтобы можно было применять результаты численных экспериментов к реальным галактикам. По.нашему мнению, усилия, предпринятые в работах известных групп Миллера с сотрудниками, Хода, и Хокни и других оказываются недостаточными. Анализ показывает, что их модели не отражают основное свойство реальных галактик - бесстолкновитель-ность звезд.

К каким последствиям может привести наличие диссипации-вследствие йтодановений между частицами в этих модельных расча -тах? В присутствии диссипации даже при выполнении критерия Тооы-ре может развиться своеобразная неустойчивость. Расчеты показывают, что анализируемые модели действительно являются неустойчивыми с этой точки зрения. Причем для подавления этой гравитаци -онно-диссипативной неустойчивости достаточно увеличения дисперсии скоростей "звезд": всего примерно в 4 раза. На основании, этой теории выведен критерий устойчивости, аналогичный критерию Ост -райкера-Пиблса.

. Глава 6 посвящена определению параметров "фундаментальной" спиральной структуры Галактики по кинематике звезд.

В п. 6.1 изложен статистический метод определения парамет -ров СВП по наблюдаемому полю скоростей звезд и приведена математическая формулировка проблемы.'В'общих чертах идея восходит к методу Оорта определения параметров галактического вращения.

В отсутствие СВП в силу аксиально-симметричного распределе-

ния вещества в Галактике основной тип крупномасштабных движений - круговое вращение, на которое накладываются хаотические движения звезд. В присутствии СВП гравитационное поле Галактики воз -мущается. Движение звезд отклоняется от чисто кругового. Лучевая скорость пробной звезды СГГ относительно Солнца тогда может быть представлена в виде:

- (Г@ + ¿1п (1 + 9)--

где , <г - радиальная и азимутальная компоненты скорости о о

локального центроида, 2. - галактическая долгота, ^ - широ -

<~Ч1 ГЧ/

та, сУ^ , - возмущения радиальной и азимутальной компо -

нент систематической скорости звезды, связанные с СВП,Л/^ -скорость Солнца по отношению к локальному центроиду, \ -угловое расстояние звезды от апекса,

Искомые параметры - ^ р - угловая скорость вращения спирального узора, А - амплитуда гравитационного'поля СВП, и - угол закрутки рукавов, % @ - фаза Солнца в СВП или мес~

< Гч/

тополокение его относительно рукавов - входят в возмущения сг р СГ^. .

Имея наблюдаемые значения лучевых скоростей для достаточно большого количества звезд и принимая те или иные моделыше выражения дая и 0"$. , с помощью приведенного выражения путем статистического анализа можно найти искомые параметры.

П. 6.2 посвящен детальному описанию вычислительного алго -ритма ь случае, когда отклонения движения звезд от кругового малы. Е этом приближении с помощью формул линейной теории волн

'у ^

плотности можно записать аналитические выражения для Wq и

fv

(i" э • Как показывают исследования, задача распадается на два этапа. На первом этапе определяются амплитуды возмущенных ско -ростей, фаза Солнца в волне jt Q , угол наклона рукавов и и iQ/ф . На втором уже с помощью расчетных формул волновой теории находятся Q„ и А .

г

В п. 6.3 представлен наблюдательный материал. В него вошли две выборки звезд из каталога Баскомба: 183 сверхгиганта спектральных классов Л ~ (it и 192 долгопериодические цефеиды. Звезды достаточно равномерно заполняют область с радиусом Г ^ 4 -5 кпк. Выборки удачны для выявления крупномасштабной структуры.

В п. 6.4 изложены результаты определения параметров по двум выборкам в рамках линейной теории. Наиболее надежно параметры находятся по выборке.цефеид. По-видимому, это связано с тем, что расстояния до них определяются надежнее всего. Суммируя, резуль-

• Л

таты расчетов можно представить следующим образом: с ~ 7.5 (расстояние между рукавами ~ 4 кпк); q 150° (Солнце расположено приблизительно посредине между рукавами); Pi 19.1± ±3.6 км-с-1'кпк-1; jД[ pi 5I5±II5 км2-с-2 (амплитуда силы гравитационного поля СВП Fgj ss !2.6 %).

Эти данные согласуются с нашей версией теории спиральной структуры Галактики.

Интересно отметить, что движение локального центроида относительно вращения Галактики вокруг центра происходит в основном под действием спиральной волны.

В наших расчетах константа Оорта А т т

«8.9 км-с «кик (стандартное•значение

Следовательно, согласно нашим данным Галактика вращается более твердотелыю.

Чтобы оценить роль нелинейных эффектов при определения параметров СВП, в п. 6.5 решена аналогичная задача, но при уело -вии, что возмущенное поле скоростей звезд описывается нелиней -ной теорией. В качестве первого шага естественно воспользоваться газодинамической моделью движения. Основанием этому может служить то, что звезды, которые вошли в Выборга, являются молодыми объектами. Можно полагать, что они в значительной степени "наследуют" крупномасштабную кинематику газа, из которого родились.

В этом приближении аналитических выражений для ^ и Уд нет. Для определения поля скоростей необходимо численно решить соответствующую систему газодинамических'уравнений (Глава I).

Алгоритм поиска искомых параметров таков. Принимаем некоторые значения этих величин. Для них'находим численные решения системы газодинамических уравнений при различных галактоцентри-ческих расстояниях (счет по времени ведется до установления квазистационарного состояния). Вычисляется невязка Д между тео -ретическими и наблюдательными значениями лучевых скоростей звезд. Затем искомые параметры меняются. Цикл вычислений вплоть до расчета невязки повторяется. Очевидно, набор параметров, при кото -рых Д • достигает минимума, можно принять наилучшим образом удовлетворяющим наблюдениям.

Мы варьировали только основные параметры: ^ р , А и

.•Остальные приняли согласно предыдущему пункту. В качест-

ве наблюдательного материала•использовались звезды из каталога

Баскомба. Средневзвешенные по разным выборкам звезд значения искомых параметров оказались следующими: й р рз 19 км'С~^«кпк~* (отдельно по цефеидам Йрй 16.5 км-с~*'кпк~1), | А \ ^

480 км«с-1-гак-1, ^ ^ И 170°. Вывод этого пункта - реальное движение звезд оказывается слабовозмущенным под действием гравитационного поля СВП.

. С учетом смещений оценок искомых параметров, рассчитанных Павловской и Сучковым ( й р оказывается заниженным примерно на 4 км'С""*, кпк"''') результаты главы подтверждают нашу версщо волновой теории спиральной структуры Галактики.

Глава 7 посвящена интерпретации наблвдательных данных о структуре нашей и других галактик, полученной по изучению нейтрального водорода, зонам Н11 и другим индикаторам спиральной структуры. _

' В п. 7.1 анализируются данные об излучении атомарного во -дорода в линии 21 см в Галактике. Как известно, профиль этой линии несет информацию о кинематике и распределении Н1. Закла -давая те или иные модельные предположения о движении и структуре газа и принимая во внимание эффект Доплера, можно рассчитать профиль линии 21 ем для различных галактических долгот. Сравнение' их с наблюдаемыми контурами позволяет извлекать интересую -щую нас информацию.

. Этой проблеме посвящен ряд'работ, в которых делается вывод о хорошем согласии теории Лина и др. с наблюдательными данными об излучении Н1. Критический анализ ситуации на примере работы Бертона (1971) приводит к выводу о том, что модели движения газа, использовавшиеся в этой и других аналогичных работах, не стыкуются с теорией Лина и др.

• Нами выполнены расчеты излучения, Н1 в линии 21 см в Галак-

тике полностью в соответствии с волнозой теорией для двух моделей: американской группы и нашей. Вывод таков: согласие нашей модели с наблюдениями не хуже, а в некоторых направлениях даже лучше, чем модели Лина и др.

В п. 7.2 дана интерпретация наблюдательных данных о нейт -ральном водороде в М 81. Задача решалась в несколько этапов. На первом этапе по геометрии спирального узора в рамках нашей версии волновой теории определены такие параметры, как р и поверхностная плотность "активного" диска для этой галак-

тики. Оказалось: гЗ 20 гад-с""1-кик-1, <3*. # '50 М •пк~2 г £>1 0

На втором этапе рассчитывалось нелинейное течение газа в' галактике.

Хорошее разрешение, достигнутое в работе Ротса и Шейна (1975), позволяет произвести детальное сравнение теории с наблюдениями. Как оказалось, очень хорошо описывается радиальный ход лучевой скорости газа вдоль малой оси (малая ось выделена тем, что в отсутствие спиральных рукавов лучевая скорость газа на этой оси равна нулю). Хорошо также описывается зависимость, пол -ной плотности газа (невозмущенная плюс возмущенная от СВП) от спиральной фазы. Здесь галактическая ударная волна видна непос' -редственно.

П. 7.3 посвящен ионизованному водороду и другим 'индикаторам спиральной структуры галактик. Из наблюдений известна следующая проблема. Распределение гигантских зон ионизованного водорода в нашей Галактике и в М 81 по радиусу крайне неоднородное. Харак -терной особенностью является наличие максимумов в распределении зон НИ при ¡3. % 5-6 кпк и быстрое спадание их количества с ростом К. практически до куля на расстоянии 8-10 кпк (уменьшение числа зон НИ при й. ^ 5 кто: связано с дефицитом газа в этой оо-

ласгя; любопытно отметить, что поверхностная плотность атомарного водорода постоянная примерно до 15 кпк). Аналогично распределены в нашей Галактике такие индикаторы спиральной структуры,как интенсивность -излучения, остатки сзерхновых, излучение в линии Н 166^ . Эти объекты связаны с процессом звездообразова -шш. Их количество на данном радиусе отражает темп звездообразования. Расчеты показывают, что радиальные ходы количества инди -каторов спиральной структуры и интенсивности ГУБ, рассчитанной в рамках нащей версии теории спиральной структуры галактик, как для Галактики, так и для М 81 совпадают. Отсвда вытекает вывод о том, что ГУВ инициирует звездообразование.

В заключение этохю пункта показано, что геометрия спираль -ного узора, полученная по зонам НИ в Туманности Андромеды, так-ке может быть объяснена в рамках нашей версии теории. Угловая скорость вращения спирального узора оказывается равной ¡з^р^ «20 км-с-*.кпк-"'', плотность "активного" диска ££

« 40 М "пк-2.

П. 7.4 посвящен проблеме молекулярного водорода. Сколько его в Галактике? Рад авторов (Сковилль, Соломон и др.) считает, что его много, примерно столько же, как и атомарного водорода. Но он собран в "галактическом молекулярном кольце" в пределах от 5 до 8-10 кпк. Из-за такого неоднородного распределения плотность его в максимуме приблизительно на порядок превосходит плотность атомарного.

По мнению Коэна и др. (1980), газ часть времени проводит в молекулярной форме, часть - в атомарной. Поэтому плотность Н? на каждом галактоцектрическом радиусе не превосходит плотности Н1. Аналогичный вывод делают Клитц и Щу (1930). Самую низкую оценку массы П., в Галактике дают Вхат и др. (1980):6'1С8 Мп.

Исследования других галактик, выполненные в конце 80-х - начале 90-х годов, поставили новые -сложные проблемы. Оказалось, что есть "СО-бедные" и "СО-богатые" галактики. В некоторых галактик;« СО-рукава не совпадают с пылевыми.рукавами. Эти вопросы пока не находят своего решения.

В Главе 8 построена асимптотическая теория продолжения волнового узора за пределы коротационного резонанса в рамках нашей версии, а также рассчитано возмущенное движение газа в ¡этой об -ласти.

В п. 8.1 сформулирована суть проблемы. Интегродифференци -альное уравнение, описывающее динамику галактических волн плот -ности, допускает асимптотические решения по малому параметру -углу закрутки рукавов - в виде двух типов волн: так называемые короткие волны (соответствующую ветвь решения дисперсионного уравнения обозначим , 1С - волновое Число) и длинные вол-

ны (мода Ю0 ). Общим решением является суперпозиция этих двух типов волн. Это асимптотическое решение справедливо вдали от особых точек, в частности, от коротационного резонанса , где совпадают скорости вращения волнового узора и галактического диска. Математическая проблема заключается в том, чтобы найти связь между амплитудами различных мод по разные стороны от &

В п. 8.2 на основе теории Марка (1976) получено дифференциальное уравнение второго порядка для пограничного слоя вблизи Яс , найдены его точные решения и, привлекая правило обхсда особых точек Ландау, выписаны их асимптотические выражения. Но -•

казано, что вблизи R,c , как и должно быть, возмущенный потенциал, галактики конечен.

В п. 8.3 рассмотрено продолжение волнового узора в область Я- ^ R.c • Для этого внешние асимптотические решения сшиваются с внутренним решением вблизи R, . В качестве граничного условия принято, что при R. волновой узор описывается модой , что соответствует нашей версии теории спиральной структуры галактик.

Результаты расчетов показывают, если в области R. < узор описывается одной модой , то в области к. R-a узор представляется суперпозицией двух мод.

В п. 8.4 рассчитано движение газа в поле спиральной волны плотности, найденном в предыдущем пункте, в линейном приближе -нии. Корректный расчет показывает, что решения соответствующих уравнений остаются конечными (не сингулярными) при R,-*

. С появлением дополнительных рукавов за коротационным кругом связывается крупномасштабное ветвление спиральных рукавов типа того, что проявляется в нашей Галактике (Орионов рукав) и в Ы 81 на расстоянии 10 кпк.

В Заключении диссертации суммируются основные результаты, полученные в работе.

Публикации по теме диссертации

1. Берман В.Г., Мишуре® Ю.Н. Определение параметров спиральной структуры Галактики по радиоизлучению нейтрального водорода в линии 21 см. II. Нелинейная теория. 30° < |L\ £ 60° // Астрофизика. 1980. - Т. 16, вып. I. .- С. 73-85.

2. Берман В.Г., Марочник Л.С., Мишуров Ю.Н., Сучков A.A. Крушю-маситаблое движение межзвездного газа в галактических спираль-

ных волнах. Эффекты теплового баланса и самогравитация газа // Препринт ИКИ АН СССР. - 1982. - & 714. - 46 с.

3. Haroohnik L.S., Eerman V.G., iaishurov Yu.ll., Suchkov A.A. Larso-scule flow of Interstellar евя in galactic spiral vm-ves: effects of thermal, balance агЛ self-grevlt&tion // Astrophys. and Space Sci. - 1983. - V. 89, U 1. - P. 177-199,

4. Мишуров Ю.Н., Бабенко Г.В. Молекулярные облака живут мало // Астрсн. цирк. - 1969. - № 1539. - С. 3-4.

5. Батова Е.С., Мишуров Ю.Н. Течение межзвездного газа в спи -ральных рукавах с учетом магнитного поля // Астрон, цирк. -1986, - В 1426. - С. 2-3.

6. Мишуров Ю.Н. Эволюция межзвездного газа в спиральных галактиках // Астрон. ж. - 1991'. - Т. 68, вып. I. - С. 65-77.

7. Berman V.G., Marochrik L.S., Kiahurov Yu.U., Such (со v A,A, The formation of discontinuities in gas flows in the ISM and its relation to the galactic synchrotron radio G'niaaicm // Препринт ИКИ АН СССР. - 1989. - JS 1541. - 15 с.

8. Beramn V.C-,, Marochnik L.3., Mishurov Yu. IT., Suchkov A.A. The formation of dJocontinuitieo in gas flows in the ISM' and its relation to the galactic synchrotron radio enission // Galactic crd intergalactic magre-tic fields. Eethorlands 1990. - P. 159-162.

9. Еерман В.Г., Марочник Л.С., Мишуров Ю.Н., Сучков А.А., Ти-монин П.Н. Движение газа в спиральных галактиках; эффекты вращения системы, самогравитации.газа и тепловых процессов в газе // Астрон. ж. - 1986. - Т. 63, вып. I. - С. 31-37.

:о. Мишуров Ю.Н. Взаимодействие МЗГ с галактической волной плотности с учетом собственной гравитации газа // Астрон. ж. - 1992. - Т. 69, вин. 5. - С. Ш6-Ш7.

-I. Мишуров Ю.Н. Взаимодействие МЗГ с галактической волной плотности. МГД-приближение // Астрон. ж. - 1992. - Т. 69, вил. 6.

12. Mishurov Yu.N. Galactic density waves trlgger the formation of H2 molecules // Astron. and Astrophys. Transeo. - 1991. - V.1, И 2.

13. Мшуров Ю.Н., Сучков А.А. Роль сферической подсистемы в формировании спиральной структуры галактик // Астрон. ж. -1976. - Т. 53, вып. I. - С. 206-208.

14. Мишуров Ю.Н. Об и -частичных экспериментах по эволюции дисковых галактик // Астрон. ж. - 1984. - Т. 61, вып. 6. -С. 1074-1078.

15. Мишуров Ю.Н., Пефтиев В.М., Сучков А.А. Неустойчивость гра-витиругацих вращающихся газовых систем при наличии вязкости

и природа кольцевой структуры галактик // Астрон. ж. - 1976. - Т. 53, вып. 2. - Ç. 268-272.

16. Мишуров Ю.Н., Павловская Е.Д., Сучков А.А. Определение параметров спиральной структуры Галактики по движению звезд' // Астрон. цирк. - 1977. J5 967. - С. 1-2. ..

17. Мишуров Ю.Н., Павловская Е.Д., Сучков А.А. Определение параметров спиральной структуры Галактики по кинематике звезд // Астрон. ж. - 1979. - Т. 56, вып. 2. - С. 268-278,

18. Берман В.Г., Мишуров Ю.Н. Определение параметров спиральной структуры Галактики по кинематике.звезд. Нелинейное описа -ние // Письма в Астрон. ж. - 1981. - Т. 7, * 10. - С. 590593. , .

19. Берман В.Г., Мишуров Ю.Н. Определение параметров спиральной структуры Галактики по радиоизлучению нейтрального водорода в линии 21 см. I. Линейная теория. Нерезонансная область //