Влияние волн разрежения на эволюцию углового момента коллапсирующих протозвездных облаков тема автореферата и диссертации по механике, 01.02.05 ВАК РФ

На правах рукописи

Жилкина Наталья Юрьевна

ВЛИЯНИЕ ВОЛН РАЗРЕЖЕНИЯ НА ЭВОЛЮЦИЮ УГЛОВОГО МОМЕНТА КОЛЛАПСИРУЮЩИХ ПРОТОЗВЕЗДНЫХ ОБЛАКОВ

01.02,05 — механика жидкости, газа и плазмы

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Челябинск 2006

Работа выполнена на кафедре теоретической физики Челябинского государственного университета.

Научный руководитель: ' доктор физико-математических наук,

.профессор Дудоров А.Е.

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

Вибе Д.З.

кандидат физико-шкгем&тиадских наук, доцент Низам сен Х.Р.

Ведущая организация: Институт прикладной математики РАН

им. М.В. Келдыша

Защита состоится "27" апреля 2006 г. в 1300 часов на заседании диссертационного совета Д.212.296.02 в Челябинском государственном университете по адресу: 454021 Челябинск, ул. Братьев Кашириных 129, конференц-зал.

С диссертацией можно ознакомиться в научной библиотеке ЧелГУ. Автореферат разослан марта 2006 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д.212.296.02 доктор физико-математических наук профессор

В.И. У хоботов

б »в

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы. В настоящее время накоплен достаточно обширный наблюдательный материал о магнитном иоле [1, 2] и вращении [3] межзвездных молекулярных и протозвездных облаков, а также молодых звездных объектов [4, 5]. Они показывают, что современное звездообразование происходит в существенно замагниченных вращающихся протозвездных облаках в результате процесса коллапса — безудержного сжатия под действием сил самогравитации. Наблюдательно влияние магнитного поля и вращения прослеживается вплоть до образования молодых звезд типа Т Тельца и Ае/Ве звезд Хербига. Особенно примечательной является существенная магнитная структура молодых звездных объектов "нулевого" класса. Несмотря на предельно молодой возраст этих объектов (примерно 104 лет от начала сжатия), они имеют явно уплощенную вдоль магнитного поля структуру и биполярные истечения.

Наблюдения и результаты численного моделирования показывают, что на изотермической стадии коллапса протозвездное облако становится сильно неоднородным. Перепад плотности от периферии к центру может достигать 5-7 и более порядков величины. В работе исследуется идея, что основной причиной неоднородносги коллапса протозвездных облаков является волна разрежения, которая возникает на границе облака и в дальнейшем движется по коллапсирующему газу к центру со скоростью звука [6, 7]. В рамках задачи о сжатии первоначально однородного облака, находящегося в равновесии по давлению с внешней средой, поверхность фронта волны разрежения разбивает весь объем коллапсирующего облака на внутреннюю область, в которой газ остается однородным, и на внешнюю область, в

которой формируются неоднородные профили плотности и скорости. Эволюция волны разрежения и ее влияние на динамику коллапса подробно исследована для сферически-симметричных облаков [8, 9], вращающихся облаков без магнитного поля [10], магнитных невращающихся облаков [11] и магнитных вращающихся облаков [12].

Следует отметить, что коллапс магнитных вращающихся про-тозвездных облаков характеризуется возникновением быстрой и медленной МГД волн разрежения. Медленная МГД волна разрежения распространяется вслед за быстрой на фоне развиваг ющейся неоднородности, играя в этой области роль генератора возмущений. Поэтому в качестве основной причины неоднородности коллапса вращающихся магнитных облаков рассматривается быстрая МГД волна разрежения. Поверхность фронта быстрой волны разрежения может принимать как вытянутую так и сплюснутую в направлении оси вращения форму в зависимости от соотношения между начальными значениями угловой скорости и индукции магнитного поля [12].

В диссертации продолжается развитие теории волн разрежения в коллапсирющих вращающихся магнитных протозвездных облаках. В частности проводится анализ автомодельного решения с волной разрежения [13], для критического режима изотермического коллапса протозвездных облаков. Оно реализуется вблизи момента времени свободного сжатия в центральной части облака. В кинематическом приближении получено автомодельное решение для эволюции магнитного поля и вращения протозвездного облака. В приближении медленного вращения динамика быстрой МГД волны разрежения исследована методами теории возмущений.

Теория МГД волн разрежения в коллапсирующих магнитных

вращающихся протозвездных облаках позволяет вплотную подойти к решению важной астрофизической проблемы углового момента, заключающейся в необходимости объяснения потери значительной доли углового момента в процессе звездообразования [14]. Это обусловлено тем, что во внешней неоднородной области за фронтом быстрой МГД волны разрежения дифференциальное вращение должно приводить к интенсивной генерации тороидальной компоненты магнитного поля. Тороидальное магнитное поле создает тормозящий момент, способствующий перераспределению углового момента между центральными частями протозвездного облака и его периферией. Кроме того, после фокусировки быстрой МГД волны разрежения потеря углового момента может происходить за счет других механизмов (фрагментация, струйные истечения и т.п.).

Вплоть до настоящего времени механизмы переноса углового исследовались в основном численными методами (см, например, [15]). В диссертационной работе предпринята простая, но успешная попытка аналитического решения проблемы углового момента.

С помощью аналитических оценок в кинематическом (слабое магнитное поле и медленное вращение) и квазистатическом (сильное магнитное поле и быстрое вращение) приближениях получены критерии эффективности маг нитного торможения в рамках теории волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках. Аналитические решения подтверждены результат тами численного моделирования процесса переноса углового мо-мнта в коллапсирующих протозвездных облаках.

Поскольку поверхность быстрой МГД волны разрежения в коллапсирующих вращающихся магнитных облаках не является сферической, ее фокусировка и последующее отражение мо-

жет сопровождаться появлением интенсивных нелинейных МГД волн, способных существенным образом влиять на динамику коллапса. В некоторых случаях этот процесс, по-видимому, может приводить к образованию биполярных выбросов плазмы. Эти биполярные выбросы могут являться триггерами магнито-ротационного механизма генерации струйных истечений в молодых звездных объектах.

Генерация струйных течений объясняется в основном в рамках механизма Блендфорда и Пейна [16], основанного на взаимодействии магнитного поля и вращения аккреционного диска молодой звезды и требующего, чтобы силовые линии магнитного поля были наклонены к оси вращения под углом, превышающем 30°. В работе с помощью численных расчетов показано, что в рамках механизма Ушиды и Шибаты [17] генерация струйных течений возможна даже в случае первоначально однородного магнитного ноля, силовые линии которого коллинеарны оси вращения.

Цели работы. В работе преследовались следующие основные цели:

1) Исследовать особенности динамики волны разрежения в кол-лапсирующих протозвездных облаках в критическом случае.

2) Исследовать динамику быстрой МГД волны разрежения в медленно вращающихся магнитных коллапсирующих протозвездных облаках. г

3) Получить критерии эффективности магнитного торможения вращения коллапсирующих протозвездных облаков в рамках теории волны разрежения;

4) Провести численное моделирование распространения МГД волн разрежения и эволюции углового момента в коллапсрую-щих протозвездных облаках, а также генерации струйных тече-

ний в молодых звездных объектов.

Научная новизна. С точки зрения теории волн разрежения автомодельное решение, описывающее сжатие протозвездного облака в критическом случае, ранее никем не анализировалось. Критические автомодельные распределения магнитного поля и угловой скорости в магнитном невращающемся и во вращающемся немагнитном коллапсирующем протозвездном облаке получены впервые. С помощью теории возмущений построены новые аналитические решения, описывающие эволюцию быстрой МГД-волны разрежения в приближении медленного вращения.

Проведены аналитические оценки и численные расчеты эволюции углового момента магнитных вращающихся коллапсиру-ющих протозвездных облаков. Получены критерии эффективности магнитного торможения вращения. Впервые в мировой практике учтено влияние на этот процесс волны разрежения в кинематическом и квазистатическом приближениях.

В рамках магниторотационного механизма построена самосогласованная численная модель генерации струйных истечений в окрестности молодых звездных объектов с замагниченными аккреционными дисками.

Практическая ценность. Полученные результаты важны для понимания физики протозвездного МГД-коллапса и объяснения наблюдаемых характеристик протозвездных облаков и молодых звездных объектов. Исследованная в диссертации волна разрежения, возникающая на ранних стадиях сжатия, не только позволяет объяснить неоднородность коллапса, но и сама по себе является хорошим инструментом для исследования этого астрофизического явления.

Полученные в диссертации результаты используются в научных исследованиях сотрудниками Института астрономии РАН и

могут быть использованы в Институте прикладной математики РАН, Ростовском, Уральском и других университетах.

Результаты диссертации используются в при чтении лекционного курса "Методы размерности и подобия" студентам пятого курса и магистрантам физического факультета Челябинского государственного университета, а также при написании курсовых, дипломных и квалификационных работ. Апробация работы. Основные результаты работы докладывались и обсуждались на международных студенческих научных конференциях "Физика космоса" (Екатеринбург, Коуров-ская астрономическая обсерватория, 2000, 2004), Международной конференции '\JENAM-2000" (Москва, 2000), Всероссийских астрономических конференциях "ВАК-2001" (Санкт-Петербург, 2001) и "ВАК-2004" (Москва. 2004), Международном научном семинаре "Физика межзвездной среды" (Москва, 2001), Всероссийской конференции "Актуальные проблемы прикладной математики и механики" (Екатеринбург, 2003), Международной конференции "VII Забабахинские научные чтения" (Снежинск, 2003), Международном симпозиуме "Астрономия 2005 — современное состояние и перспективы" (Москва, 2005), на научных семинарах Института астрономии РАН и Института прикладной математики РАН им. М.В. Келдыша (Москва, 2006), а также неоднократно на заседаниях астрофизического семинара ЧелГУ (Челябинск, 1999-2006). \

Публикации. К настоящему моменту результаты работы изложены в 4-х статьях, 12-ти тезисах докладов на научных конференциях. в сборнике рефератов научно-исследовательских работ аспирантов, а также в аннотированном отчете по ГБ-73. Работа поддержана грантом Министерства Образования РФ и Правительства Челябинской области. Она выполнялась в рамках

грантов РФФИ (проект 05-02-17070), РФФИ-Урал (проект 0402-96050), а также гранта Министерства Образования и Науки РФ "Развитие инфраструктуры научно-технической и инновационной деятельности высшей школы и ее кадрового потенциала".

Структура и объем работы. Диссертация изложена на 171 странице и состоит из введения, трех глав, заключения и списка цитированной литературы. Диссертация содержит 38 рисунков и 5 таблиц, 115 библиографических ссылок.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении обоснована актуальность темы и сформулированы основные цели работы. Изложено краткое содержание диссертации по главам.

В первой главе (Волны разрежения в протозвездных облаках) рассмотрена проблема формирования неоднородности коллапса магнитных вращающихся протозвездных облаков. Отмечено, что в рамках постановки задачи о сжатии однородного облака, находящегося в равновесии но давлению с внешней средой, основной причиной неоднородности коллапса протозвездных облаков является волна разрежения, возникающая на границе облака с внешней средой и движущаяся в дальнейшем по коллап-сирующему газу к центру облака со скоростью звука [6].

В первом параграфе главы (Неоднородность коллапса протозвездных облаков) обсуждается проблема неоднородности коллапса протозвездных облаков. Приведены основные наблюдательные данные о протозвездных облаках. Обсуждаются наблюдательные указания на наличие слабых разрывов в распределениях плотности протозвездных облаков, что может являться

свидетельством распространяющихся в этих облаках волн разрежения. Представлен краткий обзор теории волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках.

Во втором параграфе (Основы теории волн разрежения в са-могравитирующих облаках) обсуждаются основные особенности распространения волн разрежения в изотермических вращающихся магнитных коллапсирующих протозвездных облаках. Показано, что в общем случае динамика волны разрежения определяется тремя безразмерными параметрами £t, £ш, £т. которые представляют собой начальные отношения скалярного интеграла давления, вращательной и магнитной энергий к модулю гравитационной энергии облака, соответственно. При учете магнитного поля начальная стадия сжатия характеризуется возникновением на границе облака и дальнейшим распространением к его центру быстрой и медленной МГД волн разрежения. Поверхность фронта быстрой МГД волны разрежения разбивает весь объем коллапсирующего облака на внутреннюю однородную и внешнюю неоднородную области. Медленная МГД волна разрежения распространяется вслед за быстрой на фоне развивающейся неоднородности, играя в этой области роль генератора возмущений. Форма поверхности быстрой МГД волны разрежения может быть как вытянутой вдоль оси вращения (доминирующая роль электромагнитных сил), так и сплюснутой (доминирующая роль центробежных сил).

В третьем параграфе (Автомодельный режим сжатия вблизи момента фокусировки волны разрежения) показано, что в сферически-симметричных облаках в критическом случае при £г = е* = 10/(37г2) вблизи момента фокусировки в центральной части облака реализуется автомодельный режим сжатия. При этом скорость фронта волны разрежения вблизи момента фоку-

ю

Рис. 1: СЛЕВА. Распределения автомодельных функций А) и «(А). СПРАВА. Автомодельные распределение безразмерной плотности и магнитных силовых линий в кол-лапсирующем облаке в кинематическом приближении. Показана граница фронта волны разрежения.

сировки имеет конечное значение, равное утроенной изотермической скорости звука оу. Анализ этого автомодельного решения в области волны разрежения позволяет установить следующие асимптотические соотношения для плотности и скорости газа, справедливые на больших расстояниях от центра облака:

Р=?ф2, (1) 47ГСгГ Г

где G — гравитационная постоянная, tjj — время свободного сжатия, сгоо — константа интегрирования, равная приблизительно 10.64. Автомодельные распределения безразмерных плотности сг = 4nG(t — tff)2p и скорости и — v/ст в зависимости от автомодельной неременной А = r/(cr{t — ¿//)) показаны на ри-' сунке 1 (слева). В кинематическом приближении найдены автомодельные решения для магнитного поля и угловой скорости в магнитном невращшощемся и во вращающемся немагнитном коллапсирующем протозвездном облаке, соответственно. На ри-

сунке 1 (справа) показаны распределение безразмерной плотности а и картина магнитных силовых линий для найденного автомодельного решения. Жирной линией показано положение фронта волны разрежеция.

В четвертом параграфе {Динамика волны разрежения в приближении медленного вращения) в приближении медленного вращения динамика быстрой МГД волны разрежения исследована аналитически методами теории возмущений. В этом случае е^ является малым параметром задачи. Найденные в диссертации с помощью метода малых возмущений аналитические решения хорошо согласуются с результатами прямого численного решения уравнений для фронта быстрой МГД волны разрежения в коллапсирующих магнитных вращающихся нротозвездных облаках.

В последнем параграфе обсуждаются основные результаты главы.

Во второй главе (Эволюция углового момента коллапсирующих протозвездных облаков) с помощью аналитических методов и численных оценок исследована эволюция углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках. В качестве основного механизма торможения вращения и перераспределения углового момента между центральными частями облака и его периферией рассматривается магнитное торможение. Этот эффект возникает в неоднородной области коллапсирующего облака за фронтом быстрой МГД волны разрежения. В этой области дифференциальное вращение приводит к генерации тороидальной компоненты магнитного поля, которое необходимо для перераспределения углового момента.

В первом параграфе (Угловой момент протозвездных облаков) представлен краткий обзор проблемы углового момента как

с наблюдательной, так и с теорегической точек зрения. Отмечено, что на динамической стадии коллапса протозвездных облаков эволюция углового момента в основном определяется взаимодействием вращения с крупномасштабным магнитным полем. На стадии формирования непрозрачного ядра (протозвезды) и аккреционного диска существенная часть углового момента может отводиться струйными истечениями. В конце параграфа получены основные уравнения, определяющие эволюцию углового момента в протозвездных облаках.

Во втором параграфе (Эволюция углового момента в кинематическом приближении) с помощью простых аналитических оценок в кинематическом приближении (слабое магнитное поле и медленное вращение) получены критерии эффективности магнитного торможения в рамках теории волн разрежения в кол-лапсирующих протозвездных облаках. Показано, что магнитное торможение коллапсирующих протозвездных облаков может быть эффективным даже в условиях развития амбиполяр-ной и омической диффузии магнитного поля. Критерий эффективности магнитного торможения записывается в следующем виде:

где к — коэффициент, зависящий от модели магнитного торможения, /* — критическое начальное значение безразмерного углового момента. Полученный критерий можно истолковать следующим образом. Для данного облака магнитное торможение будет эффективным, если начальное магнитное поле Во больше некоторого критического значения Д,, которое определяется массой облака, его радиусом и угловой скоростью.

В третьем параграфе (Эволюция углового момента в квази-

статическом приближении) рассмотрена аналогичная задача в квазистатическом приближении (сильное магнитное поле и/или быстрое вращение). Критерий эффективности магнитного торможения в этом случае т^кже можно представить в виде (2), но при этом величина зависит от параметров еш и ет. Анализ этого критерия показывает, что в квазистатических облаках даже очень слабое магнитное поле может эффективно отводить или перераспределять угловой момент. Это связано с тем, что время эволюции таких облаков велико (« 108 лет) по сравнению с временем свободного сжатия Ьц (« 105 -г 106 лет) и поэтому даже слабого магнитного поля достаточно для того, чтобы за время эволюции такого облака эффективно отвести его угловой момент.

На рисунке 2 показаны критические кривые, полученные в кинематическом (жирные линии) и квазистатическом (тонкие линии) приближениях в моделях магнитного торможения Каплан-Пикельнера (непрерывные линии) и Флека-Хантера (пунктирные линии) в случае сохранения магнитного потока (вмороженное поле) (см. [18]). Квазистатические кривые вначале растут быстрее кинематических, достигают максимума в некоторой точке, а затем уменьшаются до нуля.

В последнем параграфе сформулированы основные выводы. В третьей главе (Численное моделирование МГД волн разрежения и эволюции углового момента в коллапсирующих про-тозвездных облаках) представлены результаты численного моделирования распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках и генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. Расчеты проводились на сетке 300 х 800 в переменных Эйлера в цилиндрических координатах с помощью двумерного численно-

Рис. 2 Критически? кривые, разделяющие области эффективного и неэффективного магнитного торможения на двумерной диаграмме (Ет,еи) в случае сохранения магнитного потока Жирными линиями показаны критические кривые, соответствующие кинематическому приближению. Тонкими линиями показаны критические кривые, соответствующие квазистатическому приближению Непрерывными линии соответствуют модели магнитного торможения Каплана-Пикельнера (КР), а пунктирные модели Флека-Хантсра (ТП)

го МГД кода [19], основанного на квазимонотонной (ТУБ) схеме повышенного порядка точности для уравнений магнитной газодинамики [20].

В первом параграфе (Постановка задачи и численный метод) описаны основные уравнения, начальные и граничные условия, а также использованный для расчетов численный код.

Во втором параграфе (Численное моделирование МГД волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках) представлены результаты численного моделирования распространения МГД волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках. Числеиные расчеты подтвердили основные результаты

теории. В первом варианте с параметрами et = е*, еш — 0.05, ет = 0.2 поверхность фронта быстрой МГД волны разрежения принимает вытянутую вдоль оси вращения форму, близкую к форме вытянутого эллипсоида вращения. Во втором варианте с параметрами et — £*, еи — 0.15, ет = 0.2 поверхность фронта быстрой МГД волны разрежения с течением времени принимает сплюснутую вдоль оси вращения форму, близкую к форме сплюснутого эллипсоида вращения.

В третьем параграфе ( Численное моделирование эволюции углового момента коллапсирующих протозвездных облаков) представлены результаты численного моделирования эволюции углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках. Результаты численных расчетов в основном подтверждают оценки критериев эффективности магнитного торможения на динамической шкале эволюции коллапсирующего облака, полученные аналитическими методами. В первом представленном варианте численного расчета использовались следующие значения вращательного и магнитного параметров: еш — 0.05, ет = 0.05. В этом варианте расчета магнитное торможение действительно оказалось неэффективным, поскольку к моменту времени ~ tfj вертикальная компонента плотности потока локального углового момента практически во всей расчетной области имела отрицательное значение. Поэтому в первом варианте расчета локальный угловой момент в основном переносится вместе с коллапсирующим веществом к центру облака, а не наружу. Во втором варианте численного расчета были выбраны следующие значения вращательного и магнитного параметров: еи — 0.05, ет = 0.5. В данном случае магнитное торможение оказалось действительно эффективным, поскольку вертикальная компонента плотности потока локального углового момента в области

магнитной силовой трубки тороидального магнитного поля положительна. Поэтому наряду с перераспределением локального углового момента внутри коллапсирующего облака, имеет место его интенсивный перенос во внешнюю среду.

В четвертом параграфе (Численное моделирование генерации струйных истечений в молодых звездных объектах) представлены результаты численного моделирования генерации струйных истечений в молодых звездных объектах в рамках самосогласованной модели "молодая звезда + аккреционный диск". Проведенные численные расчеты показывают, что магниторотаг ционный механизм [17] генерирует в такой системе сильнокол-лимированную полую слабозакрученную струю. Сделан вывод о том, что возникновение струи возможно даже в случае однородного магнитного поля с магнитными силовыми линиями, параллельными угловой скорости вращения диска, благодаря диффернциальному по высоте вращению диска Полученные в численных расчетах характерные параметры истечения Хорошо описывают наблюдаемые свойства молодых звездных объектов "нулевого" класса возраста [21, 22]. /

В последнем параграфе обсуждаются основные результаты главы.

ОСНОВНЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ И РЕЗУЛЬТАТЫ, ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

1) Интерпретация автомодельного решения для коллапса изотермического облака со слабым разрывом в звуковой точке в рамках теории волн разрежения. Автомодельные решения для индукции магнитного поля и угловой скорости в магнитном не-вращающемся и во вращающемся немагнитном коллапсирую-

щих протозвездных облаках, полученные в кинематическом приближении.

2) Новые аналитические решения, описывающие динамику быстрой МГД волны разрежения в коллапсирующих магнитных вращающихся протозвездных облаках, найденные в приближении медленного вращения в рамках теории возмущений.

3) Сценарии эволюции углового момента коллапсирующих протозвездных облаков на основе теории волн разрежения. Критерии эффективности магнитного торможения вращения коллапсирующих облаков в рамках кинематического и квазистатического приближений.

4) Результаты численного моделирования, подтверждающие теорию МГД волн разрежения, эволюции углового момента в магнитных вращающихся коллапсирующих протозвездных облаках и механизм генерации струйных истечений в молодых звездных объектах.

Основные результаты диссертации изложены в следующих работах:

1. Жилкина Н.Ю., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Сценарии МГД коллапса межзвездных облаков, 2005, Труды ГАИШ, 78, Москва: ГАИШ МГУ, 67

2. Dudorov А.Е., Zhilkin A.G., Zhilkina N.Yu., Kuznetsov O.A., Angular Momentum Evolution of Protostellar Clouds, 2004, Astronomical and Astrophysical TVansactions, 23(5), 443-446

3. Дудоров A.E., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., МГД-волна разрежения как причина неоднородности коллапса магнитных вращающихся протозвездных облаков, 2004, Материалы докладов Международной научной конференции "VII Забабахинские научные чтения", Снежинск, 16 е.,

http://www.vniitf.ru/rig/konfer/7zst/reports/s3/s-3.htm

4. Дудоров А.E., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Волны разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 73-86

5. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., МГД волна разрежения в медленно вращающихся коллапсирующих протозвездных облаках, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 285

6. Ерохин М.А., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Магнитная газодинамика гравитационного сжатия протозвездных облаков, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург УрГУ, 264

7. Дудоров А.Е.. Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Влияние МГД волн разрежения на эволюцию углового момента коллапсирующих протозвездных облаков, 2004, Тезисы докладов Всероссийской астрономической конференции "Горизонты Вселенной", Москва: МГУ, ГАИШ, 150

8. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Физика молодых звездных объектов с аккреционными дисками, 2004, Аннотированный отчет по ГБ-73 (N 01200001893)

9. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Динамика волны разрежения в коллапсирующих магнитных вращающихся протозвездных облаках, Тезисы докладов всероссийской конференции "Актуальные проблемы прикладной математики и механики", 2003, Екатеринбург: УрО РАН, 33-34

10. Ерохин М.А., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., ЖилкинаН.Ю., Кузнецов O.A., Численное исследование переноса углового мо-

мента в коллапсирующих вращающихся магнитных протозвезд-ных облаках, Сборник тезисов, VII Забабахинские научные чтения, 2003, Снежинск, 114

11. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Кузнецов O.A., МГД-волна разрежения как причина неоднородности коллапса магнитных вращающихся протозвездных облаков, Сборник тезисов, VII Забабахинские научные чтения, 2003, Снежинск, 113-114

12. Жилкина Н.Ю., Конкурс грантов студентов, аспирантов и молодых ученых вузов челябинской области, Сборник рефератов научно-исследовательских работ аспирантов, 2003, Челябинск: ЮУрГУ, 21

13. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Кузнецов O.A., Эволюция углового момента коллапсирующих протозвездных облаков, 2001, Сборник тезисов докладов, Всероссийская астрономическая конференция, С-Петербург: СПбГУ, 67

14. Dudorov А.Е., Kuznecov O.A., Zhilkin A.G., Gigineishvili S.V., Stepanov C.E., Zhilkina N.Yu., MHD Flows from the Envelopes of Protostar, 2000, Emission Lines from Jet Flows. Meeting abstract, Isla Mujeres

15. Дудоров A.E., Жилкин А.Г., Лазарева Н.Ю., Генерация струйных течений в окрестности молодых звездных объектов нулевого класса возраста, 2000, Труды 29-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 113

16. Dudorov А.Е., Zhilkin A.G., LazarevaN.Yu., Kuznetsov O.A., Generation of jets around zero-age young stellar objects, JENAM-2000, Abstracts, 2000, Moscow: Geos, 104

17. Dudorov A.E., Zhilkin A.G., Lazareva N.Yu., Kuznetsov O.A., Protostar Formation in Magnetized Rotating Molecular Cloud Cores,

2000, Astronomical and Astrophysical Transactions, 19(3-4), 514523

18. Лазарева Н.Ю., Генерация струй в замагниченных дисках в окрестности магнитной звезды, 1999, Труды 28-й Междунаг родной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 27

Список литературы

[1] Heiles, С., Goodman, А.А., McKee, C.F., Zweibcl, "E.G., в кн. Protestan and Planets III, ред. Levy E.N , Lunine JI, Tuscon Univ Arizona Press, 1993, с 327

Vallee J.P., Fundamentals of Cosmic Physics, 1996, 19, 1-89

Phillips J P., Astronomy and Astrophysics, 1998, 134, 241-254

Gregersen E.M , Evans N J.II, Zhou S , Choi M , Astrophys J , 1997, 484, 256

Andre P, Ward-Thompson D , Barsony M., Astrophys. J , 1993, 406, 122

Larson R В , MNRAS, 1972, 156, 437

Disney M.J., MNRAS, 1976, 175, 323

Зельдович Я.Б., Каждая Я.М., Астрофизика, 1970, 6, 109

Truelove К , Klein R.I., McKee C.F., Holliman И Л.Н., Howell L H , Greenough J.A., Woods D.T, Astrophys. J., 1998, 495, 821

Tkiribe Т., Inutsuka S., Astrophys. J , 1999, 526, 307

Дудоров A.E , Жилкин А.Г., ЖЭТФ, 2003, 123, 195

Дудоров A E , Жилкин А.Г., Жилкина II Ю , Развитие неоднородности коллапса вращающихся магнитных межзвездных облаков, Письма в АЖ, 2006, в печати

Whitworth А , Summers D., MNRAS, 1985, 214, 1

Mestel L., IAU Symp., N 75. Star Formation, 1977, c. 213, eds. de Jong Т., Maeder A., Reidel D., Dordrecht, Holland

Basu S., Mouschovias T.C., Astrophys. J , 1995. 452, 386

Blandford R.D., Payne D.R, MNRAS, 1982, 199, 883-903

Uchide K., Shibata Yu., Publication Astronomical Society Japan, 1985, 37, 31

Дудоров A E., Жилкин А.Г., Жилкина НЛО , Развитие неоднородности коллапса вращающихся магнитных межзвездных облаков, Письма в астрономический журнал, 2006,в печати

Дудоров А.Е , Жилкин А Г., Кузнецов О.А , Математическое моделирование, 1999, 101(11), 109-127

Дудоров А Е , Жилкин А Г., Кузнецов О.А., Математическое моделирование, 1999, 101(1), 101-116

Bachiller R., Ann. Rev Astron Astrophys., 1996, 34, 111-154 Lada C.J., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1985, 23, 267-317

Подписано в печать 23 03.06. Формат 60 х 90/16. Объем 1.0 уч.-изд. л. Тираж 100 экз. Заказ 1503 Бумага офсетная. Отпечатано на ризографе в типографии ГОУ ВПО ЧГПУ 454080, г. Челябинск, пр. Ленина, 69

ZQOÇ&

IS- 6 53 8

Введение

Глава 1. Волны разрежения в протозвездных облаках

1.1. Неоднородность коллапса протозвездных облаков

1.1.1. Обзор наблюдательных данных о протозвездных облаках.

1.1.2. Волна разрежения как причина неоднородности коллапса протозвездных облаков

1.2. Основы теории волн разрежения в самогравитирующих облаках.

1.2.1. Сферически-симметричное изотермическое облако.

1.2.2. Вращающееся изотермическое облако

1.2.3. Магнитное изотермическое облако.

1.2.4• Магнитное вращающееся изотермическое облако.

1.3. Автомодельный режим сжатия вблизи момента фокусировки волны разрежения.

1.3.1. Автомодельный реэюим движения волны разрежения

1.3.2. Автомодельные уравнения.

1.3.3. Звуковая точка.

1.3.4- Асимптотика при А —> —оо.

1.3.5. Автомодельный режим сжатия магнитного облака в кинематическом приблио/сении

1.3.6. Автомодельный режим сжатия вращающегося облака в кинематическом приближении

1.4. Динамика волны разрежения в приближении медленного вращения

1.4-1. Метод малых возмущений.

1.4.2. Аналитическое решение для внутренней области

1.4-3. Уравнения движения фронта волны разрежения

1.5. Обсуждение результатов первой главы

Глава 2. Эволюция углового момента коллапсирую-щих протозвездных облаков

2.1. Угловой момент протозвездных облаков

2.1.1. Проблема углового момента.

2.1.2. Струйные истечения в окрестности молодых звездных объектов.

2.1.3. Уравнение эволюции углового момента

2.2. Эволюция углового момента в кинематическом приближении

2.2.1. Основные уравнения.

2.2.2. Безразмерные переменные

2.2.3. Критическое значение начального углового момента.

2.2.4- Критерий эффективности магнитного тормоо!сения

2.3. Эволюция углового момента в квазистатическом приближении.

2.3.1. Основные уравнения.

2.3.2. Критерий эффективности магнитного торможения .ИЗ

2.4. Выводы но второй главе

Глава 3. Численное моделирование МГД волн разрежения и эволюции углового момента в коллапси-рующих протозвездных облаках 118 3.1. Постановка задачи и численный метод.

3.1.1. Основные уравнения.

3.1.2. Начальные и граничные условия.

3.1.3. Описание численного кода.

3.2. Численное моделирование МГД волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках.

3.2.1. МГД волна разреэгсения с доминирующей ролью магнитного поля.

3.2.2. МГД волна разреэюения с доминирующей ролью вращения.

3.3. Численное моделирование эволюции углового момента коллапсирующих протозвездных облаков

3.3.1. Постановка задачи.

3.3.2. Неэффективное магнитное торможение

3.3.3. Эффективное магнитное тормоэюение

3.4. Численное моделирование генерации струйных истечений в молодых звездных объектах.

3.4-1. Постановка задачи.

3.4-2. Результаты моделирования.

3.5. Обсуждение результатов третьей главы

В настоящее время накоплен достаточно обширный наблюдательный материал о магнитном поле [1, 2, 3] и вращении [4] межзвездных молекулярных и протозвездных облаков, а также молодых звездных объектов [5, 6]. Они показывают, что современное звездообразование происходит в существенно замагни-ченных вращающихся протозвездных облаках в результате процесса коллапса — безудержного сжатия под действием сил самогравитации, образования протозвезды и аккреции оболочки. Наблюдательно влияние магнитного поля и вращения прослеживается вплоть до образования молодых звезд типа Т Тельца или Ае/Ве звезд Хербига. Особенно примечательной является существенная магнитная структура молодых звездных объектов "нулевого" класса. Несмотря на предельно молодой возраст этих объектов 104 лет от начала сжатия), они имеют явно уплощенную вдоль магнитного поля структуру и биполярные истечения.

Наблюдения и результаты численного моделирования показывают, что на изотермической стадии коллапса нротозвездное облако становится сильно неоднородным. Перепад плотности от периферии к центру может достигать 5-7 и более порядков величины. В работе исследуется идея, что основной причиной неоднородности коллапса протозвездных облаков является волна разрежения, которая возникает на границе облака и в дальнейшем движется по коллапсирующему газу к центру со скоростью звука [7, 8]. В рамках задачи о сжатии первоначально однородного облака, находящегося в равновесии но давлению с внешней средой поверхность фронта волны разрежения разбивает весь объем коллапсирующего облака на внутреннюю область, в которой газ остается однородным, и на внешнюю область, в которой формируются неоднородные профили плотности и скорости. Эволюция волны разрежения и ее влияние на динамику коллапса подробно исследована для сферически-симметричных облаков [9, 10], вращающихся облаков без магнитного ноля [11), магнитных невращающихся облаков [12] и магнитных вращающихся облаков [13]. Следует отметить, что коллапс магнитных вращающихся протозвездных облаков характеризуется возникновением быстрой и медленной магнитога-зодинамических (МГД) волн разрежения. Медленная МГД волна разрежения распространяется вслед за быстрой на фоне развивающейся неоднородности, играя в этой области роль генератора возмущений. Поверхность фронта быстрой волны разрежения может принимать как вытянутую так и сплюснутую в направлении оси вращения форму в зависимости от соотношения между начальными значениями угловой скорости и индукции магнитного поля [13].

Быстрая МГД волна разрежения, возникающая на ранних стадиях сжатия, не только позволяет объяснить неоднородность коллапса протозвездных облаков, но и сама по себе является хорошим инструментом для исследования этого астрофизического явления. В частности, теория МГД волн разрежения в кол-лапсирующих магнитных вращающихся протозвездных облаках позволяет вплотную подойти к решению важной астрофизической проблемы углового момента [14, 15]. Это обусловлено тем, что во внешней неоднородной области за фронтом быстрой МГД волны разрежения дифференциальное вращение должно приводить к интенсивной генерации тороидальной компоненты магнитного поля. Тороидальное магнитное ноле создает тормозящий момент, способствующий перераспределению углового момента между центральными частями иротозвездного облака и его периферией. Кроме того, после фокусировки быстрой МГД волны разрежения потеря углового момента может происходить за счет других механизмов (фрагментация, струйные истечения и т.п.).

Поскольку поверхность быстрой МГД волны разрежения в кол лансирующих вращающихся магнитных облаках не является сферической, ее фокусировка и последующее отражение может сопровождаться появлением интенсивных нелинейных МГД волн, способных существенным образом влиять на динамику коллапса. В некоторых случаях этот процесс, по-видимому, может даже приводить к образованию биполярных выбросов плазмы. Эти биполярные выбросы могут являться триггерами маг-ниторотационного механизма генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. В настоящее время предложено несколько механизмов генерации струйных истечений в молодых звездных объектах [16, 17]. Они основаны на взаимодействии магнитного поля и вращения аккреционного диска молодой звезды. При этом генерация самой струи происходит в небольшой центральной области, характерные размеры которой порядка радиуса магнитосферы звезды.

В диссертации исследовано автомодельное решение с волной разрежения [18], описывающее критический режим изотермического коллапса протозвездных облаков. Оно реализуется вблизи момента времени свободного сжатия в центральной части облака. Близким примером подобного рода является задача о сходящейся ударной волне (см., например, [19]). С помощью полученного решения в кинематическом приближении исследована эволюция магнитного поля и вращения в облаке. В приближении медленного вращения динамика быстрой МГД волны разрежения исследована методами теории возмущений.

С помощью аналитических оценок в кинематическом (очень слабое магнитное иоле и очень медленное вращение) и квазистатическом (сильное магнитное поле и быстрое вращение) приближениях получены критерии эффективности магнитного торможения в рамках теории волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках. Показано, что магнитное торможение коллапсирующих протозвездных облаков может быть эффективным даже в условиях развития амбиполярной и омической диффузии магнитного поля. В квазистатических облаках даже очень слабое магнитное поле может эффективно отводить или перераспределять угловой момент. Это связано с тем, что время эволюции таких облаков 108 лет) очень велико но сравнению с временем свободного сжатия.

Представлены результаты численного моделирования распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках и генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. Численные расчеты проведены с помощью двумерного численного МГД кода [20, 23, 21, 22], основанного на квазимонотонной (TVD) схеме повышенного порядка точности для уравнений магнитной газодинамики [24, 23).

В первой главе диссертации рассмотрена проблема формирования неоднородности коллапса межзвездных облаков и представлен краткий обзор теории волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках. Там же исследовано сжатие про-тозвездного облака в критическом случае, при котором вблизи момента фокусировки в центральной части облака реализуется особый автомодельный режим сжатия. Кроме того, в приближении медленного вращения динамика быстрой МГД волны разрежения исследована методами теории возмущений.

Во второй главе с помощью аналитических и оценочных методов исследована эволюция углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках. В третьей главе представлены результаты численного моделирования распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках и генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. В заключении обсуждаются основные результаты диссертации.

Цели работы.

1) Исследовать особенности динамики волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках.

2) Исследовать динамику быстрой МГД волны разрежения в медленно вращающихся магнитных коллапсирующих протозвездных облаках.

3) Получить критерии эффективности магнитного торможения вращения коллапсирующих протозвездных облаков в рамках теории волны разрежения;

4) Провести численное моделирование распространения МГД волн разрежения и эволюции углового момента в коллапсрую-щих протозвездных облаках, а также генерации струйных истечений в молодых звездных объектов.

Научная новизна.

С точки зрения теории волн разрежения автомодельное рею шение, описывающее сжатие протозвездного облака в критическом случае, ранее никем не анализировалось. Критические автомодельные распределения магнитного ноля и угловой скорости в магнитном невращающемся и во вращающемся немагнитном коллапсирующем протозвездном облаке получены впервые. С помощью теории возмущений построены новые аналитические решения, описывающие эволюцию быстрой МГД-волны разрежения в приближении медленного вращения.

Проведены аналитические оценки и численные расчеты эволюции углового момента магнитных вращающихся коллапси-рующих протозвездных облаков. Впервые в мировой практике учтено влияние на этот процесс волны разрежения в кинематическом и квазистатическом приближениях.

В рамках магниторотационного механизма построена самосогласованная численная модель генерации струйных истечений в окрестности молодых звездных объектов с аккреционными дисками.

Практическая ценность.

Полученные результаты важны для понимания физики МГД-коллапса протозвездных облаков и объяснения наблюдаемых характеристик протозвездных облаков и молодых звездных объектов. Исследованная в диссертации динамика волны разрежения, возникающей на ранних стадиях сжатия, не только позволяет объяснить неоднородность коллапса, но и сама по себе является хорошим инструментом для исследования этого астрофизического явления.

Полученные в диссертации результаты используются в научных исследованиях сотрудниками Института астрономии РАН.

Апробация.

Основные результаты работы докладывались и обсуждались па Международной конференции "JENAM-2000" (Москва, 2000), Всероссийских астрономических конференциях "ВАК-2001" (Санкт-Петербург, 2001) и "ВАК-2004" (Москва, 2004), Международном научном семинаре "Физика межзвездной среды" (Москва, 2001), Всероссийской конференции "Актуальные проблемы прикладной математики и механики" (Екатеринбург, 2003), Международной конференции "VII Забабахинские научные чтения" (Сне-жинск, 2003), Международном симпозиуме "Астрономия 2005 — современное состояние и перспективы" (Москва, 2005), международных студенческих научных конференциях "Физика космоса" (Екатеринбург, Коуровская астрономическая обсерватория, 2000, 2004), на семинарах Института астрономии РАН, Института прикладной математики им. Келдыша (Москва, 2006), а также неоднократно на заседаниях астрофизического семинара ЧелГУ (Челябинск, 1999-2006).

Основные положения и результаты, выносимые на защиту.

1) Интерпретация автомодельного решения для коллапса изотермического облака со слабым разрывом в звуковой точке в рамках теории волн разрежения. Автомодельные решения для индукции магнитного ноля и угловой скорости в магнитном невра-щающемся и во вращающемся немагнитном коллапсирующем протозвездном облаке, полученные в кинематическом приближении.

2) Новые аналитические решения, описывающие динамику быстрой МГД волны разрежения в коллапсирующих магнитных вращающихся протозвездных облаках, найденные в приближении медленного вращения в рамках теории возмущений.

3) Сценарии эволюции углового момента коллапсирующих протозвездных облаков на основе теории волны разрежения. Критерии эффективности магнитного торможения вращения коллапсирующих облаков в рамках кинематического и квазистатического приближений.

4) Результаты численного моделирования, подтверждающие теорию распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в магнитных вращающихся коллапсирующих протозвездных облаках и механизм генерации струйных истечений в молодых звездных объектах.

Публикации.

К настоящему моменту результаты работы изложены в 5-ти статьях ([25, 26, 27, 28, 13]), 12-ти тезисах докладов на научных конференциях ([29, 30, 31, 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38, 39, 40]), в сборнике рефератов научно-исследовательских работ аспирантов ([41]), а также в аннотированном отчете по госбюджетной теме ([42]).

Работа поддержана грантом Министерства Образования РФ и Правительства Челябинской области. Она выполнялась в рамках грантов РФФИ (проект 05-02-17070), РФФИ-Урал (проект 04-02-96050), а также гранта Министерства Образования и Науки РФ "Развитие инфраструктуры научно-технической и инновационной деятельности высшей школы и ее кадрового потенциала".

Заключение

В диссертации исследовано влияние МГД волн разрежения на перераспределение локального удельного углового момента в коллаисирующих протозвездных облаках. В качестве основного механизма перераспределения углового момента между центральными частями облака и его периферией рассмотрено магнитное торможение. Этот механизм может эффективно работать в коллапсирующем протозвездном облаке за счет взаимодействия вращения с крупномасштабным магнитным полем в неоднородной области коллансирующего облака за фронтом быстрой МГД волны разрежения. Это обусловлено тем, что в неоднородной области дифференциальное вращение приводит к генерации тороидальной компоненты магнитного ноля, которая необходима для перераспределения углового момента. Кроме того, на поздних стадиях эволюции коллаисирующих протозвездных облаков может происходить эффективный отвод углового момента молекулярными и струйными истечениями.

В рамках задачи о сжатии первоначально однородного облака, находящегося в равновесии по давлению с внешней средой, начальная стадия сжатия характеризуется возникновением на границе облака и дальнейшим распространением к его центру быстрой и медленной МГД волн разрежения. Поверхность фронта быстрой МГД волны разрежения разбивает весь объем коллапсирующего облака на внутреннюю область, в которой газ остается однородным и характеризуется однородным вращением и магнитным полем, и на внешнюю область, в которой формируются неоднородные профили плотности, скорости, магнитного поля и угловой скорости. Медленная МГД волна разрежения распространяется вслед за быстрой на фоне развивающейся неоднородности, играя в этой области роль генератора возмущений. В зависимости от соотношения между параметрами, характеризующими начальные магнитное иоле и вращение облака, форма поверхности быстрой МГД волны разрежения может быть как вытянутой (доминирующая роль электромагнитных сил), так и сплюснутой (доминирующая роль центробежных сил) вдоль оси вращения. Фокусировка и последующее отражение от центра быстрой МГД волны разрежения может сопровождаться генерацией интенсивных нелинейных МГД волн, которые должны влиять на дальнейшую динамику коллапса.

В работе показано, что в сферически-симметричных облаках в критическом случае при et = г] вблизи момента фокусировки в центральной части облака реализуется особый автомодельный режим сжатия. При этом скорость фронта волны разрежения вблизи момента фокусировки имеет конечное значение, равное утроенной скорости звука. Автором проведен подробный анализ этого автомодельного решения с точки зрения теории волн разрежения. Найдены асимптотики автомодельного решено ния в неоднородной области коллапсирующего облака на больших расстояниях от центра. В кинематическом приближении найдены автомодельные распределения магнитного поля и угловой скорости в магнитном невращающемся и во вращающемся немагнитном коллапсирующем протозвездном облаке, соответственно.

В приближении медленного вращения динамика быстрой МГД волны разрежения исследована аналитически с помощью теории возмущений. Найденные автором в этом приближении аналитические решения, описывающие динамику быстрой МГД волны разрежения в коллапсирующих магнитных медленно вращающихся протозвездных облаках, хорошо согласуются с аналогичными результатами, полученными полуаналитическими методами.

С помощью аналитических оценок в кинематическом (очень слабое магнитное иоле и очень медленное вращение) и квазистатическом (сильное магнитное поле и быстрое вращение) приближениях получены критерии эффективности магнитного торможения в рамках теории волн разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках. Показано, что магнитное торможение коллапсирующих протозвездных облаков может быть эффективным даже в условиях амбиполярной и омической диффузии магнитного поля. В квазистатических облаках даже очень слабое магнитное поле может эффективно отводить или перераспределять угловой момент. Это связано с тем, что время эволюции таких облаков (« 108 лет) очень велико по сравнению с временем свободного сжатия.

В работе проведено численное моделирование распространения МГД волн разрежения, эволюции углового момента в коллапсирующих протозвездных облаках и генерации струйных истечений в молодых звездных объектах. Расчеты проводились с помощью двумерного численного МГД кода, основанного на квазимонотонной (TVD) схеме повышенного порядка точности для уравнений магнитной газодинамики.

Численные расчеты подтвердили основные результаты теории МГД волн разрежения в коллапсирующих магнитных вращающихся протозвездных облаках и корректность аналитических оценок критериев эффективности магнитного торможения. Анализ численных профилей плотности показывает, что к моменту времени « £// в облаке формируется резко неоднородный профиль плотности. В оболочке облака вдоль оси вращения формируется степенной профиль с коэффициентом наклона, зависящим от начальных значений.

Для подтверждения аналитических оценок критериев эффективности магнитного торможения вращения коллапсирующих протозвездных облаков, полученных во второй главе диссертации, проведена серия численных расчетов эволюции углового момента в коллапсирующих магнитных вращающихся протозвездпых облаках. Результаты численных расчетов подтверждают оценки критериев эффективности магнитного торможения на динамической шкале эволюции коллапсирующего облака, полученные аналитическими методами. В первом варианте расчета (еи = 0.05, гт = 0.05) локальный угловой момент в основном переносился вместе с коллапсирующим веществом к центру облака, а не наружу. Во втором варианте (еи = 0.05, £т = 0.5) наряду с перераспределением локального углового момента внутри коллапсирующего облака, имел место его интенсивный перенос во внешнюю среду.

В работе также проведено численное моделирование генерации струйных истечений в молодых звездных объектах в рамках самосогласованной модели "молодая звезда + аккреционный диск". Анализ результатов численных расчетов показывают, что магниторотационный механизм генерирует в такой системе сильноколлимированную полую слабозакрученную струю. Возникновение струи возможно даже в случае однородного магнитного поля с магнитными силовыми линиями, параллельными угловой скорости вращения диска. Полученные в численных расчетах характерные параметры истечения очень хорошо описывают наблюдаемые свойства молодых звездных объектов "нулевого" класса возраста. Однако в представленных численных расчетах стационарной струи получить не удалось, поскольку приток массы из аккреционного диска в область генерации струи не учитывался.

Работа, проделанная в диссертации, не является завершенной, а представляет собой только некоторый самостоятельный промежуточный этап более обширной программы исследований. В дальнейшем планируется объединенить критерии магнитного торможения вращения протозвездных облаков с критерием, разделяющим различные режимы движения фронта волны разрежения. Это даст четыре принципиально различных сценария МГД коллапса протозвездных облаков. Подробный анализ этих сценариев является темой отдельной работы. Таким образом, быстрая МГД волна разрежения, возникающая на ранних стадиях сжатия, не только позволяет объяснить неоднородность коллапса межзвездных облаков, но и сама по себе является хорошим инструментом для исследования этого астрофизического явления.

1. Heiles, С., Goodman, А.А., МсКес, C.F., Zweibel, E.G., в кн. Protostars and Planets 1.I, ред. Levy E.N., Luninc J.I., Tuscon: Univ. Arizona Press, 1993, c. 327

2. Дудоров A.E., Астрономический журнал, 1995, 72(6), 884-893

3. Vallce J.P., Fundamentals of Cosmic Physics, 1996, 19, 1-89

4. Phillips J.P., Astronomy and Astrophysics, 1998, 134, 241-254

5. Grogcrscn E.M., Evans N.J.II, Zhou S., Choi M., Astrophys. J., 1997, 484, 256

6. Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M., Astrophys. J., 1993, 406, 122

7. Larson R.B., MNRAS, 1972, 156, 437

8. Disney M.J., MNRAS, 1976, 175, 323

9. Зельдович Я.В., Каждан Я.М., Астрофизика, 1970, 6, 109

10. Truclovc К., Klein R.I., McKee C.F., Holliman II J.H., Howell L.H., Grcenough J.A., Woods D.T., Astrophys. J., 1998, 495, 821

11. Tsuribc Т., Inutsuka S., Astrophys. J., 1999, 526, 307

12. Дудоров A.E., Жилкин А.Г., ЖЭТФ, 2003, 123, 195

13. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Развитие неоднородности коллапса вращающихся магнитных межзвездных облаков, Письма в АЖ, 2006, в печати

14. Mestel L., IAU Symp., N 75. Star Formation, 1977, с. 213, eds. dc Jong Т., Maeder A., Reidel D., Dordrccht, Holland

15. Дудоров A.E., Сазонов Ю.В., Науч. Информ. Астросовста АН СССР, 1983, 52, 29

16. В land ford R.D., Payne D.R., MNRAS, 1982, 199, 883-903

17. Uchida K., Shibata Yu., Publication Astronomical Society Japan, 1984, 38, 631-660

18. Whitworth A., Summers D., MNRAS, 1985, 214, 1

19. Ландау Л.Д., Лифшиц E.M., Гидродинамика, Москва: Наука, 1988

20. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Кузнецов О.А., Математическое моделирование, 1999, 101(11), 109-127

21. Dudorov А.Е., Zhilkin A.G., Gigineyshvili S.V., Kuznetsov О.A., Astronomical and Astrophysical Transactions, 2003, 22(1), 11

22. Dudorov A.E., Zhilkin A.G., Kuznetsov O.A., Astronomical and Astrophysical Transactions, 2003, 22(3), 321

23. Dudorov A.E., Kuznetsov O.A., Zhilkin A.G., TVD scheme for the numerical simulation of the axisymmetrical sclfgravitating MIID flows, 2001, astro-ph/0102313, http://arXiv.org/abs/astro-ph/0102313

24. Дудоров A.E., Жилкин А.Г., Кузнецов О.А., Математическое моделирование, 1999m 101(1), 101-116

25. Dudorov А.Е., Zhilkin A.G., Lazareva N.Yu., Kuznetsov O.A., 2000, Astronomical and Astrophysical Transactions, 19(3-4), 514-523

26. Dudorov A.E., Zhilkin A.G., Zhilkina N.Yu., Kuznetsov O.A., 2004, Astronomical and Astrophysical Transactions, 23(5), 443-446

27. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Волны разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 73-86

28. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., МГД волна разрежения в медленно вращающихся коллапсирующих протозвездных облаках, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 285

29. Ерохип М.А., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Магнитная газодинамика гравитациоиного сжатия протозвездных облаков, 2004, Труды 33-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 264

30. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Лазарева Н.Ю., Генерация струйных течений в окрестности молодых звездных объектов нулевого класса возраста, 2000, Труды 29-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 113

31. Лазарева Н.Ю., Генерация струй в замагниченпых дисках в окрестности магнитной звезды, 1999, Труды 28-й Международной студенческой научной конференции "Физика космоса", Екатеринбург: УрГУ, 27

32. Dudorov А.Е., Zhilkin A.G., Lazarcva N.Yu., Kuznetsov О. A., Generation of jets around zero-age young stellar objccts, 2000, JENAM-2000, Abstracts, Moscow: Geos, 104

33. Дудоров A.E., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Кузнецов О.А., Эволюция углового момента коллапсирующих протозвездных облаков, 2001, Сборник тезисов докладов, Всероссийская астрономическая конференция, С-Петербург: СПбГУ, 67

34. Dudorov А.Е., Kuznecov О.А., Zhilkin A.G., Gigineishvili S.V., Stepanov C.E., Zhilkina N.Yu., MIID Flows from the Envelopes of Protostar, 2000, Emission Lines from Jet Flows. Meeting abstract, Isla Mujeres

35. Ерохин М.А., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Кузнецов О.А., Численное исследование переноса углового момента в коллаисирующих вращающихся магнитных протозвездных облаках, Сборник тезисов, VII Забабахинские научные чтения, 2003, Сне-жинск, 114

36. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Кузнецов О.А., МГД-волна разрежения как причина неоднородности коллапса магнитных вращающихся протозвездных облаков, Сборник тезисов, VII Забабахинские научные чтения, 2003, Снежинск, 113-114

37. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Влияние МГД волн разрежения на эволюцию углового момента коллапсирующих протозвездных облаков, Тезисы докладов Всероссийской астрономической конференции "Горизонты Вселенной", 2004, Москва: МГУ, ГАИШ, 150

38. Жилкина Н.Ю., Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Сценарии МГД коллапса межзвездных облаков, 2005, Труды ГАИШ, 78, Москва: ГАИШ МГУ, 67

39. Жилкина II. 10., Конкурс грантов студентов, аспирантов и молодых ученых вузов челябинской области, Сборник рефератов научно-исследовательских работ аспирантов, 2003, Челябинск: ЮурГУ, 21

40. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Жилкина Н.Ю., Физика молодых звездных объектов с аккреционными дисками, 2004, Аннотированный отчёт по гранту ГБ-73, N госрегистрации 01200001893

41. Hunter С., Astrophys. J., 1977, 218, 834

42. Tafalla M., Myers P.C., Casclli P., Walmslcy C.M., On the internal structure of starless cores. I. Physical conditions and the distribution of CO, CS, N2H+, and NH3 in L1498 and L1517B, 2004, astro-ph0401148, http://arXiv.org/abs/astro-ph/0401148

43. Andre P, Ward-Thomson D., Barsony M., в кн. Protostars and Planets IV, ред. Mannings V., Boss A.P., Russel S.S., Tuscori: Univ. Arizona Press, 2000, c. 59

44. Tafalla M., Mardoncs D., Myers P.C., Caselli P., Bachillcr R., Benson P.J., Astrophys. J., 1998, 504, 900

45. Williams J.P., Myers PC., Wilner D.J., Di Franccsco J., Astrophys. J., 1999, 513, LG1

46. Lee C.W., Myers P.C., Tafalla M., Astrophys. J., 1999, 526, 788

47. Gregerscn E.M., Evans N.J., Astrophys. J., 2000, 538, 260

48. Zinchcnko I., Astronomy and Astrophysics, 1995, 303, 554

49. Wilson T.L., Moucrsbcrgcr R., Gensheimer P.D., Muders D., Bieging J.H., Astrophys. J., 1999, 525, 343

50. Lada C.J., Smitsonian Astrophysical Observatory Preprint N3888, 1994

51. Cassclli P., Myers P.C., Astrophys. J., 1995, 446, 665

52. Tafalla M., Myers P.C., Caselli P., Walmsley C.M., Comito C., Astrophys. J., 2002, 569, 815835

53. Ward-Thompson D., Scott P.F., Hills R.E., Andre P., MNRAS, 1994, 268, 276

54. Andre P., Ward-Thompson D., Motte F., Astronomy and Astrophysics, 1996, 314, 625

55. Ward-Thompson D., Motte F., Andre P., MNRAS, 1999, 305, 143

56. Bacmann A., Andre P., Puget J.-L., Abergcl A., Bontemps S., Ward-Thompson D., Astronomy and Astrophysics, 2000, 361, 555-580

57. Whitworth A.P., Ward-Thompson D., Astrophys. J., 2001, 547, 317-322

58. Langer W.D., Willacy K., Astrophys. J., 2001, 557, 714-726

59. Casclli P., Benson P.J., Myers P.C., Tafalla M., Astrophys. J., 2002, 572, 238-263

60. Vallcc J.P., Astrophys. J., 2000, 538, 226-232

61. Дудоров A.E., Астрономический журнал, 1991, 68(4), 695

62. Crutchcr R.M., Astrophys. J., 1999, 520, 706

63. Vallcc J.P., Bastion P., Astrophys. J., 1999, 526, 819

64. Bodenhcimcr P., Astrophys. J., 19G8, 153, 483

65. Larson R.B., MNRAS, 1969, 145, 271

66. Pcnston M.V., MNRAS, 1969, 144, 425

67. Hattory Т., Nakano Т., Hayashi C., Progr. Thcor. Phys., 1969, 42, 4

68. Shu F.H., Astrophys. J., 1977, 214, 488

69. Жилкин А.Г., Клименко B.A., Сборник задач по механике сплошной среды, Челябинск: ЧслГУ, 2003

70. Седов Л.И., Методы подобия и размерности в механике, Москва: Наука, 1981

71. Lynden-Bcll D., Astrophys. J., 1964, 139, 1195

72. Бармин А.А., Гогосов В.В., ДАН СССР, 1960, 134, 1041

73. Дудоров А.Е., Сазонов Ю.В., Науч. Информ. Астросовета АН СССР, 1982, 50, 98

74. Дудоров А.Е., Жилкин А.Г., Кузнецов О.А., Математическое моделирование, 1999, 101(11), 109

75. Эльсгольц Л.Э., Дифференциальные уравнения и вариационное исчисление, Москва: Наука, 1965

76. Galli D., Shu F.IL, Astrophys. J., 1993, 417, 220

77. Tcrcby S., Shu F.H., Cassen P., Astrophys. J., 1984, 286, 529

78. Goldsmith P.F., Arquilla R., в кн. Protostars and Planets II, ред. Black D.C., Mattews M.S., Tuscon: Univ. Arizona Press, 1985, c. 136

79. Спитцср, Л., Физические процессы в межзвездной среде, Москва: Мир, 1981

80. Каилан С.А., Пиксльнер С.Б., Физика межзвездной среды, Москва: Наука, 1979

81. Gillis J., Mcstel L., Paris, R.B., Astrophys. Space Sci., 1974, 27(167), 183

82. Gillis J., Mestcl L., Paris R.B., MNRAS, 1979, 87, 311

83. Mouschovias T.C., Paleologou E.V., Astrophys. J., 1980, 230, 204

84. Fleck R.C., Hunter J.H., MNRAS, 1978, 175, 335

85. Mouschovias T.C., Paleologou E.V., Astrophys. J., 1986, 308, 781

86. Basu S., Astrophys. J., 1994, 432, 720

87. Basu S., Mouschovias T.C., Astrophys. J., 1995, 452, 386

88. Basu S., Mouschovias T.C., Astrophys. J., 1995, 453, 271

89. Basu S., Astrophys. J., 1997, 485, 24093| Dorfi E., Astronoiny and Astrophysics, 1989, 225, 507

90. Tomisaka K., Astrophys. J., 2000, 528, L41-L44

91. Matsumoto Т., Tomisaka K., Directions of Outflows, Disks, Magnetic Fields, and Rotation of YSOs in Collapsing Molecular Cloud Cores, 2004, astro-ph0408086, http://arXiv.org/abs/astro-ph/0408086

92. Bourkc T.L., Astrophys. J., 2001, 554, L91-L94

93. Mundt R., Buehrke Т., Ray T.P., Astrophys. J., 1988, 333, 69-72

94. Lada C.J., NATO ASI Scr. C: Math. Phys. Sci., 1988, 232, 267-317

95. Uchida K., Shibata Yu., Publication Astronomical Society Japan, 1985, 37, 31

96. Pudritz R.E., Ouycd R., Stone J.M., Nature, 1997, 385, 387-388, 409-414

97. Stone J.M., Norman M.L., Astrophys. J., 1992, 413, 198-209

98. Simon M., Fclli M., Cassar L., Fischer J., Massi M., Astrophys. J., 1983, 266, 623-645

99. Pudritz R.E., Norman C.F., Astrophys. J., 1986, 301, 571-586

100. Lizano S., Shu F.M., Astrophys. J., 1989, '342, 834-854

101. Koldoba A.V., Ustyugova G.V., Romanova M.M., Chechetkin V.M., Lovalace R.V.E., Astrophys. J., 1995, 439, 39-42

102. Чсчеткин B.M., Савельев B.B., Астрономический журнал, 1995, 72(1), 139-145

103. Бреховских Л.М., Гончаров В.В., Введение в механику сплошных сред, Москва: Наука, 1982

104. Ozcrnoy L.M., Somov B.V., Astrophys. Spacc Sci., 1971, 11, 244

105. Дудоров A.E., Сазонов Ю.В., Науч. Информ. Астросовста АН СССР, 1987, 63, 68

106. Dudorov А.Е., Zamozdra S.N., Astronomical and Astrophysical Transactions, 2003, 22, 43—46

107. Жилкин А.Г., Численное моделирование многомерных самогравитирующих МГД-течений, Кандидатская диссертация, Челябинский государственный университет, 1999, 143

108. Dudorov А.Е., Pudritz R., In 'The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars", Astron. Soc. of the Pacific Conference Series, Eds. Pik Sin The, Mario R. Perez and P.J. van den Heuvcl, 1994, 62, 381-383

109. Bacliillcr R., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1996, 34, 111-154

110. Lada C.J., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1985, 23, 267-317