МГД волны в протозвёздных облаках

• Автор: Замоздра, Сергей Николаевич
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2010
• Место защиты: Челябинск
• Количество страниц: 181 с. : ил.

Содержание
Введение
Глава 1. Наблюдательные данные и теоретические модели
1.1. Наблюдательные данные о протозвёздных облаках
1.2. Модели МГД волн в протозвёздных облаках
1.3. Выводы к первой главе
Глава 2. Распространение, отражение, усиление и поглощение линейных альвеновских волн
2.1. Альвеновская волна в самогравитирующем равновесном облаке
2.2. Альвеновская волна в однородно сжимающейся среде
2.3. Изменение амплитуды и длины альвеновских волн в неоднородных или нестационарных течениях
2.4. Выводы ко второй главе
Глава 3. Эволюция МГД волн с большой амплитудой и влияние волнового давления на коллапс
3.1. Эволюция простых МГД волн в коллапсирующем облаке
3.2. Влияние давления альвеновских волн на коллапс
3.3. Альвеновские волны в двумерной модели коллапса
3.4. Выводы к третьей главе
Заключение
Литература
Приложение А. Список широко используемых обозначений

Введение
Актуальность темы. Наблюдения в видимом, инфракрасном и радио диапазонах показывают, что современное звёздообразование происходит в межзвёздных молекулярных облаках. Конкретными местами звёздообра-зования являются протозвёздные облака — гравитационно связанные ядра (уплотнения) молекулярных облаков, имеющие температуру 10-50 К, размеры 0.01-0.1 пк и массы 0.1-100 масс Солнца. Согласно теории звёздооб-разования, в результате коллапса и фрагментации протозвёздных облаков сначала формируются протозвёзды (самогравитирующие уплотнения газа непрозрачные к собственному тепловому излучению), а затем в результате коллапса протозвёзд и аккреции остатков протозвёздного облака рождаются молодые звёзды.
Протозвёздные облака несимметричны и турбулентны, поскольку формируются в турбулентной среде. Из трёхмерных численных расчётов следует, что основные характеристики протозвёзд зависят от интенсивности и типа турбулентности в протозвёздном облаке, однако, механизмы этого влияния изучены слабо. Основная причина в том, что недостаточно исследовано влияние самого коллапса на турбулентность, в частности, неясно какие эффекты и на каких этапах коллапса определяют судьбу турбулентности. Например, в процессе коллапса уменьшается масштаб пульсаций, что усиливает диссипативные потери турбулентной энергии, но одновременно она восполняется за счёт гравитационной энергии.
Крупномасштабная турбулентность в протозвёздных облаках может описываться в приближении магнитной газодинамики. У этой турбулентности магнитные числа Рейнольдса имеют порядок 10-1000, числа Маха достигают 10, а плотности кинетической и магнитной энергий сравнимы друг с другом и с плотностью энергии регулярного магнитного поля. Магнито-

газодинамическая (МГД) турбулентность отличается от газодинамической турбулентности множеством волновых эффектов и анизотропией, вызванной магнитным полем. По мере затухания МГД турбулентности эти отличия становятся всё более выраженными, и при малых амплитудах МГД турбулентность вырождается в суперпозицию линейных МГД волн. Поэтому изучение эволюции МГД волн в протозвёздных облаках является основой для изучения крупномасштабной турбулентности в этих объектах.
Цель диссертационной работы. Цель работы заключается в исследовании эволюции МГД волн в протозвёздных облаках и оценке влияния волнового давления на коллапс этих облаков. Основные задачи работы:
1) изучить наблюдательные данные о турбулентности, магнитном поле и степени ионизации в протозвёздных облаках, а также модели МГД волн и турбулентности в этих объектах;
2) с помощью простых одномерных моделей, в которых предписаны структура или эволюция облака, исследовать механизмы изменения амплитуды альвеновских волн и найти зависимости волнового давления от плотности;
3) на основе решения предыдущей задачи объяснить эволюцию МГД волн в более реалистичных численных моделях коллапса протозвёздных облаков; оценить влияние волнового давления на коллапс с помощью сфе-рически-симметричной численной модели.
Научная новизна. 1) Ранее в моделях межзвёздных облаков рассматривалось отражение альвеновских волн только от примитивных неоднородностей плотности, таких как ступенька или прямоугольный барьер. В теориях солнечных пятен и солнечного ветра решались более сложные задачи, например, об отражении альвеновских волн от равновесной изотермической атмосферы в однородном поле тяжести (Ферраро 1954 [1]). В диссертации исследуется отражение альвеновской волны от профиля

сие получено при количестве ячеек на луче зрения около 10. Такая турбулентность является крупномасштабной.
Поскольку оценка Rm зависит от оценки скорости, вместо Rm часто вычисляется количество W минимальных длин альвеновских волн Arain, укладывающихся на радиусе или диаметре облака (н-р, Маерс и Херсонский 1995 [73], Казелли и др. 1998 [55]). Основной причиной затухания альвеновских волн в межзвёздной среде является магнитная амбиполярная диффузия (Каулинг 1956 [75]). Она подавляет распространение альвеновских волн (Брагинский 1963 [76]) с длиной менее
/, п
^min — j (1*6)
где ит — коэффициент магнитной диффузии. Положив В = 10-5 Гс и Т = 10 К для 21 маломассивных ядер, Казелли и др. (1998 [55]) получили W = 16 — 1.6 ■ 104, то есть, во всех этих объектах альвеновские волны могут распространяться, но в некоторых заметно затухают. Этот вывод справедлив и для объектов с надёжными зеемановскими данными и оценками магнитного поля по методу Чандрасекхара-Ферми (табл. 1.1 и 1.2), поскольку В НИХ Amin/i? € (0.003 — 0.26).
Как показали Эльмегрин и Фибиг (1993 [77]), при концентрациях 104 — 10° см-3 нейтралы чаще сталкиваются с заряженными пылинками, нежели с ионами, поэтому на ранних стадиях коллапса протозвёздных облаков заряженная и нейтральная компоненты плазмы хорошо сцеплены и W остаётся достаточно высоким.
Корреляционные и структурные функции. Эти функции вычислены, в основном, на масштабах молекулярных облаков, но в некоторых работах масштабы близки к протозвёздным облакам. Например, Падоан и др. (2003 [78]) построили структурные функции порядка р = 1 — 20 для ин-