Распространение ионизационно-ударного фронта в сферическом облаке межзвездной среды

• Автор: Котова, Гвиана Юрьевна
• Шифр специальности: 01.02.05
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 113 с. : ил.

Оглавление
Введение

Глава 1. Математическая постановка задачи о взаимодействии

ионизирующего излучения с нейтральным водородом

1.1. Система уравнений РГД с учетом процессов фотоионизации, радиационного нагрева и охлаждения
1.2. Выражения для коэффициентов фоторекомбинации, поглощения при фото ионизации, вид функций нагрева 0 и охлаждения

1.3. Вид безразмерных уравнений, описывающих взаимодействие высокоэнергичного излучения со средой

Глава 2. Сферически симметричные задачи о формировании и

распространении ионизационно-ударного (1—3) фронта

2.1. Метод расчета уравнений РГД

2.2. Тестовые задачи
2.3. Задача о распространении /-£ фронта в межзвездной среде до его выхода на поверхность облака. Ионизационная и тепловая структура области НИ
2.4. Формирование ускоренно движущейся нейтральной оболочки при выходе сферического 1-3 фронта на поверхность «родительского» облака
2.5. Расчет параметров газовых оболочек. Сравнение с известными приближенными моделями
Глава 3. Моделирование двумерных осесимметричных движений ускоренно движущейся оболочки

3.1. Двумерные адиабатические движения оболочки под действием внутреннего давления нагретого газа
3.2. Кумуляция массы вещества при деформации оболочки
3.3. Двумерные движения излучающей оболочки. Множественный эффект "шампанского”
Заключение
Литература

Введение
Газодинамические явления, происходящие в космических условиях, уже в течение длительного времени являются предметом многочисленных исследований [2, 4, 8, 11-13, 45, 72]. При этом важная роль отводится динамике межзвездной среды, поскольку по современным представлениям именно структура межзвездной среды отражает процессы звездообразования и, в свою очередь, влияет на эти процессы.
Из наблюдений хорошо известно, что межзвездная среда весьма неоднородна. Так, принято различать следующие структурные компоненты (фазы) межзвездной среды [4]: 1) горячий корональный газ (температура Т зз 5 105 К, концентрация частиц п ~ 0.003 см"3); 2) зоны ионизованного водорода или зоны НII низкой плотности (Т зв 104 К, п ~ 0.3 см-3); 3) меж-облачная среда (Т ~ 104 К, гг ~ 0.1 см-3); 4) теплые области нейтрального водорода или области Н1 (Т ~ 103 К, п ~ 1 см-3); 5) средние облака Н1 (Т & 80 К, п ~ 10 см-3); 0) темные облака (Т & 10 К, п ~ 103 см-3);
7) большие нейтральные конденсации (глобулы) с Т и 10 К, п ~ Ю4 см-3;
8) плотные области НИ (Т ~ 104 К, п ~ 30 см-3); 9) гигантские молекулярные облака (Т ~ 20 К, п ~ 300 см-3); 10) уплотнения в молекулярных облаках (Т «з 6 К. п ~ 105 см-3).
Согласно теоретическим представлениям, происхождение неоднородности межзвездной среды обусловлено целым рядом причин. Это развитие неустойчивости Джинса [2, 13], тепловой неустойчивости [2, 13, 60], магнитогидродинамической неустойчивости Паркера [13, 79, 80]. В настоящее время развивается получившая наблюдательные подтверждения модель так называемого "триггерного" (спускового, т.е. включающегося от определенного первичного возмущения параметров среды) механизма образования плотных газовых конденсаций [58, 59, 71]. В основе модели лежат представления о распростра-

гичного излучения с веществом межзвездной среды:
д[рг~ sint?) ' d(vrpr2sind) і d(v$pr sin i9) n dt + dr + dd
d(v,-pr2 sin $) d[(pv2 + p)r2sin$] d(vrv#pr sin г?) ~ dt, + dr + &d
= (pt'l + 2 p)r sin d
d(v#pr2 sin г?) ( d(vrv#pr2 sin d) | <9[(pyJ + p)r sin г?] _ _ + _ +
= (p cos — vrv$ p sin d)r

7-1 p
d rrv2 + vj

rv2 + vj

y- |Щ?р'Г sin l?J

r2 sin d [% <тяг//°(1 — -)di/duj — Л]
V[j Аж
d(spr2 sini?) d(svrpr2 sin $) d(sv#pr sin г?)
<9r (9$
/,° , , s2p
— pr2sint?[(l — 5) i/Tdz/do; olh(T)
J J hv mH
vu Аж
I" = I„(ro) exp(-aHv
rindr)

Для удобства интегрирования данной системы численно приведем урав-