Влияние волн разрежения на эволюцию углового момента коллапсирующих протозвездных облаков

• Автор: Жилкина, Наталья Юрьевна
• Шифр специальности: 01.02.05
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Челябинск
• Количество страниц: 171 с. : ил.

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 реэ/сим двио/сения волны разрежения
1.3.2. Автомодельные уравнения
1.3.3. Звуковая точка
1.3.4- Асимптотика при А —> — оо
1.3.5. Автомодельный реоюим со/сатия 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 тор-моэюения
2.3. Эволюция углового момента в квазистатическом приближении
2.3.1. Основные уравнения
2.3.2. Критерий эффективности магнитного торможения
2.4. Выводы по второй главе
Глава 3. Численное моделирование МГД волн разре жения и эволюции углового момента в коллапси-рующих протозвездных облаках
3.1. Постановка задачи и численный метод
3.1.1. Основные уравнения
3.1.2. Начальные и граничные условия

0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1

Рис. 1.2.3: Линии равных времен фокусировки в плоскости параметров ет и еы, вычисленные для случая г* = е. Сплошная линия 1 соответствует критической кривой, разделяющей два сценария эволюции волны разрежения с доминирующей ролью вращения (области В и С) и магнитного поля (область А). Пунктирная кривая 2 выделяет область С, в которой время фокусировки не зависит от магнитного параметра еш.
МГД волны разрежения уравновешивают друг друга. При этом вблизи момента фокусировки поверхность фронта имеет форму, близкую к сферической {гг} и гг$ стремятся к 0 одновременно при £ —> £^). Эта критическая кривая разделяет две области значений параметров еш и еТп. В области А, находящейся ниже критической кривой, на динамику волны разрежения (и в целом на коллапс) более сильное влияние оказывает магнитное поле. В этом случае поверхность фронта волны разрежения имеет вытянутую вдоль оси вращения форму и поэтому фокусировка происходит в поперечном направлении. В областях В и С, находящихся выше критической кривой, эволюция волны разрежения проходит с доминирующей ролью вращения. Вблизи момента фокусировки поверхность фронта волны разрежения имеет сплюснутую вдоль оси вращения форму. Связь враща-