Волны разрежения в коллапсирующих протозвездных облаках Дудоров А.Г. 1, Жилкин А.Г. 1,2, Жилкина Н.Ю. 1 1 Челябинский государственный университет 2 Институт астрономии РАН Совещание "Звездообразование в Галактике и за ее пределами" апреля 2006 года, Институт астрономии РАН, Москва

Проблема неоднородности коллапса протозвездных облаков Наблюдения: распределение плотности в центральных частях дозвездных ядер практически однородно. Во внешних частях облака на расстояниях а.е от центра обычно наблюдаются профили с большими градиентами. Перепад плотности от периферии к центру может достигать 5-7 и более порядков.

Проблема неоднородности коллапса протозвездных облаков Имеются наблюдательные указания на наличие слабых разрывов в распределениях плотности протозвездных облаков. Это может являться свидетельством существования распространяющихся в этих облаках волн разрежения. Наиболее часто встречается слабый разрыв, разделяющий внутреннюю часть облака с однородным распределением плотности от внешней части с существенно неоднородным распределением. Профили интенсивности в линии N 2 H + для протозвездных облаков L1536, L1512 и L1544.

Проблема неоднородности коллапса протозвездных облаков Теория: Основной чертой коллапса межзвездных облаков при слабой гравитационной неравновесности является его неоднородность, со временем приобретающая автомодельный характер и приводящая к выделению небольшого по массе непрозрачного ядра и аккрецирующей на него протяженной оболочки.

Ларсон (1972): Причина неоднородности – волна разрежения, которая возникает из-за градиента давления на внешней границе и движется по газу к центру облака со скоростью звука Проблема неоднородности коллапса протозвездных облаков

Теория волн разрежения в протозвездных облаках Зельдович, Каждан (1970) – указали на возможность образования волны разрежения в коллапсирующих ПЗО. Ларсон (1972) – волна разрежения является причиной неоднородности. Дисней (1976) – первые оценки влияния волны разрежения на динамику коллапса. Truelove et al. (1998) – исследовали динамику волны разрежения в коллапсирующих изотермических ПЗО в сферически-симметричном случае. Tsuribe, Inutsuka (1999) – коллапсирующие вращающиеся немагнитные изотермические ПЗО. Дудоров, Жилкин (2003) – коллапсирующие магнитные невращающиеся изотермические ПЗО. Дудоров, Жилкин, Жилкина (2006) – коллапсирующие магнитные вращающиеся изотермические ПЗО.

1. Холодные облака: Время фокусировки: В этом случае с течением времени процесс сжатия переходит в автомодельный режим: r -2, v -r -1 (Shu 1977). 2. Горячие облака: Фокусировка происходит до формирования непрозрачного ядра. Дальнейшее сжатие может существенно замедлиться за счет градиента давления. Тепловой параметр: Сферически-симметричный коллапс

Вблизи момента свободного сжатия t ff в центральной области реализуется автомодельный режим. (Whitworth, Summers, 1985) Положению фронта волны разрежения соответствует В однородной области: При (неоднородная обл.) реализуется асимптотика

Сферически-симметричный коллапс Автомодельные профили безразмерной плотности и скорости.

Кинематическое приближение для коллапса магнитного протозвездного облака. Распределение плотности и магнитных силовых линий в коллапсирующем облаке в некоторый момент времени. Магнитное поле в автомодельной области

Коллапс магнитного вращающегося протозвездного облака

Однородная область Система уравнений самогравитирующей МГД сводится к системе ОДУ. Порядок этой системы можно понизить с помощью алгебраических интегралов, выражающих собой закон сохранения массы, углового момента и магнитного потока. В результате получаем: где а и с – безразмерные масштабные множители вдоль r и z, соответственно; - центробежный барьер

Движение фронта быстрой МГД волны разрежения С учетом движения газа уравнение для координат R rf и Z rf слабого разрыва можно записать в следующем виде: Решение определяется тремя параметрами

Время фокусировки Линии равных времен фокусировки в плоскости параметров m и, вычисленные для случая t = t *. Сплошная линия 1 соответствует критической кривой, разделяющей два сценария эволюции волны разрежения с доминирующей ролью вращения (области B и C) и магнитного поля (область A). Пунктирная кривая 2 выделяет область C, в которой время фокусировки не зависит от магнитного параметра m.

Приближение медленного вращения Зависимость степени уплощенности от времени в коллапсирующем облаке - метод малых возмущений - точное решение

Численное моделирование МГД волн разрежения Расчеты проводились на сетке 300x800 в переменных Эйлера в цилиндрических координатах с помощью двумерного численного МГД кода Enlil (версия [C]). I вариант (область А – доминирующая роль магнитного поля): II вариант (область B – доминирующая роль вращения):

I вариант

Профили плотности вдоль оси вращения и в экваториальной плоскости. К моменту t=t ff в облаке формируется резко неоднородный профиль плотности. В центре плотность увеличилась примерно на 2 порядка. В оболочке вдоль оси вращения сформировался степенной профиль плотности с коэффициентом наклона ~1.76 I вариант

II вариант

Профили плотности вдоль оси вращения и в экваториальной плоскости. К моменту t=t ff в облаке формируется резко неоднородный профиль плотности. В центре плотность увеличилась примерно в 50 раз. В оболочке вдоль оси вращения сформировался степенной профиль плотности с коэффициентом наклона ~1.45

1.Формирование динамической неоднородности (стадия безудержного коллапса) Образование на границе облака и дальнейшее распространение к центру быстрой МГД волны разреженияОбразование на границе облака и дальнейшее распространение к центру быстрой МГД волны разрежения Распространение на фоне неоднородного профиля медленной МГД волны разреженияРаспространение на фоне неоднородного профиля медленной МГД волны разрежения Формирование за фронтом медленной МГД волны разрежения автомодельного профиля (r=0,z)~z -kФормирование за фронтом медленной МГД волны разрежения автомодельного профиля (r=0,z)~z -k Фокусировка быстрой МГД волны разреженияФокусировка быстрой МГД волны разрежения Характерное время эволюции t ff (время фокусировки фронта быстрой МГД волны разрежения)Характерное время эволюции t ff (время фокусировки фронта быстрой МГД волны разрежения) 2.Влияние МГД волн разрежения на динамику коллапса Генерация тороидального магнитного поля, способствующего перераспределению углового моментаГенерация тороидального магнитного поля, способствующего перераспределению углового момента Несферическая форма фронта приводит к генерации интенсивных МГД волн в результате фокусировкиНесферическая форма фронта приводит к генерации интенсивных МГД волн в результате фокусировки Фокусировка выступает в роли фактора, ограничивающего рост плотности в процессе коллапсаФокусировка выступает в роли фактора, ограничивающего рост плотности в процессе коллапса Заключение