Сергей Замоздра Челябинский государственный университет Одномерные модели коллапса протозвёздных облаков Совещание «Звёздообразование в Галактике и за её пределами» апреля 2006 г.

1. Введение Протозвёздные облака (ПЗО) – гравитационно связанные ядра молекулярных(?) облаков с массами порядка М (Tafalla et al. 2004) L1498L1517B

В отсутствии разрушающих воздействий ПЗО сильно сжимаются собственным тяготением – идёт их гравитационный коллапс

Энергия турбулентности в ПЗО обычно сравнима с гравитационной Н-р, в ПЗО с зеемановскими даными Табл. 1. Параметры ПЗО

Вопросы: эволюция турбулентности в процессе коллапса её влияние на 1. хим. эволюцию облака 2. диффузию магнитного поля 3. время коллапса 4. спектр масс звёзд и планет 5. долю двойных и кратных систем 6. распределение расстояний в них

Одномерные модели – статистические Нет переноса

Цель работы: выжать максимум информации из 1D модели

2. МодельСимметрии (без турб.) : - центральная - осевая Турбулентность: квазилинейная, альвеновская Перенос энергии

Исходные уравнения: МГД, ионы + нейтралы, стац. МАД

Двухмасштабный подход Рейнольдса: Уравнение для Длина волн:

Уравнения для средних Давление АВ

Хим. кинетика: псевдореакции (Ciolek & Mouschovias 1998) g -, e - m+m+ a+a+ КЛ H, с -1 Пробег, г/см 2 Ядра6· Электроны3·

Кинетическая температура: Boss 1984

Параметры: + Табл.1

НУ: однородные ГУ: непрерывны Для входящих волн:

Численные методы: МГД – Лакса-Вендроффа Химия – Гира 2-го порядка

3. Результаты эволюция профилей t и P t время образования прото*, t ps масса прото* и темп аккреции, M ps и

t (r,t) и P t (r,t) зависят от НУ ГУ v a /U Re m

Сильное МП,

Волны усиления турбулентности Волны разрежения

Среднее МП,

Слабое МП,

P t (r,t) – обычно немонотонна Влияние на коллапс неоднозначно Смотрим на итог: t ps, M ps,

t ps при монотонном коллапсе

t ps : коллапс после пульсаций

4. Выводы в процессе коллапса возможно развитие сверхзвуковой турбулентности вблизи прото* P t (r,t) – обычно немонотонна турбулентность может замедлить коллапс в раза, если её влияние на M ps незначительно может на 50% уменьшить темп аккреции

5. Дополнения

Градиенты лучевых скоростей (Caselli, Benson et al. 2002)

Неоднородное уширение линий (Caselli, Benson et al. 2002)

Крупномасшт. турбулентность (Caselli, Benson et al. 2002) Корреляции:

Магнитная и кинетическая энергии

Магнитное число Рейнольдса >> 1

Пульсации магнитного поля сравнимы с его средним (Wiebe & Watson 2004)

Числа Маха Сверхзвуковая транс- альвеновская турбулентность

(Vestuto et al. 2003) В ПЗО есть сжимаемая МГД-турбулентность