Сергей Замоздра Челябинский государственный университет Одномерные модели коллапса протозвёздных облаков Совещание «Звёздообразование в Галактике и за. - презентация

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

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

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

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

5 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

6 Одномерные модели – статистические Нет переноса

7 Цель работы: выжать максимум информации из 1D модели

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

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

10 Двухмасштабный подход Рейнольдса: Уравнение для Длина волн:

11 Уравнения для средних Давление АВ

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

13 Кинетическая температура: Boss 1984

14 Параметры: + Табл.1

15 НУ: однородные ГУ: непрерывны Для входящих волн:

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

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

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

19 Сильное МП,

20

21 Волны усиления турбулентности Волны разрежения

22 Среднее МП,

23

24 Слабое МП,

25

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

27 t ps при монотонном коллапсе

28 t ps : коллапс после пульсаций

29

30

31 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

32 5. Дополнения

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

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

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

36 Магнитная и кинетическая энергии

37 Магнитное число Рейнольдса >> 1

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

39 Числа Маха Сверхзвуковая транс- альвеновская турбулентность

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