Межзвездная МГД-турбулентность

---

<< 3. Закономерности в хаосе | Оглавление | 5. Астрономы - физикам >>

4. Эволюция при глобальном сжатии

Движения больших масштабов увлекают вместе с собой мелкомасштабные флуктуации. Как поведут себя эти флуктуации, если подвергнуть их глобальному сжатию? Такое сжатие возникает, например, при гравитационном коллапсе плотных молекулярных облаков. Если флуктуации начнут неудержимо расти, то смогут остановить коллапс и помешают рождению звезды! Для решения этой проблемы нужно учесть несколько эффектов. Во-первых, любое сжатие приводит к уменьшению масштаба флуктуаций и, следовательно, к росту градиентов скорости и магнитного поля. Из-за этого резко усиливается диссипация турбулентной энергии. Во-вторых, сжатие вдоль пульсаций скорости может привести к росту их амплитуды. В-третьих, поперечное сжатие возмущений магнитного поля приводит к их усилению за счет эффекта вмороженности. Оба этих эффекта означают, что часть гравитационной энергии при коллапсе переходит в энергию турбулентности. Домашнее задание: попытайтесь догадаться, что изменится, если среда не сжимается, а расширяется. Четвертый эффект возникает, если сжатие неоднородно: МГД-волны перераспределяют турбулентную энергию от сильно возмущенных к слабо возмущенным зонам. Много важных эффектов должно быть учтено и при расчете ионизации и нагрева коллапсирующих облаков. Ведь темп диссипации МГД-турбулентности зависит и от степени ионизации, и от температуры плазмы. Строго учесть все эти эффекты при аналитических исследованиях не представляется возможным. Нужны мощные, насыщенные физикой, численные расчеты. Несколько групп исследователей [5], [6], в том числе и наша, уже близки к решению этой задачи.

Все же без аналитических моделей наука далеко не уйдет. Они менее полны, но более обозримы и надежны. Они нужны, в частности, для понимания и тестирования численных расчетов. Например, Мак-Ки и Цвайбель [8] нашли соотношение между плотностью энергии альвеновских волн и плотностью газа для простейших режимов сжатия. В частности, при однородном сжатии , а при очень медленном сжатии неоднородного облака . Эти соотношения справедливы в отсутствии диссипации. Нам удалось найти аналитические решения с учетом диссипации и к тому же для произвольного темпа сжатия. На рис. 5 изображены зависимости для альвеновских волн различной начальной длины, распространяющихся в свободно коллапсирующем плоском облаке. В качестве механизма диссипации выбрана амбиполярная диффузия. Это совместное движение ионов и электронов относительно нейтральной компоненты плазмы (нейтралов). В межзвездной среде амбиполярная диффузия возникает в основном под влиянием магнитного поля. Оно действует только на заряженную компоненту плазмы и постоянно сдвигает ее относительно нейтралов. Сила трения мешает этому сдвигу, но попутно приводит к диссипации кинетической энергии. В итоге амбиполярная диффузия приводит к затуханию МГД-волн. Быстрее всего затухают самые короткие волны, поскольку имеют наибольшую кривизну магнитных линий и, следовательно, наибольшее влияние магнитного поля на заряженную компоненту плазмы.

---

<< 3. Закономерности в хаосе | Оглавление | 5. Астрономы - физикам >>

Публикации с ключевыми словами: магнитная гидродинамика - турбулентность - численное моделирование Публикации со словами: магнитная гидродинамика - турбулентность - численное моделирование
См. также: Ветер от черной дыры Еще о блинной теории ... Плазменная турбулентность Турбулентная область вокруг звезды Эта Киля Иерархическое формирование звездных скоплений Магнитогидродинамика Радиационное затухание колебаний корональных петель Все публикации на ту же тему >>