Пред.
След.
Макеты страниц
Распознанный текст, спецсимволы и формулы могут содержать ошибки, поэтому с корректным вариантом рекомендуем ознакомиться на отсканированных изображениях учебника выше Также, советуем воспользоваться поиском по сайту, мы уверены, что вы сможете найти больше информации по нужной Вам тематике § 4.4. Гидростатическая модель горячей короны эллиптической галактикиВозможность того, что горячий газ, находящийся во внешней области В работе [27] исследована тепловая неустойчивость газа в короне Предложенная в работе [27] модель стационарной короны, находящейся в динамическом равновесии, представляет собой альтернативу широко известной модели охлаждающего течения ("cooling flow"), которая оказывается не вполне соответствующей наблюдениям рентгеновского излучения При расчетах тепловой неустойчивости в короне предполагается, что газ находится в изотермическом состоянии, а поле тяготения создается звездами галактики. Распределение плотности газа
в котором
и, следовательно,
Введение в работе [27] в уравнение Пуассона помимо В работе [27] введено новое по сравнению с [26] предположение о том, что источником нагрева газа помимо принимавшихся ранее (§ 4.3) служит и энергия, освобождающаяся при вспышках сверхновых II типа. Такие вспышки происходят у массивных звезд через десятки миллионов лет после окончания звездообразования. Поскольку этот промежуток времени мал по сравнению с продолжительностью предельного цикла, то образовавшиеся, по предположению, в конденсировавшемся газе массивные звезды "мгновенно" поставляют энергию в среду. В этом и заключается обратная связь. В соответствии со сказанным в использовавшееся ранее выражение (формула (32.4)) наряду с
Благодаря большому значению Для исследования состояния газа в короне использовались те же обезразмеренные уравнения (30.4) и (31.4), что и в работе [26]. При этом выяснялось, при каких значениях параметров Путем численного решения указанных уравнений определялись эволюционные траектории системы на плоскости
(Индекс Зависимость между величинами
где
Наиболее важным параметром, определяющим эволюционное поведение системы, является лишь при В равновесном состоянии системы выполняется соотношение (36.4) между Решение рассмотренной задачи о структуре горячего гало является ограниченным, поскольку действие гравитационного поля в уравнениях газодинамики не учитывалось, а проблемы динамического и теплового равновесия рассматривались отдельно. Полная система уравнений газодинамики, в которой учитываются как динамические, так и термодинамические процессы, записывается в следующей форме:
где величины
Результаты решения системы (37.4) в рамках двухмерной газодинамики, в частности, показали, что возникающее вследствие неустойчивости "гибридное течение" представляет собой совокупность узких потоков охлаждающегося газа, текущего к центру через область дозвукового течения газа наружу ("галактического ветра"). При развитии неустойчивости до стадии сильной нелинейности наблюдаемые усредненные по объему характеристики рентгеновского излучения похожи на те, которые существовали в начальном невозмущенном состоянии системы. По-видимому, полную картину эволюции газа в системе можно будет получить, решив трехмерную газодинамическую задачу. Связанный не только с проблемой тепловой неустойчивости, но и с теорией гравитационной неустойчивости вопрос о звездообразовании в холодных конденсациях, возникающих в горячем газе короны, обсуждался неоднократно, но решение его при учете нелинейного развития неустойчивости до сих пор не получено. Для конденсаций, образующихся в нелинейном режиме тепловой неустойчивости, условия наступления в них гравитационной неустойчивости не исследованы. Для того чтобы получить хотя бы критерий гравитационной неустойчивости конденсаций, оценим их возможные размеры и массы [7]. На тех уровнях в короне Минимальный размер конденсаций, определяемый действием теплопроводности, таков:
где
Максимально возможный размер конденсации
Из (39.4) и (40.4) получается следующий интервал для возможных значений массы конденсации:
причем правое неравенство должно быть очень сильным — на полтора-два порядка. Так как, по определению, плотность в конденсации превосходит плотность в окружающей среде, она должна тонуть, т. е. двигаться как целое в направлении к центру галактики. Предполагая равенство давления в конденсации давлению окружающей среды, получаем соотношение
где индексом " Величина Тк уменьшается со временем вследствие высвечивания. Оказывается, что охлаждение не компенсируется притоком энергии извне и нагревом при ее сжатии внешним давлением. Скорость падения температуры оценивается из уравнения
Если считать движение конденсации установившимся, то для ее скорости
Это выражение можно использовать, пока
Так как При сжатии конденсации и достижении достаточно малого значения Используя (42.4) и уравнение (41.4) в виде
можно получить величину Тк в зависимости от начальных условий, параметров галактики и функций, определяющих распределение давления и плотности в короне галактики. Эти функции, согласно работе [2], аппроксимируются выражениями
причем для квазиизотермической короны Используя критерий гравитационной неустойчивости, нетрудно найти, что начальные размеры конденсаций существенно меньше, чем критическая длина неустойчивости При уменьшении
Индекс " Из расчетов величины При С такими значениями Тк гравитационная неустойчивость может приводить к возникновению звездных агрегатов, по массе соответствующих шаровым скоплениям. Проведенные расчеты, естественно, не дают полного решения проблемы звездообразования в конденсациях, возникающих в результате тепловой неустойчивости. Тем не менее они указывают на необходимость учета динамики конденсации при решении указанной проблемы.
|
1 |
Оглавление
|