CC BY
9
УДК 524.3-17
ПЕРВИЧНЫЕ ДИСКИ И ИХ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ПРОЯВЛЕНИЯ В КОЛЛАПСИРУЮЩИХ МАГНИТНЫХ ВРАЩАЮЩИХСЯ ПРОТОЗВЕЗДНЫХ ОБЛАКАХ
Н.С. Каргальцева1'2, С. А. Хайбрахманов1'2,
1'2, А. Г. Жилкин3
В работе численно исследуется коллапс магнитного вращающегося протозвездного облака массой 10M©. Начальные отношения тепловой, магнитной и вращательной энергии к модулю гравитационной энергии облака равны 0.3, 0.2 и 0.01 соответственно. Основное внимание уделяется эволюции и свойствам квазимагнитостати-ческого первичного диска, образующегося на изотермической стадии коллапса. Расчеты показывают, что в процессе эволюции размер и масса первичного диска увеличиваются от 1500 а.е. до 7400 а.е. и от 0.3M© до 5.2M© соответственно. Магнитное поле является квазирадиальным в оболочке облака, квазиоднородным - внутри первичного диска. За фронтом быстрой ударной МГД-волны, распространяющейся от границы первичного диска, и в области истечения, образующейся вблизи первого гидростатического ядра, генерируется тороидальное магнитное поле. В наблюдениях иерархическая структура кол-лапсирующих протозвездных облаков может быть выявлена по геометрии магнитного поля и распределению углового момента.
Ключевые слова: магнитные поля, магнитная газодинамика (МГД), численное моделирование, звездообразование, межзвездная среда.
1 Уральский Федеральный Университет, 620002 Россия, Екатеринбург, ул. Мира, д. 19; e-mail: kargaltsevans@mail.ru.
2 Челябинский Государственный Университет, 454001 Россия, Челябинск, ул. Бр. Кашириных, д. 129.
3 Институт Астрономии Российской Академии Наук, 119017 Россия, Москва, ул. Пятницкая, д. 48.
А. Е. Дудоров
Введение. Современное звездообразование происходит в магнитных вращающихся ядрах молекулярных облаков - протозвездных облаках (далее ПЗО). В процессе гравитационного коллапса ПЗО в его центре образуется протозвезда, которая наблюдается как инфракрасный источник (см. [1]). Молодая протозвезда, погруженная в протяженную оболочку, наблюдается в субмиллиметровом диапазоне как молодой звездный объект (далее МЗО) класса 0. Характерным признаком МЗО класса 0 являются истечения [2]. В МЗО класса 0 наблюдаются уплощенные оболочки радиусом 200-10000 а.е. и небольшие возможно кеплеровские диски с радиусом 5-50 а.е. [3, 4]. В оболочках МЗО обнаруживается крупномасштабное магнитное поле с геометрией типа "песочных часов", внутри дисков наблюдается пинчевое магнитное поле и признаки тороидального магнитного поля (см. [5]). Распределение углового момента меняется при переходе от диска к оболочке [6].
Первые расчеты коллапса ПЗО показали, что коллапс имеет неоднородный характер с образованием в центре облака первого гидростатического ядра [7]. Магнитное вращающееся ПЗО в процессе коллапса принимает сплюснутую вдоль линий магнитного поля и/или оси вращения форму [8]. Эволюция магнитного потока ПЗО и свойства образующихся звезд определяются в значительной степени ионизационными, рекомбинацион-ными и диффузионными МГД-эффектами, в частности, амбиполярной диффузией [9].
Основными проблемами в теории звездообразования являются проблемы углового момента и катастрофического магнитного торможения [8, 10]. Современные численные расчеты в основном посвящены аккреционной стадии коллапса ПЗО солнечной массы (см. [11, 12]). Для решения проблемы углового момента важно детально исследовать начальные стадии коллапса ПЗО, когда магнитное торможение наиболее эффективно.
Ранее Хайбрахманов и др. [13] исследовали изотермический коллапс магнитных ПЗО массой 1 и 10М©. Расчеты показали, что в процессе изотермического коллапса формируется иерархическая структура ПЗО, состоящая из геометрически толстой и оптически тонкой оболочки, внутри которой находится геометрически и оптически тонкий квазимагнитостатический первичный диск (далее ПД).
Граница ПД характеризуется резким скачком в профилях скорости, когда практически свободное падение газа от оболочки облака к его центру превращается в медленное почти радиальное движение. На границе ПД образуется быстрая ударная магнитогазо-динамическая (далее МГД) волна, двигающаяся к периферии облака.
В данной работе подход Хайбрахманова и др. [13] развивается, и проводится численное моделирование коллапса магнитного вращающегося ПЗО массой 10М© с учетом
образования первого ядра. Исследуется эволюция ПД, определяются его масса, размер, угловой момент, магнитный поток и время жизни. Обсуждаются возможные наблюдательные проявления ПД.
Постановка задачи и численный метод. Рассматривается однородное сферически-симметричное вращающееся ПЗО массой 10Мо и температурой 20 К, находящееся в однородном магнитном поле. Начальная плотность облака составляет 4 • 104 см-3, начальный радиус облака - 0.1 пк. Основными параметрами, определяющими динамику коллапса, являются отношение тепловой £4, магнитной £т и вращательной £ад энергий к модулю гравитационной энергии. В данной статье рассматривается расчет с £t = 0.3, £т = 0.2 и ет = 0.01.
Для исследования коллапса ПЗО используются уравнения гравитационной МГД. Численное моделирование осуществляется с помощью двумерного МГД-кода ЕпШ [14, 15]. Для моделирования тепловой эволюции ПЗО используется уравнение состояния газа с зависящим от плотности эффективным показателем адиабаты, 7ед- [16]. Для изотермического коллапса принимается 7ед- = 1.001. При плотности р > 10-13 г/см3, когда происходит формирование первого гидростатического ядра [7], 7ед- = 5/3. Данный подход позволяет рассчитать коллапс ПЗО с учетом образования первого ядра.
Эволюция первичного диска в процессе коллапса протозвездного облака. Проведенные расчеты подтверждают выводы Хайбрахманова и др. [13]. На изотермической стадии коллапса облако приобретает иерархическую структуру: оболочка принимает сплюснутую вдоль линий магнитного поля и оси вращения форму, внутри неё формируется квазимагнитостатический ПД. Рассмотрим общую картину эволюции ПД, уделяя основное внимание распределению углового момента.
На рис. 1 показана четверть центральной части коллапсирующего ПЗО в разные моменты времени. Время £ измеряется в единицах характерного времени коллапса с учетом влияния электромагнитной и центробежной сил: = ¿^(1 — £т — £и])-1/2, где - время свободного падения [10]. В момент образования ПД, £ = 0.9081^т„ (рис. 1(а)), его радиус равен ^ 0.07Яо ~ 1500 а.е., а отношение его максимальной полутолщины к радиусу равно Zp¿/Rp¿ = 0.039. В момент времени £ = 0.9268^т„ (рис. 1(б)), радиус ПД составляет « 0.22Rо « 4500 а.е. На границе ПД образуется быстрая МГД-ударная волна, которая распространяется в оболочку облака (см. [13]). Первое ядро образуется в момент времени £ = 0.9645^т„ (рис. 1(в)). Вблизи ядра в области г < 0.04Rо « 800 а.е. толщина ПД резко уменьшается, т. е. в данной области нарушается квазимагнитоста-тическое равновесие. Далее в этой области газ начинает двигаться от ядра к периферии
Рис. 1: Распределение углового момента (цветовая заливка), поля скорости (стрелки) и магнитного поля (белые линии) вблизи первичного диска в моменты времени: (а) Ь = 0.9081/™; (б) Ь = 0.9268/™; (в) Ь = 0.9645/™; (г) Ь = 0.9762/™; (д) Ь = 0.9896/™; (е) Ь = 0.996/™. Зеленая линия показывает границу первичного диска.
облака параллельно оси вращения, т. е. формируется истечение (рис. 1(г)). Радиус ПД продолжает увеличиваться и к моменту времени Ь = 0.9966^т„ (рис. 1(в)) достигает ~ 0.36До ~ 7400 а.е. В процессе эволюции ПД становится более геометрически тонким Zpd/Rpd = 0.028, а область истечения увеличивается в размерах.
В момент образования ПД (рис. 1(а)) магнитное поле является квазирадиальным, Вг ~ Бх, в оболочке и квазиоднородным, Вг << Бх, внутри ПД. В следующие моменты времени за фронтом быстрой ударной МГД-волны и в области истечения магнитное поле приобретает тороидальную геометрию.
После образования ПД на его границе происходит накопление удельного углового момента (рис. 1(б)), который в дальнейшем отводится от границы ПД в оболочку ПЗО быстрой ударной МГД-волной (рис. 1(в)). От первого ядра угловой момент отводится истечением (рис. 1(г)-(е)).
Анализ расчета показывает, что масса ПД со временем увеличивается от 0.3Мо до 5.2Мо. Масса оболочки ПЗО, наоборот, уменьшается с момента образования ПД. Полный угловой момент ПЗО уменьшается на 15% относительно начального значения /0.
Выводы и обсуждение. В настоящей статье выполнено развитие работы [13], в которой исследована изотермическая стадия коллапса ПЗО. Проведено двумерное численное МГД-моделирование коллапса магнитного вращающегося ПЗО с массой 10Мо с учетом образования первого гидростатического ядра.
Расчеты показывают, что иерархическая структура ПЗО, формирующаяся на изотермической стадии коллапса [13], сохраняется в процессе дальнейшей эволюции. В центре квазимагнитостатического ПД образуется первое гидростатическое ядро. Вблизи ядра, г < 0.04Rо ^ 800 а.е., квазимагнитостатическое равновесие нарушается, и впоследствии возникает истечение. Размер и масса ПД увеличиваются от 1500 а.е. до 7400 а.е. и от 0.3Мо до 5.2Мо соответственно. Данные значения близки к характеристикам наблюдаемых оболочек МЗО класса 0 [3, 4]. Поэтому можно предположить, что наблюдаемые крупномасштабные сплющенные оболочки МЗО класса 0 являются ПД.
Полученные результаты работы подтверждают выводы Хайбрахманова и др. [13] относительно времени жизни ПД и геометрии магнитного поля в коллапсирующем ПЗО. ПД является долгоживущей структурой, которая продолжает эволюционировать после образования первого ядра. Геометрия магнитного поля различна в иерархической структуре ПЗО. Внутри оболочки магнитное поле является квазирадиальным, за фронтом быстрой МГД-волны, выходящей из ПД вскоре после его образования, и в области истечения - тороидальным, внутри ПД - квазиоднородным. ПД играет важную роль в эволюции удельного углового момента в облаке. Угловой момент переносится фронтом быстрой ударной МГД-волны, идущей от границы ПД в оболочку облака, а также истечением, формирующимся вблизи первого ядра. Полный угловой момент облака к моменту времени £ = 0.9645^т„ = 0.1936 млн лет, когда сформировалась типичная иерархическая структура ПЗО с истечениями, уменьшился на 15% относительно начального значения.
Исходя из полученных результатов можно предположить, что в наблюдениях иерархическая структура коллапсирующих ПЗО может быть выявлена по распределению
геометрии магнитного поля и углового момента. Для определения геометрии магнитного поля на различных уровнях иерархии необходимо построение поляризационных карт МЗО класса 0 в субмиллиметровом диапазоне с высоким пространственным разрешением.
Дальнейшее исследование будет направлено на определение массы, размера, полного углового момента, магнитного потока ПД и первого гидростатического ядра в процессе коллапса магнитных вращающихся ПЗО с разными начальными параметрами облака и с учетом диффузии магнитного поля.
Работа выполнена при финансовой поддержке Российским научным фондом (проект 19-72-10012). Авторы благодарят рецензента Е. О. Васильева за полезные комментарии.
ЛИТЕРАТУРА
[1] G-Y. Zhang, Ph. Andre, A. Men'shchikov, et al., Astron. Astrophys. 642(A76), 14
(2020). DOI: 10.1051/0004-6361/202037721.
[2] Ph. Andre, D. Ward-Thompson, M. Barsony, Astrophys. J. 406, 122 (1993). DOI:
10.1086/172425.
[3] N. Ohashi, M. Hayashi, P. T. P. Ho, M. Momose, Astrophys. J. 475, 211 (1997). DOI: 10.1086/303533.
[4] J. Wiseman, A. Wootten, H. Zinnecker, M. McCaughrean, Astrophys. J. 550, L87
(2001). DOI: 10.1086/319474.
[5] C.-F. Lee, W. Kwon, K.-S. Jhan, et al., Astrophys. J. 879(101), 12 (2019). DOI:
10.3847/1538-4357/ab2458.
[6] P. Caselli, P. J. Benson, P. C. Myers, M. Tafalla, Astrophys. J. 572, 238 (2002). DOI:
10.1086/340195.
[7] R. B. Larson, Astron. Soc. 145, 271 (1969). DOI: 10.1093/mnras/145.3.271.
[8] E. H. Scott, D. C. Black, Astrophys. J. 239, 166 (1980). DOI: 10.1086/158098.
[9] А. E. Дудоров, Ю. В. Сазонов, Научные информации, № 63, 68 (1987).
[10] А. E. Дудоров, Ю. В. Сазонов, Научные информации, № 50, 98 (1982).
[11] P. Hennebelle, S. Fromang, Astron. Astrophys. 477, 9 (2008). DOI: 10.1051/00046361:20078309.
[12] B. Zhao, K. Tomida, P. Hennebelle, et al., Solar System Research 216, 43 (2020). DOI:
10.1007/s11214-020-00664-z.
[13] С. А. Хайбрахманов, А. E. Дудоров, Н. С. Каргальцева, Астрон. Ж. № 9, (2021)
[принято к печати].
[14] A. E. Dudorov, A. G. Zhilkin, O. A. Kuznetsov, Numerical Simulations of the Astrophysical MHD Flows. in Astrophysics and Space Science Library. Numerical
Astrophysics, ed. S. M. Miyama, K. Tomisaka, & T. Hanawa 240, 389 (1999). DOI:
10.1007/978-94-011-4780-4_ 116.
[15] А. Г. Жилкин, Я. Н. Павлюченков, С. Н. Замоздра, Астрономический журнал
86(7), 638 (2009).
[16] H. Masunaga, Sh-i. Inutsuka, Astrophys. J. 531, 350 (2000). DOI: 10.1086/308439.
Поступила в редакцию 12 июля 2021 г.
После доработки 27 июля 2021 г. Принята к публикации 28 июля 2021 г.
Публикуется по рекомендации оргкомитета 1-ой "Московской Международной конференции по миллиметровой и субмиллиметровой астрономии", 12-16 апреля 2021, АКЦ ФИАН.
