CC BY
7
УДК 534.222.2; 524.5
ВОЗМУЩЕНИЯ СЖАТИЯ В АТОМАРНОЙ ЗОНЕ ФОТОДИССОЦИАТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ МЕЖЗВЕЗДНОГО ГАЗА
Д. С. Рящиков1,2, И. А. Помельников2, Н.Е. Молевич1,2
В работе производится интерпретация турбулентных пульсаций скорости и возмущений давления, наблюдаемых в атомарной области полосы Ориона, как результат влияния тепловой неустойчивости изоэнтропиче-ского типа. В этом предположении найдены амплитуды плотности, давления и скорости структур в зависимости от равновесной температуры.
Ключевые слова: изоэнтропическая неустойчивость, межзвездная среда, волны, области фотодиссоциации.
Введение. Область фотодиссоциации (ОФД) межзвездного газа формируется на поверхности нейтрального молекулярного облака, расположенного близко к молодым звездам. Вокруг звезды формируется область ионизованного ультрафиолетовым излучением водорода. Менее энергетические фотоны с энергией менее 13.6 эВ проникают в область перед ионизационным фронтом, приводя к диссоциации молекулярного водорода. Формируется нейтральная зона атомарного водорода (HI) с небольшими примесями тяжелых элементов, таких как ионы углерода (CII) и атомы кислорода (OI). С увеличением расстояния от звезды наблюдается область молекулярного водорода (H2). Более подробное описание рассматриваемой среды дано в [1] ив ссылках из этих работ.
В данной работе будет рассматриваться зона атомарного водорода (HI). Температура и плотность в этой области распределена неоднородно и варьируется в широких пределах. В работах [2-5] показано, что в ней могут реализоваться условия изоэнтро-пической тепловой неустойчивости [6]. В отличие от изобарической неустойчивости, результатом которой является расслоение среды на горячий разреженный газ и плот-
1 Самарский филиал Физического института им. П. Н. Лебедева РАН, 443011 Россия, Самара, ул. Ново-Садовая, 221; e-mail: dimar@fian.smr.ru.
2 Самарский национальный исследовательский университет им. акад. С. П. Королёва, 443086 Россия, Самара, Московское шоссе, 34.
ные холодные сгустки [7, 8], в случае изоэнтропической неустойчивости могут образовываться распространяющиеся структуры с повышенной температурой, давлением и плотностью [9, 10]. Подобные структуры фиксируются, например, вблизи ионизационного фронта в туманности RCW120 [11, 12], а также в полосе Ориона (Orion Bar) [13], что косвенно может свидетельствовать о развитии в данных объектах тепловой неустойчивости изоэнтропического типа. По оценкам, полученным на основе наблюдений радиотелескопа ALMA, протяженность распространяющихся в глубь молекулярного облака гребней повышенного давления вблизи фронта диссоциации молекулярного водорода в Orion Bar составляет порядка 0.004 пк, период следования 0.01 пк; степень сжатия в структурах составляет 5-30 по сравнению с фоновыми значениями [13]. Также в этих областях наблюдается нетепловое уширение линий, которое связывают с турбулентными пульсациями на уровне 3-5 км/с в области с температурой T ~ 402000 К [14].
Особенностью изоэнтропической тепловой неустойчивости является формирование из любого возмущения малой амплитуды серии ударных волн, параметры которых не зависят от начальных условий, а зависят лишь от свойств среды и процессов нагрева и охлаждения в ней [2, 5, 9, 10, 15], то есть структур, обладающих автоволновыми свойствами. Эта особенность позволяет оценить предельные параметры сжатия и скорости газодинамических возмущений, которые могут сформироваться в условиях изоэнтро-пической неустойчивости в рассматриваемой среде. В текущей работе будут проведены оценки параметров так называемого автоволнового импульса [10, 16], имеющего максимальную степень сжатия, в атомарной зоне ОФД Orion Bar.
Расчет параметров автоволновых структур. Теоретические аспекты, необходимые для расчёта параметров автоволнового импульса в изоэнтропически неустойчивых средах, подробно рассмотрены в [10]. В данной работе лишь кратко приведём основные соотношения, необходимые для проведения расчётов.
Описание динамики акустических возмущений в ОФД Orion Bar будем производить с помощью системы уравнений газовой динамики
дР , i- п dv vyp п dT квTdP of тл p кв T m
dt+divpv = 0>pit = -VP Суit- -mpdTt = -*(p>T),P = mpT- (1)
Здесь p,T,P - плотность, температура и давление, соответственно; v - вектор скорости; Су - удельная теплоёмкость при постоянном объёме; к в - постоянная Больцма-на; d/dt - субстанциональная производная; m - средняя масса частицы; p,T) - так
называемая обобщённая функция тепловых потерь, представляющая собой разность мощностей охлаждения и нагрева среды:
S(p,T ) = L(p,T) - Q(p, T). (2)
Отметим, что в стационарном состоянии (обозначено индексами "0") мощность нагрева и охлаждения компенсируют друг друга, и функция тепловых потерь
S(po,To) = 0. (3)
Параметры автоволновых структур можно найти приближенно в явной форме с помощью решения нелинейного акустического уравнения [5, 9], использование которого ограничено условием слабой дисперсии и малой относительной амплитудой возмущений. Метод, разработанный в работе [10], лишён этих недостатков, однако позволяет определить их параметры только в неявной форме. Для этого надо найти скорость Wcr, удовлетворяющую уравнению:
4pcr (Wcr ),T (Per )) = 0, (4)
где
Per = WP0h±i) po, (5)
Y
P0 + Wr)'
T(p) = Po + PoW2(/1 - P°/P). (6)
pkB/m
Здесь y - показатель адиабаты.
Скорость распространения автоволнового импульса Wp будет совпадать с найденной скоростью Wcr:
Wp = Wcr. (7)
Амплитуда автоволнового импульса по плотности будет определяться следующим выражением:
pP = о2 т/2 , -ГТPo, (8)
7 + 1 2с| № + (7 - 1)'
где с^ = \/квТ0^/т - скорость звука в рассматриваемой среде.
Температуру, давление и скорость в импульсе можно найти по формулам (6), (9), (10), определяющим связь величин в стационарной волне [10]:
Р(р) = Ро + poW2(1 - ро/р), (9)
v(p) = W(1 - ро/р). (10)
Для расчета параметров автоволнового импульса в атомарной зоне ОФД Orion Bar используется обобщенная функция тепловых потерь из работы [3]. Нагрев происходит за счет фотоэлектронной эмиссии от пылинок и молекул полициклических ароматических углеводородов. Основным механизмом охлаждения газа является возбуждение и последующая дезактивация уровней тонкой структуры тяжелых элементов при столкновении с атомами водорода [1].
Функция тепловых потерь является функцией концентрации (плотности) и температуры с несколькими параметрами, такими как Сс, £0 - обилия углерода и кислорода, т - оптическая толщина, G0 - интенсивность излучения. Кроме того, нагрев зависит от коэффициентов C0,... ,C6 и D0,... ,D4, которые определяются параметрами RV и bC -коэффициентами, определяющими ослабление излучения и обилием углерода в очень маленьких пылинках, соответственно [17]. Конкретные параметры функции тепловых потерь в ОФД Orion Bar, необходимые для расчета параметров автоволновых импульсов, приведены в табл. 1. Параметры А в табл. 1 взяты из [3]. При параметрах В взяты другие обилия элементов, приведенные в [18].
Таблица 1
Параметры функции тепловых потерь в атомарной области фотодиссоциации Orion Bar
Параметры Go Ce Co тс Rv be
A 4 ■ 104 3■10-4 5 ■ 10-4 0.5 5.5 3■10-5
B 4 ■ 104 1.2 ■ 10-4 2.56 ■ 10-4 0.5 5.5 3■10-5
На рис. 1 приведена полученная связь равновесных температур и плотностей, определяемая условием теплового равновесия (3), то есть S(p0,T0) = 0. На рис. 2 представлены результаты расчетов амплитуд давления, плотности и скорости в автоволновом импульсе, формируемом в области изоэнтропической неустойчивости, а также скорость распространения этого импульса в зависимости от равновесной температуры. На рис. 2 показана только температурная область изоэнтропической неустойчивости, где рр/р0 > 1. Как видно из рис. 2, пороговая температура при наборе параметров В будет меньше.
Обсуждение результатов. В ОФД Orion Bar амплитуда возмущений скорости в автоволновом импульсе при температуре T = 1000 K может достигать v = 0.45cs, что
104 105 106
п, ст_3
Рис. 1: Равновесные концентрация и температура при параметрах функции тепловых потерь (табл. 1).
Т, К Г, К
Рис. 2: Расчет параметров автоволнового импульса в области фотодиссоциации при параметрах функции тепловых потерь (а) Л и (Ъ) Б из табл. 1.
согласно [3, 14] дает оценку амплитуды турбулентных пульсаций и^гь ~ ~ 0.9с^ = 3.3 км/с.
Расчет параметров автоволнового импульса в изоэнтропически неустойчивых атомарных зонах ОФД показывает удовлетворительное согласие с турбулентными дви-
жениями в Orion Bar. То есть, как и предполагалось авторами [2], нетепловые скорости могут быть связаны с изоэнтропической неустойчивостью среды. В то же время используемая функция тепловых потерь не позволяет получить наблюдаемую в [13] степень сжатия, превышающую 5. С другой стороны, большая степень сжатия (достигающая 30) зафиксирована в районе фронта диссоциации, где эта функция уже плохо применима.
Работа поддержана Минобрнауки РФ в рамках государственного задания вузам и научным организациям, проекты 0023-2019-0003, FSSS-2020-0014.
ЛИТЕРАТУРА
[1] D. J. Hollenbach, A.G.G.M. Tielens, Reviews of Modern Physics 71(1), 460 (1999). DOI: 10.1103/revmodphys.71.173.
[2] K. V. Krasnobaev, R. R. Tagirova, S. I. Arafailov, G. Y. Kotova, Astronomy Letters 42(7), 460 (2016). DOI: 10.1134/S1063773716070057.
[3] K. V. Krasnobaev, R. R. Tagirova, MNRAS 469(2), 1403 (2017). DOI: 10.1093/mnras/stx884.
[4] K. V. Krasnobaev, R. R. Tagirova, Astronomy Letters 45(3), 147 (2019). DOI: 10.1134/S1063773719030046.
[5] N. E. Molevich, D. I. Zavershinsky, R. N. Galimov, V. G. Makaryan, Astrophys. Space Sci. 334(1), 35 (2011). DOI: 10.1007/s10509-011-0683-0.
[6] G. B. Field, ApJ 142, 531 (1965).
[7] A. Burkert, D. N. C. Lin, ApJ 537(1), 270 (2000). DOI: 10.1086/308989.
[8] F. J. Sánchez-Salcedo, E. Vázquez-Semadeni, A. Gazol, ApJ 577(2), 768 (2002). DOI: 10.1086/342223.
[9] D. I. Zavershinskii, N. E. Molevich, D. S. Riashchikov, S. A. Belov, Phys. Rev. E 101(4), 43204 (2020). DOI: 10.1103/PhysRevE.101.043204.
[10] N. Molevich, D. Riashchikov, Phys. Fluids 33(7), 076110 (2021). DOI: 10.1063/5.0053394.
[11] L. Deharveng, A. Zavagno, F. Schuller, et al., Astron. & Astrophys. 496(1), 177 (2009). DOI: 10.1051/0004-6361/200811337.
[12] A. Zavagno, M. Pomares, L. Deharveng, et al., Astron. & Astrophys. 472(3), 835 (2007). DOI: 10.1051/0004-6361:200811050.
[13] J. Goicoechea, J. Pety, S. Cuadrado, et al., Nature 537(7б19), 2QT (2Q16). DOI: lQ.lQ3S/naturelS95T.
[14] G. J. Ferland, W. J. Henney, C. R. O'Dell, et al., ApJ 757(1), T9 (2Q12). DOI: 1Q.1QSS/QQQ4-63TX/T5T/1/T9.
[15] Д. С. Рящиков, Н. E. Молевич, Д. И. Завершинский, Письма в ЖТФ 44(24), 94 (2Q1S). DOI: 10.21883/pjtf.2018.24.47036.17494.
[16] Н. Е. Молевич, Д. С. Рящиков, Письма в ЖТФ 46(13), 15 (2Q2Q). DOI: 1Q.1134/S1Q63TS5Q2QQTQ123.
[1T] J. C. Weingartner, B. T. Draine, Astrophys. J. Suppl. Ser. 134(2), 2бЗ (2QQ1). DOI: 1Q.1QS6/32QS52.
[1S] V. Wakelam, E. Herbst, ApJ 680(1), 3T1 (2QQS). DOI: 1Q.1QS6/5STT34.
Поступила в редакцию 21 апреля 2Q22 г.
После доработки б августа 2Q22 г.
Принята к публикации 9 августа 2Q22 г.
