АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 1, с. 3-23
УДК 523.33
О ВЛИЯНИИ СИИРАЛЬИОСТИ ИА ЭВОЛЮЦИЮ ТУРБУЛЕНТНОСТИ В СОЛНЕЧНОМ ИРОТОИЛАНЕТНОМ ОБЛАКЕ
© 2007 г. А. В. Колесниченко, М. Я. Маров
Институт прикладной математики им. М. В. Келдыша РАН, Москва Поступила в редакцию 26.04.2006 г.
В рамках проблемы реконструирования эволюции протопланетного облака, окружавшего Солнце на ранней стадии его существования, исследован вопрос о возможном влиянии гидродинамической спиральности, возникающей во вращающемся диске, на синергетическое структурирование космического вещества, а также на появление эффекта отрицательной турбулентной вязкости в нем. Показано, что сравнительно длительное затухание турбулентности в диске может быть частично связано с отсутствием отражательной симметрии относительно его экваториальной плоскости анизотропного поля турбулентных скоростей. Сформулирована общая концепция возникновения энергоемких мезомасштабных когерентных вихревых структур в термодинамически открытой подсистеме турбулентного хаоса, связанная с реализацией обратного каскада кинетической энергии в зеркально-несимметричной дисковой турбулентности. Вследствие энерговыделения обратный каскад порождает иерархическую систему уплотнений вещества с фрактальным распределением плотности, инициирующих, в конечном счете, механизмы триггерного кластерообразования. В случае двухмасштабного гидродинамического описания предельно развитой дисковой турбулентности методами неравновесной термодинамики доказана возможность появления эффекта отрицательной вязкости в трехмерном случае. Отрицательная вязкость во вращающейся дисковой системе является, по-видимому, проявлением каскадных процессов в спиральной турбулентности, когда осуществляется инверсный перенос энергии от малых вихрей к более крупным. В рамках асимметричной механики турбулизованных сред физически обосновано феноменологическое выражение для тензора турбулентных напряжений Wasiutynski, широко используемое в астрофизической литературе при объяснении дифференциального вращения разнообразных космических объектов "анизотропной вязкостью". Предпринятое исследование нацелено, в конечном итоге, на совершенствование ряда репрезентативных гидродинамических моделей космических природных турбулизованных сред, включая возникновение галактик и галактических скоплений, рождение звезд из диффузной среды газопылевых облаков, образование аккреционных дисков и последующую аккумуляцию планетных систем, а также формирование газовых оболочек планет - атмосфер и т.п. Оно является продолжением стохастико-термодинамического подхода к синергетическому описанию структурированной турбулентности астро-геофизических систем, развиваемого авторами в серии работ (Колесниченко, 2004; 2005; Колесниченко, Маров, 2006; Ма^, Ко^ш^епко, 2002; 2006).
PACS: 95.30.Lz
ВВЕДЕНИЕ
Понимание эволюции солнечного протопланетного облака является необходимой предпосылкой для решения вопроса об образовании Земли и планет - вопроса, глубинно связанного с основополагающей проблемой космогонии, решение которой является на сегодняшний день крупнейшей задачей науки (Шмидт, 1957; Сафронов, 1982; Галимов, 2001). По современным представлениям, планеты формируются после потери гравитационной устойчивости пы-легазовым субдиском, образованным в результате дифференциального вращения протопланетного вещества по орбите вокруг солнечно-подобной звезды и процессов аккреции при оседании пылевой компоненты к экваториальной
плоскости диска1-*, перпендикулярной оси вращения z (см., например, Toomre, 1964; Сафронов, 1969; 1982; 1987; Goldreich, Ward, 1973; Nakagawa и др., 1986; Youdin, Shu, 2002). Именно из вещества субдиска, как теперь стало ясно, и образовались планеты Солнечной системы путем возникновения отдельных дискретных центров уплотнения и последующего их роста. Важно подчеркнуть, что одной из ключевых в астрофизике точек зрения относительно возникновения и
^Сплющивание вращающегося допланетного облака является, в основном, следствием противоборства двух основных динамических сил - гравитационной и центробежной. В условиях равновесия этих сил существенными для эволюции облака становятся более слабые факторы, такие как тепловые и вязкостные процессы, самогравитация диска и электромагнитные явления.
эволюции околозвездных газопылевых дисков любого рода является их турбулентная природа (Zel'dovich, 1981; Фридман, 1989; Dubrulle, 1993; Balbus, Hawley, 1998; Richard, Zahn, 1999). В частности, для вращающегося с угловой скоростью П солнечного протопланетного диска радиуса R число Рейнольдса Reglob = QR2/v оказалось больше 1010 (здесь V - кинематическая вязкость, предполагаемая далее постоянной).
По современным представлениям, наиболее вероятными причинами генерации турбулентности в астрофизических дисках являются крупномасштабное сдвиговое течение дифференциально вращающегося космического вещества (Горь-кавый, Фридман, 1994; Fridman и др., 2003), а также хаотические магнитные поля (см. Armitage и др., 2001), причем энергия последних часто сравнима с энергией гидродинамической турбулентно-
сти2). В связи с этим, аккреционные диски обладают значительной турбулентной вязкостью, что приводит, в сочетании с дифференциальным вращением вещества, к наличию постоянного внутреннего источника тепловой энергии в них.
Таким образом, синергетические процессы самоорганизации (приводящие, в конечном счете, к структурированию любых астрофизических дисков) в термодинамически открытой подсистеме турбулентного хаоса (см. Колесниченко, 2003; 2004) на фоне осредненного крупномасштабного сдвигового течения космического вещества3), связанного с его дифференциальным вращением, являются важнейшими механизмами, формирующими свойства протопланетного облака на разных стадиях его эволюции, включая создание вязкого аккреционного диска вокруг молодого Солнца, проходившего стадию Т Тельца, формирование пылегазового субдиска, разрушение последнего в результате гравитационной неустойчивости и возникновение дискретных центров уплотнения с последующим образованием и ростом планетезималей, из которых и образовалась планетная система. Это относится также и к возникновению на начальном этапе эволюции турбулизованного дискового вещества разнообразных мезомасштабных относительно устойчи-
2)Хаотические магнитные поля, тянущиеся вместе с аккре-цируемой плазмой, перемешиваемые благодаря дифференциальному вращению диска и испытывающие пересоединение на границах между хаотическими ячейками, также должны вносить значительный вклад в вязкость во внутренней области диска и во внешних слоях его атмосферы, где достигается достаточная степень ионизации вещества. Важную роль в физике аккреции могут играть также и крупномасштабные магнитные поля (см. Eardley, Lightman, 1975).
3)Как правило, турбулентность в диске рассматривается как существенно стохастическое явление, описываемое осред-ненными гидродинамическими уравнениями с тензором рейнольдсовых напряжений, учитывающим влияние фонового мелкомасштабного поля флуктуаций скорости.
вых когерентных вихревых структур, обеспечивающих, по-видимому, наиболее благоприятные условия для механического и физико-химического взаимодействия между частицами вещества (см. Barge, Sommeria, 1995; Tanga и др., 1996; Cha-vanis, 1999; Колесниченко, 2005), в результате чего происходит интенсификация фазовых переходов и процессов тепло- и массообмена между различными областями дисковой многофазной системы, самопроизвольное возникновение и
4)
рост конденсированных пылевых кластеров ', существенная модификация спектра колебаний и т.п. На более поздних стадиях эволюции допла-нетного облака, по мере охлаждения диска, конденсации твердых частиц и увеличения их в размерах (в основном, в результате процессов коагуляции), а также диссипации газа из дисковой системы в межзвездное пространство, динамическая, энергетическая и оптическая роль пылевой составляющей существенно возрастает. В результате роста инерционности частиц они все в меньшей степени будут участвовать в пульсационном (вихревом) движении газовзвеси, что приводит, в конечном счете, к их эффективному оседанию к экваториальной плоскости (z = 0) диска. Таким образом, турбулентность дисковой среды, вопреки мнению многих исследователей, так или иначе способствует формированию пылегазового субдиска, гравитационная неустойчивость которого приводит в конечном итоге к образованию планетезималей (см. Колесниченко, Маров, 2006).
В связи со сказанным, особо важное значение приобретает проблема длительного поддержания турбулентности (неупорядоченных хаотических
движений) в протопланетном облаке5), поскольку от интенсивности турбулизации космического вещества на разных этапах эволюции диска в значительной степени зависят и возможные механизмы формирования планет (см. Сафронов, 1969). К тому же, с эволюцией структурированной крупномасштабной турбулентности, производящей перераспределение начального углового момента и вещества облака (внешних частей - наружу, внутренних - к Солнцу) по радиусу диска, связана проблема современного распределения массы и угло-
4)Один из возможных сценариев образования и роста пылевых частиц в плазме состоит из следующих этапов: сначала образуются первичные кластеры; после прохождения критического размера начинается этап гетерогенной конденсации; на следующем этапе на первый план выходят процессы коагуляции и агломерации (слипания); наконец, на последнем этапе становится наиболее важной поверхностная рекомбинация ионов, приводящая к постоянному осаждению материала на поверхности изолированных многозарядных частиц.
5)Согласно ранним оценкам Von Weizsacker (1948), величина средней турбулентной скорости порядка одной десятой орбитальной скорости ведет ко времени распада облака порядка 103 лет, тогда как 108 лет нужны для формирования планет согласно тому же автору.
вого момента между Солнцем и планетами6-*. Для реализации современного распределения этих величин необходимо, чтобы на протяжении всей стадии Т Тельца во всем диске или значительной его части происходило перетекание вещества и в напр
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.