АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 2, с. 154-167
УДК 524.3-52+52-645+52.17
ТЕПЛОВАЯ СТРУКТУРА ПРОТОЗВЕЗДНОЙ ОБОЛОЧКИ
© 2015 г. Я. Н. Павлюченков1*, А. Г. Жилкин1'2, Э. И. Воробьев3'4, А. М. Фатеева1
1Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия 2 Челябинский государственный университет, Челябинск, Россия
3Научно-исследовательский институт физики Южного федерального университета,
Ростов-на-Дону, Россия
4Институт астрофизики Венского университета, Вена, Австрия Поступила в редакцию 15.09.2014 г.; принята в печать 24.09.2014 г.
Представлена численная гидродинамическая модель эволюции сферически-симметричных коллапси-рующих облаков, разработанная для расчета тепловой структуры данных объектов как на дозвездной, так и на протозвездной стадии эволюции. Отличительными особенностями модели является возможность независимого описания температуры газа и пыли, что крайне важно при расчете тепловой структуры дозвездных и протозвездных облаков, а также учет потока излучения от центральной прото-звезды. С использованием предложенной модели выполнено сравнение теоретических распределений плотности и температуры с распределениями, найденными из наблюдений космической обсерватории "Гершель", для ближайших очагов звездообразования. Показано, что диффузионное приближение с ограничителем потока хорошо описывает радиальные распределения плотности и температуры в протозвездных облаках. В то же время обнаружены существенные отличия между модельными и наблюдательными профилями плотности на дозвездной стадии эволюции, указывающие на значительное отклонение дозвездных облаков от состояния равновесия. Представлен приближенный метод расчета тепловой структуры облака на основе адаптивного тау-приближения. Метод тау-приближения дает хорошее согласие с диффузионным приближением для дозвездной фазы эволюции протозвездного облака, но имеет заметные отклонения для протозвездной фазы эволюции, где тепловая структура аккрецирующей оболочки определяется излучением протозвезды.
001: 10.7868/80004629915020061
1. ВВЕДЕНИЕ В работах [1,2] представлена модель расчета тепловой структуры коллапсирующего протозвездного облака. Будучи достаточно быстрой для использования в гидродинамических расчетах, данная модель одновременно обладает достаточной точностью для того, чтобы результаты моделирования могли быть использованы для расчета теоретических спектров излучения и сопоставления их с наблюдениями. Ключевой особенностью модели является раздельное описание температуры пыли и температуры газа, поскольку эти температуры могут существенно отличаться на ранних фазах эволюции облака и во внешних областях облака. Для газа и пыли рассматриваются свои собственные механизмы нагрева и охлаждения, в то время как газ и пыль обмениваются энергией посредством столкновений. Поскольку основными источниками нагрева (охлаждения) пыли является поглощение (излучение) света, то важной составляющей модели является метод расчета переноса излучения.
E-mail: pavyar@inasan.ru
Основной идеей метода расчета переноса излучения является разделение всего диапазона частот излучения на низкочастотную (инфракрасную) и высокочастотную (ультрафиолетовую) части. Высокочастотная часть представляет собой межзвездное дилютированное излучение. В этой части спектра можно пренебречь собственным излучением пыли и рассматривать только поглощение (и рассеяние) внешнего излучения. Для низкочастотной части спектра необходимо рассматривать как поглощение, так и собственное тепловое излучение среды. Процесс разделения спектрального диапазона на две части позволяет использовать для каждой из них свои приближенные методы. Моделирование переноса УФ-части спектра сводится к расчету средней интенсивности УФ-излучения прямым интегрированием уравнения переноса вдоль выбранных направлений. Расчет интенсивности ИК-излучения осуществляется на базе решения системы моментных уравнений, реализующей диффузионное приближение. Таким
образом модель включает четыре взаимодействующие компоненты: газ, пыль, ИК- и УФ-излучение.
Представленная тепловая модель в аксиально-симметричной реализации была использована для расчета ранней эволюции замагниченного сжимающегося протозвездного облака [1]. Моделирование более поздних стадий вплоть до образования первого гидростатического ядра в сферически-симметричном приближении проведено нами в работе [2]. В данной статье описана модификация модели для расчета аккреционной фазы эволюции протозвездного облака, следующей за формированием протозвезды. Представлены результаты расчетов структуры сферически-симметричного сжимающегося протозвездного облака и аккрецирующей оболочки. Для упрощенного расчета тепловой структуры предложен метод адаптивного тау-приближения и проводится его сравнение с исходным методом. Проводится сравнение модели с наблюдаемыми распределениями плотности и температуры в дозвездных и протозвездных ядрах молекулярных облаков.
2. МОДИФИКАЦИЯ МОДЕЛИ
В работе [2] мы исследовали тепловую эволюцию протозвездного облака вплоть до формирования первого гидростатического ядра. Эволюция первого гидростатического ядра впоследствии приводит к испарению пыли, диссоциации водорода и, как следствие, к коллапсу первого ядра и формированию второго гидростатического ядра — собственно протозвезды [3—5]. Для моделирования этих стадий необходимо включать в модель прото-звездного облака дополнительные физические процессы. Характерные времена этих стадий крайне малы по сравнению с динамическим временем аккрецирующей оболочки, что делает крайне затруднительным моделирование гидростатического ядра и аккрецирующей на него оболочки в рамках одной модели. Кроме того, изучение гидростатических ядер следует проводить в рамках многомерных моделей, поскольку их формирование и эволюция тесно связаны с образованием аккреционных (про-топланетных) дисков и истечений из них. Однако, помимо моделирования эволюции протозвезды и ее окрестности (протозвездного диска), интерес представляет и исследование структуры (в том числе тепловой) протяженной аккрецирующей оболочки. Аккреция из оболочки снабжает веществом прото-звезду и протозвездный диск, определяя их эволюцию. В свою очередь, наблюдательная идентификация протозвездных аккрецирующих ядер зависит от предположений об их тепловой структуре, что требует соответствующих моделей.
Исторически сложилось так, что наиболее простые модели дозвездных и протозвездных оболочек описывались полуаналитическими автомодельными решениями уравнений гидродинамики в изотермическом или политропном приближениях [7, 8], с возможной модификацией за учет вращения в облаке [9], а также численным гидродинамическим моделированием с учетом конечного размера облака [10—12]. Более поздние численные модели стали аккуратнее учитывать неизотермичность оболочек посредством точного решения уравнения переноса с учетом зависимости коэффициента поглощения от частоты [13], использования диффузионного приближения с ограничителем потока и усредненными непрозрачностями [14] или непрозрачностя-ми, зависящими от частоты [15]. Моделирование протозвезд и протозвездных оболочек является традиционной темой и отечественных исследований (см., например, [6]). Однако в большинстве моделей по-прежнему предполагается равенство температур газа и пыли на основании того, что частые столкновения между данными компонентами приводят к установлению теплового равновесия между ними. Как отмечалось выше, данное предположение может нарушаться на определенных стадиях эволюции. В некоторых моделях раздельное описание пыли и газа достигалось постобработкой распределений плотности газа в оболочке с помощью методов Монте-Карло переноса излучения [16]. И наконец, большинство исследований фокусировалось на ранних стадиях эволюции первых гидростатических ядер и протозвезд [17]. В данной работе мы рассматриваем свойства коллапсирую-щего облака и описываем модификацию модели [2] для расчета тепловой структуры аккрецирующей оболочки.
Модель [2] основана на численном решении уравнений газодинамики и переноса излучения. Уравнения непрерывности, движения и изменения тепловой энергии газа Eg имеют вид
др
дЬ
+ V • (ру) = 0,
дч , Vp — + V • V V =--1- +
дЬ р
(1) (2)
дЩ дЬ
+ V • Е*) + pV•v = ^ - Лg - Лgd. (3)
Уравнения для тепловой энергии пыли Ed и энергии инфракрасного излучения Ег для случая, когда скорость движения среды мала, имеют вид
дЕ,
d
дЬ
дЕг _ / 1
-ар(аТ4 - Ег) + Лgd + 5,
(4)
дЬ
V-!—УЕ, )+аР(аТ^-Ет). (5) ая
В данных уравнениях р — плотность, v — скорость, p — давление, g — гравитационное ускорение, Tg — функция нагрева газа, Лg — функция охлаждения газа, Лgd — темп обмена тепловой энергией между газом и пылью, S — темп нагрева пыли УФ-излучением, Td — температура пыли, gr и ар — коэффициенты, зависящие от непрозрачности среды, a — радиативная постоянная. Описание и метод решения данной системы подробно изложены в работе [2], и здесь мы обсудим только модификацию модели.
Модификация проводится в рамках известного формализма поглощающей ячейки (в английской терминологии "sink cell"; см., например, [18]). В данном подходе центральный регион облака (поглощающая ячейка) исключается из моделирования по мере достижения высокой плотности в нем. Тем самым в расчете не рассматривается быстрая эволюция этого региона с многочисленными физическими процессами, приводящими к формированию звезды. Однако учитывается влияние этого региона на окружающее его облако, а также влияние облака на внутренний регион. Эта связь носит как динамический, так и тепловой характер. Таким образом, модификация модели затрагивает гидродинамический метод и метод расчета тепловой структуры. Модификация гидродинамического метода зависит от его типа (эйлеровый, лагранже-вый, метод сглаженных частиц и т.д.).
Опишем здесь изменения для используемого нами одномерного лагранжевого метода. Пусть rcell — радиус внутренней поглощающей ячейки. При сжатии облака ячейки расчетной области сгущаются и движутся к центру. Будем считать, что как только на очередном шаге по времени правая граница крайней ячейки пересекает ра
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.