научная статья по теме ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ И МОДЕЛЬ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ДИНАМО С ПОТОКАМИ СПИРАЛЬНОСТИ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ И МОДЕЛЬ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ДИНАМО С ПОТОКАМИ СПИРАЛЬНОСТИ»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 7, с. 445-453

УДК 524.6-1/- 7

ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ И МОДЕЛЬ ГАЛАКТИЧЕСКОГО ДИНАМО

С ПОТОКАМИ СПИРАЛЬНОСТИ

© 2014 г. Е. А. Михайлов*

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Физический факультет

Поступила в редакцию 12.12.2013 г.

Предложен один из возможных сценариев эволюции крупномасштабного магнитного поля галактик при наличии звездообразования. Важным моментом, влияющим на результаты расчета, является параметризация величин, управляющих механизмом динамо. По сравнению с предыдущими работами пересмотрены представления о том, как звездообразование влияет на величину стационарного магнитного поля, вязкость и другие существенные для галактического динамо параметры. Расчет проведен с учетом потоков спиральности магнитного поля, которые вносят в модель дополнительную нелинейность и изменяют режим работы галактического динамо. Подтверждена высказанная ранее идея о том, что при слабом звездообразовании его влияние на величину магнитного поля невелико, и взаимосвязь между ними ясно проявляется лишь при достижении интенсивностью звездообразования определенного порогового значения. При этом, с одной стороны, порог снижается — этот эффект проявляется при величине поверхностной плотности звездообразования, в 5 раз большей, чем в Млечном Пути. С другой стороны, интенсивное звездообразование может вызывать как монотонное затухание крупномасштабного магнитного поля, так и его колебания вокруг некоторого значения.

Ключевые слова: магнитные поля галактик, теория динамо, магнитная спиральность, звездообразование.

DOI: 10.7868/80320010814070055

1. ВВЕДЕНИЕ

В астрономической литературе неоднократно встречается утверждение о том, что звездообразование оказывает влияние на магнитные поля галактик и их эволюцию (Бек и др., 1996). Действительно, со звездообразованием тесно связаны такие процессы, как истечения вещества из звезд, взрывы сверхновых и другие явления, которые влияют на межзвездную турбулентность. Они изменяют параметры, определяющие темп роста и величину галактического магнитного поля, такие как скорость турбулентных движений, плотность и т.д. Однако вопрос о влиянии звездообразования на магнитное поле изучен довольно слабо, причем это касается как наблюдательной, так и теоретической стороны вопроса.

С точки зрения наблюдений проблема состоит в том, что на данный момент магнитное поле детально изучено в относительно небольшом числе галактик, и темп звездообразования в них мало отличается от М 31 или Млечного Пути, а именно они были классическими примерами при изучении магнитных полей в галактиках. В недавнем обзоре

Электронный адрес: ea.mikhajlov@physics.msu.ru

Ирвин и др. (2012) указывают, что существенной взаимосвязи между темпом звездообразования и величиной магнитного поля не обнаружено. Однако есть основания полагать (Михайлов и др., 2012), что высокий темп звездообразования все же может мешать механизму генерации магнитного поля. Перспектива изучения магнитных полей галактик на современных телескопах LOFAR и SKA позволяет надеяться, что в скором времени вопрос взаимосвязи звездообразования и магнитного поля будет изучен более детально (Аршакян и др., 2009).

С теоретической стороны имеются трудности несколько другого характера. Рост магнитного поля в галактиках управляется законами магнитной гидродинамики, а именно турбулентным динамо. Скорость роста зависит от таких характеристик, как кривая вращения, скорость турбулентных движений, полутолщина галактического диска, а также других величин, которые напрямую не связаны с темпом звездообразования. Дополнительную сложность накладывает также и то, что межзвездная среда представляет собой смесь различных фаз межзвездного газа с разной температурой. Судя по всему, звездообразование меняет процентное соотношение между этими фазами. Вопрос об учете звездообразования в галактическом динамо был

поставлен в работе Михайлова и др. (2012), где авторы исходили из наиболее простых представлений о взаимосвязи между темпом звездообразования и управляющими параметрами динамо. Здесь мы ставим задачу несколько улучшить сделанные в указанной работе параметризации с целью более точного описания влияния звездообразования на магнитное поле.

В то же время, в указанной работе использовалась одна из простейших моделей динамо. Между тем, в последнее время стало ясно (Шукуров и др., 2006), что при расчете магнитных полей галактик необходимо учитывать потоки магнитной спиральности. Магнитная спиральность — скалярное произведение величины магнитного поля на его вектор-потенциал. В случае среды с высокой проводимостью (а таковой является межзвездный газ) магнитная спиральность должна сохраняться либо довольно медленно диссипировать (Ахметьев и др., 2009). В настоящей работе мы используем модель учета спиральности, предложенную в работах Шукурова и др. (2006), Сура и др. (2007) и дополненную Михайловым (2013). Она основана на так называемом no-,г-приближении, согласно которому галактический диск достаточно тонкий и производные по направлению, перпендикулярному к галактическому диску, могут быть заменены алгебраическими выражениями (Мосс, 1995; Фил-липс, 2001).

Ранее (Михайлов и др., 2012) было показано, что влияние звездообразования на магнитное поле — пороговый эффект. При поверхностной плотности звездообразования, не более чем в 7 раз превышающей значение этой величины в Млечном Пути, влияние звездообразования оказывается несущественным. (Наиболее существенной оказывается именно поверхностная плотность звездообразования, а не его абсолютная величина.) В случае, если звездообразование становится более интенсивным, крупномасштабная компонента магнитного поля разрушается и восстанавливается только после окончания вспышки. Настоящая работа в целом подтверждает данный факт, однако значение порога, при котором влияние звездообразования становится существенным, снижается. Кроме того, механизм влияния сводится не только к разрушению магнитного поля, могут также возникать и колебания его величины. Отметим, что используемая модель позволяет отследить нетолько поведение крупномасштабного магнитного поля, но и изучить зависимость спиральности магнитного поля от темпа звездообразования. Это позволяет косвенно судить и о мелкомасштабном магнитном поле.

2. КИНЕМАТИЧЕСКИЕ ВЕЛИЧИНЫ, ИХ СВЯЗЬ СО ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕМ И УПРАВЛЯЮЩИМИ ПАРАМЕТРАМИ ДИНАМО

Для описания действия галактического динамо определяющими величинами являются полутолщина галактического диска Н, плотность межзвездного газа р, кривая вращения галактики тО,(т) и скорость турбулентных движений V (Аршакян и др., 2009). В используемой нами модели с учетом потоков спиральности необходимо также знать скорости потоков межзвездного газа и, направленных из плоскости диска в сторону гало.

Существует взаимосвязь между полным количеством газа в галактике и темпом звездообразования: чем больше плотность газа в галактике, тем более интенсивно в ней звездообразование (Шмидт, 1959). Засов, Абрамова (2011) и Абрамова, Засов (2011) установили, что между поверхностной плотностью звездообразования £ и объемной плотностью газа существует степенная зависимость:

рош х £, поэтому можно полагать, что

р х £1'06. (1)

Звездообразование меняет дисперсию скоростей в галактике, поэтому можно ожидать, что будет меняться и полутолщина газового диска Н. Однако звездообразование, как правило, локализовано в небольших областях. Поэтому при небольших темпах звездообразования дисперсия скоростей меняется слабо (Калду-Примо и др., 2013), и можно считать, что полутолщина газового диска тоже почти не меняется. Если же темп звездообразования превышает современные значения на 1 —2 порядка, то дисперсия скоростей возрастает существенно и полутолщина газового диска тоже заметно меняется. Такие высокие темпы звездообразования соответствуют начальным этапам эволюции галактики. Поэтому можно считать, что Н в таком случае равна величине, близкой к полутолщине "толстого" диска, который образовался именно в то время. Для определенности положим, что Н постоянно при £ < 0.04 М®/годкпк2, а при £ > 0.04 Ме/год кпк2 возрастает в два раза.

Для вязкости в простейшем случае (Аршакян и др., 2009) имеем г? = где ¿ — масштаб турбулентных движений в межзвездном газе, V — их характерная скорость. Для областей, заполненных преимущественно атомарным и молекулярным водородом, эти величины составляют I = 100 пк, VI = = 10 км/с. Что касается областей ассоциируемых с областями звездообразования, то в нихтур-булентные движения ограничены масштабом самих

областей, который тоже порядка 100 пк. В то же время скорости движений полагаются там равными у2 = 35 км/с. Средняя скорость будет равна

{у) = КУ2 + (1 -

(2)

где к — доля объема, занимаемого областями Н11. При вычислении усредненного значения вязкости положим

г] = Ь(КУ2 + (1 - к)У1).

(3)

ОД =

у/1 + (г/гш)2''

Значения плотности и скорости вычисляются по формулам (1) и (2).

Для модели с потоками спиральности важно учитывать истечения из областей, близких к плоскости диска. Основной для скоростей этих истечений является компонента, перпендикулярная данной плоскости. Эта скорость тем выше, чем больше концентрация ионизованного водорода (Шукуров и др., 2006). Ее характерное значение может быть определено по формуле

Чтобы установить взаимосвязь между к и £, рассмотрим звезду, масса которой превышает массу Солнца в 10 раз. Ее продолжительность жизни составляет около 107 лет. Образованию данной звезды соответствует темп звездообразования, равный 10_6 Ы(.-.)/год. Поверхностная плотность звездообразования для галактики радиусом 10 кпк равна £ = 3.18 х 10_9 М®/год кпк2, а вокруг данной звезды образуется зона Стремгрена радиусом около 10 пк. При Н = 300 пк данной зоне будет соответствовать значение к = 4.49 х 10_9. Таким образом, получаем следующую взаимосвязь между поверхностной плотностью звездообразования и объемной долей Н11:

к и 13£. (4)

Тогда для оценки скоростей турбулентных движений, с учетом (4), получается соотношение

»7« \lvi0- + 30£).

3

Для кривой вращения мы прин

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.

Показать целиком