Главная > Разное > Вязкие течения с парадоксальными свойствами
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

3.6. Космические струи и их простейшая гидродинамическая модель

С начала восьмидесятых годов в астрофизических изданиях стали появляться во все более возрастающем числе публикации об обнаружении на основе измерений в широком диапазоне спектра электромагнитных волн космических течений струйного типа. Итог наблюдений за пять лет проанализировал в своем обзоре «Холодные истечения, интенсивные ветры, и загадочные струи около молодых звездных объектов» американский астрофизик Лада [193]. Еще более масштабную картину разнообразных струйных течений вблизи формирующихся массивных объектов дают труды конференции по струям от звезд и галактик, состоявшейся в Торонто в июне 1985 г. [228]. Большинство специалистов склоняются к заключению, что струйные течения являются типичным явлением на ранней стадии образования компактных массивных тел внутри гигантских облаков молекулярного газа в результате гравитационной неустойчивости. В свою очередь, эти струи служат источниками импульса, поддерживающими крупномасштабное турбулентное движение молекулярного галактического и межгалактического газа.

Одним из первых свидетельств существования мощных двусторонних струй, бьющих от звезд, приближающихся к главной последовательности, было обнаружение допплеровского смещения как красного, так и фиолетового, спектральных линий излучения Масштаб звездных струй иллюстрирует рис. 54 [193]. В верхней части изображены линии равного спектрального смещения излучения причем сплошные кривые соответствуют красному, а штриховые — фиолетовому смещению. В центре виден диск, в котором окружающий газ имеет повышенную плотность. Ниже показаны последовательно увеличенные изображения центральной области. На самом нижнем рисунке изображены изолинии оптически наблюдаемого излучения со сплошным спектром. Струйное течение регистрируется в диапазоне более чем трех порядков масштабов. Скорости в струях достигают сотен километров в секунду, числа Маха превышают 10. Температура вещества струй составляет десятки градусов Кельвина и ниже, чем в окружающем газе (максимальное снижение примерно в два раза). Лада [193] отмечает следующие достоверно выявленные наблюдениями свойства звездных струй:

1) струйное течение происходит внутри облака молекулярного газа;

2) градиенты скоростей в поперечном направлении весьма велики;

3) струи имеют малый угол раскрытия и почти параллельны.

Схема типичной двусторонней космической струи изображена на рис. 55. Черное пятно 1 обозначает формирующееся массивное

Рис. 54.

Рис. 55.

тело; 2 — диск аккреции, вещество которого под действием гравитации движется к телу; 3 — область больших скоростей, напоминающая так называемую «бочку Маха». образующуюся при истечении сверхзвуковой струи в разреженный газ; 4 — окружающее облако молекулярного газа. Малость угла раскрытия струй свидетельствует о том, что вращательная компонента скорости не может быть слишком большой. Масса вещества в диске аккреции порядка нескольких солнечных, а общая масса облака, содержащего струю, составляет сотни солнечных масс. Струи чаще наблюдаются не в оптически видимых, а в инфракрасных звездах. Это свидетельствует о том, что струйные течения происходят на ранней стадии звездной эволюции, имеющей протяженность порядка 105 лет. Характерное динамическое время лет, поэтому струйные течения можно рассматривать как квазистациоиарные.

Аналогичные струи, но имеющие в миллион раз большие размеры, наблюдаются вблизи ядер галактик. Как отмечает Кенигл 1189], и в этом случае струи, как правило, двусторонние, почти параллельные, дальнобойные и связаны с дисками аккреции. Скорости в них достигают одной десятой от скорости света, а масса содержащей струю области 108 звездных.

Примечательная информация о струях, наблюдаемых вблизи нейтронных звезд, содержится в работе Фейгельзопа [172]. Изолированные нейтронные звезды не сопровождаются струями, но вырожденные звезды в двойных аккреционных системах имеют струйные течения. Это наводит на мысль о том, что наличие аккреционного диска является обязательным условием существования струй.

Наиболее трудный и пока открытый вопрос, из-за которого Лада называет звездные струи загадочными, каков источник движения струйных течений молекулярного газа? Характерная величина импульса струй на несколько порядков превосходит импульс, который может породить световое давление или звездный ветер, не говоря об изотропном характере последних. По масштабам величин только гравитационное поле может служить достаточным источником струйного движения. Это мнение разделяет Хенриксон [228], который делает предположение о том, что струйные истечения являются парадоксальным, но, видимо, неизбежным следствием гравитационного захвата вещества массивным объектом. Однако и он вынужден констатировать, что природа возникновения крупномасштабных газовых течений вблизи массивных объектов остается неясной.

В обсуждавшихся моделях формирования космических струй в качестве источника движения и параллельности струй назывались вращение вещества диска аккреции и магнитное поле. Но существующие данные не находятся в согласии с предположением о быстро вращающихся дисках. Оценки магнитного поля в галактических струях дают величину порядка [158]. Такое поле не может заметно влиять на импульс струи, хотя может, напротив, порождаться течением за счет турбулентного МГД-динамоэффекта [27]. Влияние магнитного поля на течение сказывается посредством другого механизма. В отсутствие магнитного поля длина свободного пробега в галактических струях оценивается величиной порядка и больше радиуса струи, но благодаря наличию магнитного поля длина свободного пробега из-за ларморовского эффекта уменьшается и применимо гидродинамическое приближение [158]. Характерные числа Рейнольдса для галактических струй имеют порядок 103—104.

Сосредоточимся на основном открытом вопросе — причине формирования струйных течений — и покажем, что ответ на него может быть получен в рамках классической теории вязкой несжимаемой жидкости. Для этой цели предельно схематизируем астрофизические струи, сохранив лишь ключевые свойства. Основным, пожалуй, наиболее грубым моментохм в предлагаемой идеализации является предположение о несжимаемости среды. Как уже упоминалось, космические струи — гиперзвуковые с числом Маха порядка десяти и более. Но это характерно лишь для наиболее легко наблюдаемого участка струи. Очевидно, что на больших расстояниях скорость струи уменьшается до нуля, в то время как скорость звука в окружающем облаке молекулярного газа остается конечной величиной. Таким образом, модель несжимаемой жидкости вполне приемлема для, так сказать, наиболее крупномасштабного анализа струйных течений. Однако исходя из свойств реальных струй в рамках этой модели скорости должны принимать бесконечно большие значения в малой области, которая представляется источником струи.

Итак, принимается следующая идеализация. Массивное тело считается точечным и помещается в начало координат. Диск аккреции заменяется материальной плоскостью, вещество которой совершает движение к началу координат типа вихрестока, моделирующее гравитационный захват вещества массивным телом. В остальном силы тяготения могут быть в рамках модели несжимаемой жидкости заменены эффективной добавкой к давлению и тем самым исключены из задачи, которая становится чисто кинематической. Вещество плоскости посредством вязкого трения вовлекает в движение менее плотную окружающую среду. Тем самым задача свелась к рассмотренной в предыдущем разделе. Из полученного решения непосредственно следует, что сходящееся течение в аккреционном диске с неизбежностью порождает бьющие в поперечном направлении струи, причем при конечной обильности стока вещества плоскости струя может стать сколь угодно сильной.

Струйные течения в веществе, окружающем диск аккреции, являются не только следствием, но и необходимым условием образования массивных объектов. Они уносят «лишний» момент импульса аккреционного диска, препятствующий гравитационному захвату вещества тяготеющим центром. На основе карты режимов течения (см. рис. 49) можно получить представление не только о крупномасштабной структуре течения, но и об эволюции космических струн. Наблюдаемые струи согласно оценкам являются слабо закрученными, поэтому в рамках модели следует принять На квазистационарной стадии струя соответствует точке на рис. 49 вблизи кривой 1. Когда захват вещества прекращается, убывает и импульс струи падает. При пересечении изображающей точкой кривой 2 циркуляция начинает преобладать, и струя раскрывается. Наконец, когда обращается в нуль, струя «ложится» на плоскость и течение обращается, унося остаточную массу и момент импульса на периферию плоскости аккреции. Может быть, с этим связан необычный характер распределения момента импульса в нашей галактике [128].

Если не ограничиваться объяснением самого феномена возникновения астрофизических струй, а попытаться дать их более реалистическое описание пусть даже в наиболее крупномасштабном аспекте, то прежде всего необходимо учесть турбулентность. Конечно, решенную задачу можно попытаться трактовать как соответствующую турбулентным струям в рамках гипотезы Буссипеска об эффективной вихревой вязкости. Однако в этом случае неудовлетворительным приближением является постоянство вязкости.

Эксперименты свидетельствуют о том [239], что, хотя вязкость практически постоянна в ядре струи, с удалением от оси она существенно уменьшается. Течения в среде с переменной вязкостью рассматриваются в § 4, где, в частности, описан парадоксальный эффект спонтанного возникновения вращения, который возможен и в астрофизических течениях. Другой существенный вопрос

относится к причинам возникновения диска аккреции. Они могут быть связаны с термоконвективной неустойчивостью равновесия облаков молекулярного газа в присутствии горячего тяготеющего центра. Эта проблема рассматривается в § 5.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление