5 лет назад
Нету коментариев

Газодинамика — раздел физики, который изучает законы движения газа. С вопросами газодинамики мы часто сталкиваемся и в обыденной жизни — это и зву­ковые волны, и обтекание быстро движущихся тел, и ударные волны, которые в век сверхзвуковых скоростей хорошо всем известны. Но условия межзвездной среды существенно меняют законы движения газа.

Начнем со звуковых волн. Как читатель, вероятно, знает, звуковые волны представляют собой распростра­няющуюся в среде последовательность сжатий и разре­жений газа. Если слегка сжать газ в некотором объеме, а затем предоставить ему возможность вернуться в пер­воначальное состояние, то по инерции он затем немного расширится, сожмет соседние с этим объемом слои га­за, а потом опять сам сожмется. Возникнут колебания, которые будут передаваться и соседним слоям, а от них — еще дальше. Это и есть распространение звуко­вых волн. Их скорость зависит только от температуры газа. Скорость звуковых волн в воздухе при температу­ре 300 К хорошо известна — 330 м/с, а с ростом тем­пературы она увеличивается пропорционально (Т)1/2.

Но такие звуковые волны являются адиабатически­ми, т. е. предполагается, что сжатие и разрежение газа в звуковых волнах происходит без потери тепла. В меж­звездном пространстве это не так. При увеличении плот­ности заметно увеличиваются и потери на излучение. Поэтому межзвездные звуковые волны отнюдь не адиа­батические. В первом приближении их можно еще счи­тать изотермическими, т. е. предположить, что при сжа­тии и расширении газа температура в волне вообще не меняется. Тогда скорость звуковых волн будет несколь­ко меньше (в воздухе — на 20%) и ее можно вычис­лить по формуле: сs = (RT/мю)1/2, где R — универсаль­ная газовая постоянная, a мю — молекулярный вес. Лю­бопытно, что еще Ньютон, который первым вычислил скорость звуковой волны, предполагал ее изотермиче­ской, и поэтому долгое время было непонятным, почему в воздухе скорость звука оказалась больше вычислен­ной. Однако для межзвездных звуковых волн эта фор­мула, полученная Ньютоном, вполне применима.

Следующее важное явление, которое в межзвездных условиях также меняет свои свойства, — это ударные волны. Для того чтобы его пояснить, рассмотрим слу­чай, изображенный на рис. 16. Пусть в закрытую с одного конца длинную трубу втекает газ с концентра­цией п1 и скоростью v. Налетая на стенку, он должен остановиться. Образуется область неподвижного газа, которая должна все время увеличиваться по мере вте­кания все новых порций газа. Между покоящимся и дви­жущимся газом образуется граница (пунктир на рис. 16), которая перемещается по трубе навстречу по­току газа.

Схема образования ударной волны

Схема образования ударной волны

Обозначим концентрацию газа за этой границей как п2. Оказывается, если скорость v очень велика (много больше скорости звука), то эта граница резкая (удар­ная волна), а скачок концентрации, т. е. величина п2/п1, оказывается ограниченным (например, в одно­атомном газе п2/п1<4, в двухатомном п2/п1<6). Объяс­няется это просто. Кинетическая энергия налетающего газа не только сжимает, но и нагревает остановившийся газ. В неподвижной области, таким образом, возникает большое газовое давление, которое и препятствует даль­нейшему сжатию.

Но в межзвездном пространстве этого может не быть. Как только газ сожмется, резко возрастет его излучение и температура уже не будет подниматься. Газовое дав­ление остается небольшим, и оно не препятствует даль­нейшему сжатию газа. В результате, в межзвездных ударных волнах, которые лучше называть «скачками уплотнения», могут возникнуть очень большие скачки концентрации. Величину скачка п2/п1 можно опреде­лить, если сравнить газовое давление в сжатой области (т. е. величину, пропорциональную n2RT) с динамиче­ским давлением налетающего потока газа, пропорцио­нальным п1v2. Таким образом, получаем, что скачок концентрации в межзвездной ударной волне характери­зуется величиной n2/п1~мюv2/RT~v2/cs2, где Т — обыч­ная температура межзвездного газа (около 104 К в зо­нах НII и много меньше, 10—20 К, в молекулярных об­лаках). Читатель может легко убедиться, что даже при небольших скоростях движения газа (например, при скорости 7—8 км/с, — обычной скорости межзвездных облаков) можно получить (при их столкновении друг с другом) скачки уплотнения в десятки и даже сотни раз меняющейся концентрации.

Конечно, случай, изображенный на рис. 16, есть идеализация — в межзвездном пространстве труб нет, но общие особенности движения там именно таковы.

Один из важных случаев динамики межзвездной среды изображен на рис. 17 — падение межзвездного газа под действием собственной силы тяжести к центру облака. Это падение создает в центре облака область сжатия, окруженную распространяющимся от центра сферическим скачком уплотнения. Очевидно, что и здесь может быть очень сильное сжатие вещества, но уже в реальном объекте, т. е. данное явление очень возмож­но при формировании звезд.

Образование ударной волны

Образование ударной волны

Третья особенность межзвездной газодинамики — существенная роль магнитных полей. Рассмотрим эту особенность на примере, знакомом читателю из курса школьной физики. Если через магнитное поле переме­щать проводник, то в нем индуцируется электрический ток, который, в свою очередь, создает магнитное поле. В результате взаимодействия этих полей возникает си­ла, тормозящая перемеще­ние проводника (правило Ленца). Когда электриче­ское сопротивление провод­ника велико, индуцирован­ные токи и магнитные поля оказываются слабыми и проводники легко переме­щаются в магнитном поле. Но если электрическое со­противление проводника очень мало, то возникают довольно сильные индуци­рованные токи, и сила со­противления перемещению проводника существенно возрастает — проводник «застревает». Известно, на­пример, что сверхпро­водник вообще невозможно втолкнуть в область, заня­тую магнитным полем. (Напоминаем, что если провод­ник движется вдоль магнитного поля, то в нем вообще не возникает ток и сопротивления такому движению нет.)

А теперь вернемся к межзвездному газу. Здесь, как мы знаем, много свободных электронов, и поэтому электропроводность межзвездного газа достаточно вели­ка (даже лучше, чем электропроводность меди). Поэтому перемещение такого газа через межзвездное магнит­ное поле вполне можно уподобить перемещению хоро­шего металлического проводника в этом же поле. Здесь нужно еще учесть, что огромные размеры межзвездных облаков делают эффект их торможения в магнитном поле очень заметным.

Таким образом, межзвездное магнитное поле должно тормозить движение межзвездных облаков поперек на­правления поля и не препятствовать их движению вдоль поля. Можно ожидать, что потоки межзвездного газа направлены преимущественно вдоль магнитных сило­вых линий. Этот вывод подтверждается наблюдениями: действительно, газ чаще всего движется параллельно плоскости Галактики, причем и магнитное поле имеет примерно то же направление.

Однако, если межзвездное магнитное поле слабое, так что оно уже не может остановить движение газа поперек силовых линий, то тогда уже газ начинает ув­лекать с собой и магнитное поле. Иными словами, дви­жущиеся потоки газа будут как бы тянуть за собой магнитные силовые линии, вытягивая и закручивая их. В этом случае говорят, что магнитные силовые линии «вморожены» в межзвездный газ (или межзвездный газ «приклеен» к магнитным силовым линиям).

Из определения понятия силовых линий магнитного поля известно, что напряженность магнитного поля Я (или магнитная индукция В) пропорциональна числу силовых линий, проходящих через единичную площад­ку. Когда движение газа вытягивает и «запутывает» маг­нитные силовые линии, то оно тем самым увеличивает Н (и В). Можно сказать, что здесь кинетическая энер­гия газа переходит в магнитную энергию. Рост магнит­ного поля при движении газа приостанавливается тог­да, когда эти энергии оказываются одного порядка: pv2/2~B2/8п (здесь р — плотность газа; слева стоит плотность кинетической энергии, справа — плотность магнитной энергии). Особенно заметно усиление маг­нитного поля в упомянутых выше скачках плотности. Увеличение плотности сопровождается, в силу принципа «вмороженности» поля, пропорциональным увеличением величины В.

Четвертой особенностью межзвездной газодинамики является существование ионизационных фронтов — дви­жущихся границ между зонами НII и областями HI. Они появляются вследствие того, что газовое давление в зонах НИ обычно Много больше, чем газовое давле­ние в областях HI. В самом деле, рассматривая меж­звездную термодинамику, мы убедились, что в двухкомпонентной системе, состоящей из облаков и межоблач­ной среды, величина давления (а точнее, произведение пТ) не больше 3•103 К/см3. С другой стороны, в зоне НИ, где Т=104 К, эта величина при «стандартном» значении концентрации протонов и электронов (п~см-3) больше, а при больших концентрациях раз­личие еще более заметно.

Таким образом, зоны НII должны расширяться в ок­ружающее пространство. Но при расширении плотность газа внутри зоны падает, уменьшается число рекомби­наций, и в результате в этой зоне остается часть «не­использованных» ионизирующих квантов. Они проходят через границу первоначальной массы зоны НII и иони­зируют новые атомы водорода. Таким образом, весь про­цесс состоит не только из расширения вещества самой зоны НII, но и из еще более быстрого продвижения границы между областями ионизованного и неионизиро­ванного водорода — зона НII растет как по своим раз­мерам, так и по величине своей массы.

Такое перемещение границы зоны НII называется движением ионизационного фронта, скорость перемеще­ния которого можно сравнить со скоростью звука в об­ласти HI. Если скорость ионизационного фронта боль­ше скорости звука в том же газе, то говорят о фронте R-типа. Здесь при переходе через этот фронт газ иони­зируется и уплотняется.

Наоборот, если скорость фронта меньше соответст­вующей скорости звука, то на ионизационном фронте (называемом фронтом D-типа) происходит уменьшение концентрации. Чтобы обеспечить это уменьшение, фронт D-типа часто «посылает» перед собой ударную волну, которая предварительно «поджимает» газ в области HI.

Как только в области HI образуется новая горячая звезда, она сначала создает маленькую зону НII, кото­рая быстро расширяется как ионизационный фронт Rтипа. Затем скорость расширенной зоны НII уменьша­ется, вперед посылается ударная волна, за которой на близком расстоянии следует ионизационный фронт D-типа.

Знание свойств межзвездной газодинамики совершенно необходимо для понимания процессов конденса­ции звезд из межзвездной среды — ведь эта конден­сация есть не что иное, как движение межзвездного газа. И как мы увидим ниже, особенности межзвезд­ной газодинамики проявляются в различных аспектах проблемы формирования звезд.