 |
Астронет: А. Г. Морозов, А. В. Хоперсков Физика Дисков http://variable-stars.ru/db/msg/1168623/node23.html |
<< 3.6 Приливные эффекты | Оглавление | 4.1 Равновесные газовые диски >>
4. Динамика газового диска
Из названия главы следует, что в ней речь пойдет о газовых дисках. Областью приложения рассматриваемых в главе моделей могут быть газовые диски плоских галактик, протозвездные диски, газовые подсистемы в тесных двойных звездах и активных галактических ядрах, протопланетные диски и околопланетные кольца. Вышеперечисленные объекты можно описывать уравнениями газодинамики, и с этой точки зрения, если отвлечься от различий в пространственных и временных масштабах, обнаруживаются весьма сходные проблемы, и их решения также схожи. Именно в силу этого везде, где возможно, мы будем стараться получить как можно более универсальный результат, относящийся к любым газовым дискам. Естественно, последнее удается не всегда. Прежде всего в данную главу включены результаты, относящиеся к крупномасштабным процессам в газовых дисках плоских галактик. Газовые диски, структура и наблюдаемые проявления которых связаны с аккрецией (падением вещества на гравитационный центр), рассматриваются в следующей, пятой главе. Хотя аккреция наиболее актуальна (поскольку приводит к наблюдаемым последствиям) для систем с массивным по сравнению с массой газа центральным телом, аккреционные процессы могут оказаться важными и для галактических дисков. Таким образом, деление по главам 4 и 5 (соответственно "газовые" и "аккреционные" диски) весьма условно.
Строго говоря, газовые подсистемы галактик (в отличие,
по-видимому, от аккреционных дисков) не являются однофазными
системами. Однако если бы газ в дисках галактик не группировался в
облака, то из данных наблюдений, касающихся распределения газа в
Галактике [70], следовало бы, что длина свободного пробега молекул
газа (
пк) много меньше характерной толщины
газового диска (
пк). Подобные оценки по порядку
величины справедливы и для других плоских галактик. Ясно, что в этом случае
давление газа можно было бы считать изотропным и для описания его
свойств использовать уравнения газодинамики.
В действительности большая часть газа в дисках галактик
сосредоточена в облаках низкой температуры (
К), а меньшая
представляет собой межоблачный газ с температурой 
К [316]. И
характерная дисперсия скоростей газовых облаков оказывается по
порядку величины равной тепловой скорости частиц межоблачного газа
(
км/с). При этом дисперсии скоростей облаков как поперек
плоскости диска, так и в его плоскости одинаковы, что говорит об
изотропии давления в газовых подсистемах галактик. Кроме того,
предметом исследования в настоящей главе являются коллективные
процессы, характерные временные масштабы которых порядка и больше
периода оборота диска, а характерные пространственные масштабы в
плоскости его симметрии существенно больше толщины газовой
подсистемы и, следовательно, длины свободного пробега облаков. С
этой точки зрения газовые диски галактик можно рассматривать как
столкновительные системы "макроатомов" -- облаков и в силу
упомянутой выше изотропии давления применять для их описания
газодинамические уравнения.
В разд. 4.1 мы опишем условия равновесия газового диска и выясним условия применимости модели тонкого диска для описания коллективных процессов в газовых подсистемах галактик и аккреционных дисках. Следующий раздел будет посвящен изучению динамики неосесимметричных возмущений в газовом диске, и в частности возмущений типа волн Россби. В разд. 4.3 проведено исследование гравитационной устойчивости газового диска, описаны свойства градиентно-энтропийной неустойчивости и определены обусловленные этими неустойчивостями ограничения на значения параметров газовых подсистем плоских галактик и аккреционных дисков. Диссипативные эффекты, и в частности быстрая диссипативная неустойчивость газового диска и параметры флуктуаций в нем изучаются в разд. 4.4. Затем рассматриваются свойства основных неустойчивостей, обусловленных дифференциальностью вращения газового диска; очерчен класс кривых вращения, допускающих раскачку этих неустойчивостей, и определена структура их собственных функций (приложения этой теории к проблеме происхождения спирального узора галактик будут рассмотрены в гл. 6). Наконец, в разд. 4.6 обсуждаются крупномасштабные ударные волны.
Разделы
- 4.1 Равновесные газовые диски
- 4.2 Динамика возмущений в плоскости диска
- 4.3 Неустойчивости газового гравитирующего диска
- 4.4 Диссипативные эффекты
- 4.5 Гидродинамические неустойчивости газового диска
- 4.6 Газовый диск в неосесимметричном потенциале
<< 3.6 Приливные эффекты | Оглавление | 4.1 Равновесные газовые диски >>