Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Физика Дисков

<< 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

<< 3.6 Приливные эффекты | Оглавление | 4.1 Равновесные газовые диски >>

Публикации с ключевыми словами: аккреционный диск - диск, галактический - гидродинамика - спиральная структура
Публикации со словами: аккреционный диск - диск, галактический - гидродинамика - спиральная структура
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [2]
Оценка: 2.9 [голосов: 76]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования