Помощь в написании студенческих работ
Антистрессовый сервис

Фрактальная структура межзвездной среды Галактики

Диссертация: Фрактальная структура межзвездной среды Галактики
ДиссертацияПомощь в написанииУзнать стоимостьмоей работы

Двухкомпонентная модель межзвездной среды Галактики основана на предположении о возникновении структуры МЗС путем развития неустойчивости в первоначально однородной среде. Поскольку основным поставщиком вещества в МЗС является звездный ветер красных гигантов, то перемешивание этого вещества, необходимое для образования однородной среды, требует значительного времени. В работе показано, что время… Читать ещё >

Фрактальная структура межзвездной среды Галактики (реферат, курсовая, диплом, контрольная)

Содержание

  • 1. Современные представления о строении МЗС Галактики
    • 1. 1. Межзвездные облака по данным наблюдений
    • 1. 2. Физические характеристики облаков
    • 1. 3. Существующие модели образования облаков
  • 2. Свойства объектов, обладающих фрактальной структурой
    • 2. 1. Фрактальность в математике и физике
    • 2. 2. Методы детектирования фрактальных структур в астрофизических объектах
    • 2. 3. Определение фрактальной размерности по данным наблюдений
  • 3. Фрактальность облачных структур
    • 3. 1. Общие свойства облаков
    • 3. 2. Феноменологическая модель фрактального облака
    • 3. 3. Устойчивость фрактальных облаков
  • 4. Формирование и динамика фрактальных межзвездных облаков
    • 4. 1. Механизм образования межзвездных облаков
    • 4. 2. Численное моделирование процесса образования межзвездных облаков
    • 4. 3. Универсальность механизма случайных блужданий для образования фрактальных структур

По современным представлениям, молекулярные облака межзвездной среды Галактики являются важнейшими структурами в областях звездообразования. Исследования процессов образования звезд неразрывно связаны с изучением внутреннего строения, происхождения и эволюции межзвездных облаков. Тем не менее, процесс образования молекулярных облаков до сих пор слабо изученобычно рассматриваются явления в уже существующих объектах.

По мере совершенствования методов исследования межзвездной среды (МЗС) Галактики, в частности, наблюдений в радиодиапазоне, выяснилось, что простая двухкомпонентная модель (см. например [14]) недостаточна для объяснения наблюдаемых особенностей структуры МЗС. В соответствии с этой моделью сравнительно холодные объекты с повышенной концентрацией частиц (Т «5 -т- 50 К, п «102 -т- 105 см-» 3), называемые облаками, находятся в разреженной «теплой» среде (Т и 3000 Ч- 5000 К, п «10~2 -гЮ-1 см» 3). При этом предполагается, что квазистационарность облаков поддерживается давлением «теплого» газа. В качестве причины разделения МЗС на две фазы и, соответственно, возникновения облаков, предполагалось развитие тепловой неустойчивости в первоначально однородной среде [52]. Однако в рамках этой модели оказывается непонятным происхождение гигантских молекулярных облаков (ГМО) с массой (105-ь106) ЭДТ®-. Содержащиеся в них в значительном количестве тяжелые элементы (С, 14,0) свидетельствуют о том, что ГМО состоят главным образом из газа, выброшенного звездами, поскольку только там эти элементы могут синтезироваться.

Основным источником поступления вещества в МЗС являются красные гиганты, каждый из которых за время своего существования выбрасывает в виде звездного ветра газ с массой порядка 0.1 Н- 1 9Я0. первоначально выброшенное вещество, как и звезды, рассосредоточено в объеме Галактики. Для того, чтобы этот газ оказался в области, занимаемой облаками, необходимы какие-то факторы, вызывающие его сосредоточение там. Время жизни облаков, определяемое из наблюдений, не превосходит 108 лет и, по-видимому, наблюдаемые облака сформировались из уже имевшегося фрагментированного газа преимущественно вторичного происхождения, а не являются результатом действия неустойчивости в первоначально однородной среде, однако детальное рассмотрение подобного механизма формирования облаков ранее не проводилось.

В ряде работ было установлено, что межзвездные облака всех типов обладают фрактальной структурой (см. например [49, 50, 98, 60]), что не находит объяснений в рамках существующих моделей структуризации межзвездной среды. Интересной особенностью структур различной природы, называемых «облаками» (межзвездных облаков, облаков Ьа-леса, облаков в атмосфере Земли) является то, что все эти структуры являются фракталами с приблизительно одинаковой фрактальной размерностью Б «2.35. По-видимому, механизм формирования ГМО, объясняющий формирование фрактальной структуры облаков, должен обладать определенными чертами, универсальными для механизмов образования облаков любой природы.

Цель работы.

Целью данной диссертационной работы является обоснование и разработка механизма формирования межзвездных облаков с учетом существования у них фрактальной структуры.

Научная новизна.

Фрактальность структуры межзвездной среды Галактики на большом интервале пространственных масштабов было установлено ранее, оценки минимального масштаба фрактальнос. ти проводились многими исследователями. В данной работе впервые проводится оценка максимального масштаба фрактальной структуры МЗС и показывается, что этот масштаб близок к размерам Галактики.

Впервые были рассмотрены характеристики облачных образований различной природы и установлены общие условия, которым должны удовлетворять такие структуры. Построены модели облаков, удовлетворяющих указанным условиям, и определена фрактальная размерность этих моделей.

Рассмотрен вопрос об устойчивости самогравитирующих фрактальных структур, получены более точные, чем ранее, оценки характерных времен распада подобных структур.

Предложен новый механизм формирования фрактальных межзвездных облаков из вещества, выброшенного звездами, путем агрегации газовых клампов, движение которых описывается в рамках представлений об обобщенном броуновском движении.

Предложен новый метод оценки фрактальной размерности наблюдаемых облачных структур, основанный на представлении изображения облака броуновской поверхностью.

Проведены численные оценки параметров облачных структур, получающихся посредством указанного механизмавыполнено сопоставление полученных результатов с данными наблюдений.

Показано, что аномальная диффузия, ограниченная агрегацией, является универсальным механизмом формирования облачных структур различной природы.

Научная и практическая ценность работы.

Результаты моделирования процесса формирования межзвездных молекулярных облаков на основе предложенного в работе механизма согласуются с временами существования молекулярных облаков, определяемыми из наблюдений, а также позволяют объяснить существование фрактальной структуры облаков. Полученные в работе результаты могут быть использованы при изучении процессов звездообразования в Галактике, а также для изучения химической эволюции межзвездной среды.

Апробация работы.

Основные результаты диссертации изложены в 7 опубликованных статьях. Они также докладывались на конференциях:

1. «Актуальные проблемы внегалактической астрономии» (Пу-щино, Россия, 25−29 мая 1998 г.),.

2. «Астрофизика на рубеже веков» (Пущино, Россия, 17 22 мая 1999 г.);

3. JENAM-2000 (Moscow, Russia, May 29 — June 3, 2000),.

4. «Актуальные проблемы внегалактической астрономии» (Пущино, Россия, 23−26 апреля 2001 г.), а также на семинарах АИ СПбГУ и ФТИ РАН. Краткое содержание работы.

Диссертация состоит из Введения, четырех глав, Заключения и списка цитируемой литературы, содержащего 121 наименование. Общий объем диссертации 100 страниц, в том числе 14 рисунков и.

Основные результаты диссертационной работы могут быть сформулированы следующим образом.

Двухкомпонентная модель межзвездной среды Галактики основана на предположении о возникновении структуры МЗС путем развития неустойчивости в первоначально однородной среде. Поскольку основным поставщиком вещества в МЗС является звездный ветер красных гигантов, то перемешивание этого вещества, необходимое для образования однородной среды, требует значительного времени. В работе показано, что время, необходимое для перемешивания выброшенного вещества, превышает характерное время существования гигантских молекулярных облаков, а это означает, что начальные условия, необходимые для развития неустойчивости в среде, не успевают возникнуть.

Также не согласуется с двухкомпонентной моделью наблюдаемая фрактальность облаков межзвездной среды. Полученный в работе вывод о существовании общей фрактальной структуры МЗС Галактики, а также продемонстрированное в работе совпадение фрактальных размерностей облачных структур различной природы (атмосферных облаков, облаков Ьа-леса и пр.) позволяют сделать вывод о существовании некоторого общего механизма формирования фрактальной структуры облаков, действующего, в частности, при формировании фрактальной структуры межзвездной среды.

Путем сравнения свойств облаков различной природы выявлены общие характеристики облачных структур и сформулированы основные свойства универсального механизма образования облаков. Выполнено численное и аналитическое моделирование процесса образования облаков в МЗС Галактики, показано, что получающиеся посредством действия указанного механизма облака имеют фрактальную размерность, согласующуюся с данными наблюдений и являются, как и наблюдаемые облака, броуновскими поверхностямиполучаемые характерные времена формирования облаков МЗС согласуются с данными наблюдений.

Изучен вопрос об устойчивости фрактальных облаков. Оценено время распада фрактального облака, показано, что для модели, параметры которой соответствуют гигантским молекулярным облакам, получаемые времена распада хорошо согласуются с наблюдательными данными о времени существования ГМО.

Показано, что предложенный в работе механизм формирования фрактального облака действительно является универсальным и пригоден для описания процессов формирования облаков произвольной природы, что объясняет наблюдаемое сходство облачных структур различных типов.

Предложенная в работе модель, хотя и является сравнительно полной, может значительно уточняться. Например, в диссертации практически не рассматриваются процессы образования молекул и пыли в межзвездной среде, хотя эти проблемы являются достаточно актуальными для физики МЗС. Детальное изучение внутреннего строения элементарных облаков на основе результатов, полученных в данной работе, могло бы дать дополнительную информацию для исследований по химии межзвездной среды. Более детальное моделирование процесса агрегации элементарных облаков (с использованием методов газодинамики) также позволило бы уточнить и расширить предложенную модель.

Применение результатов данной работы должно быть полезным при исследовании эволюции Галактики как единой системы, состоящей из звезд и межзвездной среды. Свойства фрактальной структуры МЗС могут оказаться в той или иной степени определяющими для процесса звездообразования в Галактикенапример, не исключено, что фрактальный спектр масс облаков связан с на.

Заключение

.

Показать весь текст

Список литературы

  1. Т.А.Агекян //в «Курс астрофизики и звездной астрономии». Под ред. A.A. Михайлова. М.: Физматгиз, 1962, С. 427.
  2. Т.А.Агекян //в «Курс астрофизики и звездной астрономии». Под ред. A.A. Михайлова. М.: Физматгиз, 1962, С. 528.
  3. Л.Н., Колесник И. Г. //в «Строение и эволюция областей звездообразования». Под ред. И. Г. Колесника. Киев: Наукова Думка, 1990, С. 103.
  4. П., Пригожий И. Термодинамическая теория структуры, устойчивости и флуктуации, М.: Мир, 1973.
  5. В. Г. Введение в физику галактик и скоплений галактик, М.: Наука, 1986.
  6. В.Г., Кириенко А. Б. // Астрон. журн., 1996, Т. 73, С. 170.
  7. В.Г. // Астрофизика, 1997, Т. 40, С. 29.
  8. В.Г. Газодинамические неустойчивости в астрофизических системах, СПб: Изд-во С.-Петербургского университета, 1999.
  9. И.В., Морозова В. В. // Астрон. журн., 1999, Т. 76, С. 883.10. де Гроот С., Мазур П. Неравновесная термодинамика, М.: Мир, 1964.
  10. М., Парфит Дж. Химия поверхностей раздела фаз, М.: Мир, 1984.
  11. И. Неравновесная термодинамика. Теория поля и вариационные принципы, М.: Мир, 1974.
  12. Я.Б., Райзер Ю. П. Физика ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений, М.: Наука, 1966.
  13. С.А., Пикельнер С. Б. Физика межзвездной среды, М.: Наука, 1979.
  14. И.Г. // Кинематика и физика небесных тел, 1987, Т. 3, С. 50.
  15. И.П., Сергеев Б. Н. Численное моделирование облаков, М.: Гидрометеоиздат, 1984.
  16. С.Б. // Астрон. журн., 1967, Т. 44, С. 915.
  17. Ю.П. // Журн. эксперим. и теор. физики, 1959, Т. 37, С. 1741.
  18. У. Гравитационная физика звездных и галактических систем, М.: Мир, 1989.
  19. Е. Фракталы, М.: Мир, 1991.
  20. Филд Дою. Б. // в «Протозвезды и планеты». Под ред. Т.Герелса. М.: Мир, 1982, С. 274.
  21. Ю.Г. Курс коллоидной химии. Поверхностные явления и дисперсные системы, М.: Химия, 1982.
  22. С. Статистические проблемы в физике и астрономии, М.: Гос. изд. ин. лит., 1947.
  23. Эванс Н.Дж. II в «Протозвезды и планеты». Под ред. Т.Герелса. М.: Мир, 1982, С. 171. de Ягер К. Звезды аибольшей светимости, М.: Мир, 1984.
  24. Ahes J. et al // 1998, Astrophys. J., V. 506, P. 292.
  25. L. // Giant Molecular Clouds Galaxy, Oxford, 1980, P. 1.
  26. L. // in «CO: 25 Years of Millimeter-wave Spectroscopy». Ed. W. B Latter et al. Dordrecht: Kluwer, 1995, P. 11.
  27. L., Williams J.P. // in «The Origin of Stars and Planetary Systems». Ed. C.J. Lada and N.D. Kylafis. Kluwer Academic Publishers, 1999, P. 3.
  28. J. // in «The Physics of Stellar Formation and Early Stellar Evolution». Ed. C.J.Lada, N.D.Kylafis. Kluwer, 1991, P. 287.
  29. C.J., Sargent A.I. // in «From Stardust to Plan-etesimals». Ed. Y.J. Pendleton, A. Tielens. San Francisco: Astr. Soc. Рас., 1997, P. 25.
  30. Cohen R.S. et al, // Astrophys. J. Lett., 1980, V. 239, P. L53.
  31. P.E., Pietronero L. // Phys. Rep., 1992, V. 213, P. 311.
  32. F. // Advanced Series in Astrophysics and Cosmology, 2000, V. 10, P. 143.
  33. Cowie L.L. I j Astrophys. J., 1980, V. 236, P. 868.
  34. Cr о visier J. j I Astron. Astrophys., 1981, V. 94, P. 162.
  35. Cromsier J., Dickey J.M., Kazes /. // Astron. Astrophys., 1985, V. 146, P. 223.
  36. P.A. /j Astron. Astrophys., 2000, V. 356, P. 191.
  37. R.M., Hartkopf W.I., Giguere P.T. // Astrophys J.1978, V. 226, P. 839.
  38. Cunningham C.R. et al // Proc. SPIE, 1994, V. 2198, P. 638.
  39. Dame T.M. et al. // Astrophys. J., 1986, V. 305. P. 982.
  40. T.M. // in «Back to the Galaxy». Ed. S.S. Holt, F. Verter New York: AIP Press, 1993, P. 267.
  41. Digel S.W. et al. // Astrophys. J., 1996, V. 458, P. 561.
  42. B.G., Lada C.J., Dickinson D.F. // Astrophys. J.1979, V. 230, P. 415.
  43. Elm.egre.en B.G. // Astrophys. J., 1982, V. 253, P. 634.
  44. B.G. // Astrophys. J., 1982, V. 253, P. 655.
  45. B.G., Falgarone E. // Astrophys. J., 1996, V. 471 P. 816.
  46. N.J. // Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1999, V. 37, P. 311
  47. E., Phillips T., Walker C.K. // Astrophys. J., 1991 V. 378, P. 186.
  48. Falgarone E., Puget J.-L., Perault M. // Astron. Astrophys. 1992, V. 257, P. 715.
  49. Few R. W., Booth R.S. // Mon. Not. RAS, 1979, V. 188, P. 181
  50. G.B. 11 Astrophys. J., 1965, V. 142, P. 531.
  51. Frail D.A. et al. // Astrophys. J., 1994, V. 436, P. 144.
  52. M.A., Langer W.D., Wilson R.W. // Astrophys. J. 1982, V. 262, P. 590.
  53. S., Yasuo F., Tetsuo H. // IAU Svmp. 87, Dordrecht, 1980, P. 187.
  54. P., Procaccia I. // Physica D, 1983, V. 9, P. 189.
  55. Heithausen A. et al. // in «Interstellar Turbulence, Proceedings of the 2nd Guillermo Наго Conference». Ed. J. Franco, A. Car-raminana. Cambridge University Press, 1998, P. 56.
  56. R., Ungerechts H., Winnewisser G. // Astron. Astro-phys., 1991, V. 249, P. 483.
  57. W., Assousa G.E. // Astrophys. J., 1977, V. 217, P. 473.
  58. Hetem A., Lepine J.R.D.Astron. Astrophys. 1 993 270 451
  59. M.H., Terebey S. // Astrophys. J., 1998, V. 502, P. 265.
  60. Ho P.T.P. et al. // Astrophys. J., 1979, V. 234, P. 912.
  61. P.В., Disney M.J. // Mon. Not. RAS, 1974, V. 168, P. 639.
  62. P., Scalo J. // Astrophys. J., 1992, V. 393, P. 172.
  63. T.R., Benford D.J., Serabyn E. // 1996, Publ. Astr. Soc. Рас., V. 108, P. 1042.
  64. Hunter S.D. et al. // 1997, Astrophys. J., V. 481, P. 205.
  65. Jaffe D.T. et al. // Astrophys. J., 1984, V. 281, P. 225. de Jager C., Nieuwenhuijzen H., van der Hucht K.A. // Astron. Astrophys. Suppl., 1988, V. 72, P. 259.
  66. Kramer C. et al. // Astron. Astrophys. Lett., 1998, V. 329, P. L33.
  67. Kramer C. et al. // Astron. Astrophys., 1998, V. 329, P. 249.
  68. Kramer C. et al. // Astron. Astrophys., 1999, V. 342, P. 257.
  69. Kutner M.L. et al. // Astrophys. J., 1977, V. 215, P. 521.
  70. J. // Astrophys. J., 1979, V. 229, P. 567.
  71. J., Valdez F. // Astrophys. J., 1983, V. 271, P. 604.
  72. L., Blitz L., Mundy L.G. // Astrophys. J., 1985, V. 295, P. 402.
  73. B.B. // Science, 1967, V. 155, P. 636.
  74. Mandelbrot B.B. Fractal Geometry of Nature, New York: Freeman, 1982.
  75. J.G., Wootten A. // Astrophys. J. SuppL, 1993, V. 89, P. 123.
  76. Menon T.K. et al. // Astrophys. J., 1958, V. 127, P. 29.
  77. Mouschovias T., Shu F., Woodward P. // Astron. Astrophys., 1974, V. 33, P. 73.
  78. Myers P.C. et al. // Astrophys. J., 1978, V. 220, P. 864.
  79. P.C. // Astrophys. J., 1983. V. 270, P. 105.
  80. P.C. // Astrophys. J. Lett, 1998, V. 496, P. L109.
  81. K.M., Kwan J. // Astrophys. J. Lett., 1990, V. 349, P. 480.
  82. S., Finley J.P., Dame P.M. // Astrophys. J., 1998, V. 509, P. 203.
  83. E.N. // Astrophys. J., 1966, V. 145, P. 811.
  84. Pendleton Y.J., Tielens A. From Stardust to Planetesimals, San Francisco: Astr. Soc. Pac., 1997.
  85. D., Combes F. // Astron. Astrophys., 1994, V. 285, P. 94.
  86. J.P. // Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1999, V. 134, P. 241.
  87. Richards A. et al. // in «Asymptotic Giant Branch Stars, IAU Symposium .№ 91». Ed. T. Le Bertre, A. Lebre, C. Waelkens. University of Manchester, 1999, P. 315.
  88. Rohrig R. et al. //in «The Physics and Chemistry of Interstellar Molecular Clouds». Ed. G. Winnewisser. Berlin: Springer, 1995, P. 45.
  89. Scalo J.M. Physical Processes in Fragmentation and Star Formation, Dordrecht: Kluwer, 1990.
  90. N.Z., Hersh K. // Astrophys. J., 1979, V. 229, P. 578.
  91. Scoville N.Z. et al. // Astrophys. J. Suppl. Ser., 1987, V. 63, P. 821.
  92. Shu F. // Astron. Astrophys., 1974, V. 33, P. 55.
  93. Slane P. et al. // Astrophys. J., 1999, V. 525, P. 357.
  94. Sodroski T.J. et al. // Astrophys. J. 1997, V. 480, P. 173.
  95. P.M., Sanders D.B. // in «Giant Molecular clouds». Ed. P.M. Solomon, M.G. Edmunds. Oxford: Pergamon, 1980, P. 41.
  96. P.M.Solomon et al. // Astrophys. J., 1987, V. 319, P. 730.
  97. Strong A.W. et al. // Astron. Astrophys., 1994, V. 292, P. 82.111. van der Tak F.F.S et al. // Astrophys. J., 1999, V. 522, P. 991.
  98. M.D. // Astrophys. J. Lett., 1996, V. 469, P. L45.
  99. Vanbeveren D., De Loore C., Van Rensbergen W. // Astron. Astrophys. Rev., 1998, V. 9, P. 63.
  100. Vogelaar M.G.R., Wakker P.P. // Astron. Astrophys., 1994, V. 291, P. 557.
  101. R.F. //in «Fundamental Algorithms in Computer Graphics». Ed. R.A. Earnshaw. Berlin: Springer-Verlag, 1985, P. 805.
  102. Wang Y. et al // Astrophys. J., 1995, V. 454, P. 217.
Заполнить форму текущей работой

Сессия? Спокойно!