Крупномасштабная динамика межзвездного газа в спиральных галактиках

Настоящая диссертация посвящена исследованию крупномасштабного течения межзвездного газа в спиральных галактиках. Важность этой проблемы для физики спиральных галактик заключается в следующем. С одной стороны, для интерпретации многочисленных наблюдательных данных, например, радиоастрономических, необходимо знание крупномасштабной кинематики иктуры газа. С другой, данная задача имеет большое значение для понимания различных аспектов самой спиральнойктуры галактик. В спиральных рукавах концентрируются наиболее молодые и активные объекты. Здесь имеют место такие фундаментальные процессы, как рождение ярких звезд, вспышки сверхновых и т. д. Взаимодействие газа со спиральными рукавами должно, несомненно, влиять и на физику межзвездной среды. Всем этим и обусловливается большой интерес, который представляет для астрофизических приложений данная проблема.

Исследования, выполненные в предлагаемой работе, проводились в рамках волновой теории спиральной структуры [ I], в основе которой лежит идея о том, что спиральные рукава в галактиках являются твердотельно вращающимися волнами плотности. Отметим, что существуют и другие, альтернативные теории, например, такие, как магнитная [2−4], взрыва [б], аккреционная [6,7], солитонная [8-Ю] и некоторые другие. В силу того, что в диссертации не ставится цель изучения вопросов, связанных с происхождением и поддержанием спирального узора, мы не будем давать сравнительный анализ существующих теорий спиральной структуры. Ограничимся лишь замечанием, что, на наш взгляд, крупномасштабная картина спиральных рукавов в настоящее время наиболее адекватно описывается в теории волн плотности.

Итак, согласно гипотезе, выдвинутой Линдбладом [il] и развитой Лином и др. [ij, спиральная структура галактик связана со спиральной волной плотности (СВП), распространяющейся по звездному диску. Эта волна плотности своим гравитационным полем возмущает движение газа, отклоняя его от кругового. Впервые задача о движении межзвездного газа в гравитационном поле СВП рассматривалась в 1966 г. Фуджимото [l2]. Однако значительный прогресс в этой области наметился после опубликования в 1969 г. статьи Ро-бертса [13]. Им было показано, что при течении межзвездного газа в спиральных рукавах в газе могут формироваться мощные ударные волны. Масштаб этих ударных волн сравним с радиусом галактического диска. Поэтому они впоследствии были названы галактическими ударными волнами (ГУВ). Для амплитуды гравитационной силы СВП и скорости вращения спирального узора, характерных для нашей Галактики, интенсивность ГУВ по плотности может достигать значения ^ 10 [13−15].

Развитие представлений о ГУВ сыграло важную роль в понимании процессов, происходящих в галактиках. В [l3] была высказана идея о том, что ГУВ служит «триггерным» механизмом звездообразования. Под этим понимается следующее: достаточно массивное облако, попадая во фронт ГУВ, испытывает резкое поджатие, вследствие чего оно может начать коллапсировать, приводя к рождению звезд. Следовательно, ГУВ должна влиять на глобальные свойства галактического диска.

Хорошо известно, и на это обращалось внимание в целом ряде работ, что спиральные рукава в других галактиках наиболее отчетливо прослеживаются по областям ионизованного водорода. Возраст наиболее ярких из них лет [1б], т. е. примерно на два порядка меньше галактического года. По галактическим меркам это очень молодые образования. Следовательно, возникает вопрос: какой механизм управляет рождением звезд в масштабах галактического диска, «поджигая» звездообразование практически одновременно на всем радиусе галактики, причем именно вдоль спиральных рукавов?

В последнее время (начиная с 1978 г.) в работах [l7−20] получила развитие теория так называемого стохастического самораспространяющегося звездообразования, в которой в качестве такого механизма предлагается цепная реакция звездообразования. Под этим термином понимается следующее: ударные волны от вновь рождаемых массивных звезд вызывают рождение других массивных звезд и т. д. Однако, в численных расчетах, проведенных авторами этой теории, не удается получить правильной, двухрукавной крупномасштабной структуры (и этот факт признается ими в [l7]), а наблюдаются многорукавные, клочковатые конфигурации. Кроме того, как указывается в работе [2l], в теории стохастического звездообразования, базирующейся в основном на численном моделировании, остаются невыясненными многие вопросы, связанные с образованием спиральной структуры и зависимостью последней от физических параметров. В показано, что в такой модели спирали будут распространяться как в направлении вращения галактического диска, так и против него, что приводит к их взаимодействию и разрушению. На наш взгляд, в спиральных галактиках действие механизма стохастического звездообразования может служить объяснением лишь неправильных, локальных структур, сопутствующих глобальному спирал ьнои/цг узору, но не самой крупномасштабной картины спиральных рукавов (см. также [22]).

В то же время, как уже говорилось выше, при исследовании течения газа в рамках волновой теории спиральной структуры галактик, было обнаружено явление ГУВ. ГУВ, имеющая геометрию рукава, размеры, сравнимые с диском галактики, и во фронте которой реализуются условия, благоприятные для звездообразования, и может быть ответственна за существование крупномасштабной картины спиральных рукавов, наблюдаемой по ярким молодым звездам и областям НИ. Наличие узкой области сильного сжатия газа в ГУВ позволяет понять положение и структуру пылевых полос в спиральных ветвях [23,24]. Она же ответственна за усиление синхротронного излучения [25,2б]. Даже такой небольшой перечень явлений, связанных в ГУВ, объясняет неопадающий интерес к физике этого явления.

Свойства течения газа в сильной степени зависят от параметров СВП (ее геометрии, скорости вращения узора, амплитуды гравитационной силы) и характеристик межзвездной среды. В наиболее известных расчетах ГУВ (см., например, [I3-I5]) делаются два существенных предположения: I) движение газа является изотермическим- 2) гравитация газа мала, поэтому его движение полностью определяется внешним гравитационным полем — полем звездной волны плотности. Оба предположения представлялись вполне разумными и справедливыми на первых этапах развития теории ГУВ. Однако сейчас и первое, и второе требуют более тщательного рассмотрения.

Роберте [13], Шу и др. [l4] рассматривали как сплошную среду по существу систему диффузных облаков нейтрального водорода, предполагая, что «температура» среды от плотности не зависит. «Температура» определяет скорость звука, которая отождествляется с дисперсией скоростей облаков и считается известной константой порядка 5−10 км/с. Но структура межзвездной среды, ее динамические и тепловые свойства значительно сложнее. Здесь большую роль играют процессы нагрева и охлаждения. Газ разбит, по крайней мере, на две фазы — холодную плотную облачную фазу и горячую разреженную межоблачную. Стационарное нелинейное движение двухфазной среды в поле спиральной волны рассчитывалось в [27]. В этой работе принято, что облака уже существуют (задается масса облаков, фактор объемного заполнения), и рассмотрено, как изменяются параметры течения отдельно облачной и межоблачной среды. При этом по-прежнему предполагается, что движение системы облаков описывается уравнениями газодинамики с изотермическим уравнением состояния. Очень важным для приложения к проблеме звездообразования явилось исследование в этой работе гравитационного коллапса облака, испытавшего сжатие в ГУВ (впрочем, как показали двумерные расчеты [28], картина здесь гораздо сложнее). Необходимо, однако, отметить, что в силу стационарности задачи вопрос об образовании облаков, естественно, не мог быть здесь рассмотрен, хотя уже существовали ясные физические соображения о том, что при движении газа через ударную волну может происходить фазовый переход, и течение, в принципе, может быть существенно нестационарным. Еще на У1 симпозиуме по космической газодинамике Пикель-нер и Гринберг высказали идею, что сами облака могут рождаться на фронте ГУВ вследствие тепловой неустойчивости (см. доклад Филда и дискуссию после него [29]). Поэтов для того, чтобы проследить временную эволюцию межзвездного газа при его течении в поле СВП с учетом тепловых процессов, необходимо решать нестационарную задачу.

Однако первый же прямой расчет течения газа с учетом теплового баланса, выполненный в 1974 г. Бейкером и Баркером [30], дал неожиданный результат: оказалось, что, во-первых, в этом случае ударная волна не формируется, и возникает совершенно новый тип течения («аккреционный фронт») — во-вторых, фазовый переход, сопровождающийся образованием холодных и плотных облаков, не происходит. В этом расчете рассматривалось одномерное прямолинейное течение газа через потенциальную яму. Следующая работа на эту тему была выполнена в I960 г. Таббсом [з£]" который решал аналогичную задачу, но для спирального потенциала. Его результат оказался диаметрально противоположным: ударная волна возникает, и возникает вторичное облако холодной фазы, появляющееся при фазовом переходе в галактической ударной волне. В итоге вопрос оказался открытым: как же все-таки влияет тепловой баланс на течение и структуру газа?

Чтобы ответить на этот вопрос, в настоящей работе решалась задача о течении газа в поле СВП для серии различных начальных условий. Оказалось, что в зависимости от начальных условий и расстояния от центра Галактики возможны разнообразные, качественно отличающиеся друг от друга варианты развития течения и структуры газа, среди них течение с фазовым переходом, сопровождающимся образованием холодных плотных конденсаций, а также совершенно новый тип волнового движения газа — аккреционная волна. Амплитуда этой волны по плотности составляет два и более порядка. Значение такого типа течения для физики межзвездной среды заключается в том, что это есть механизм мощного увеличения плотности газа в рукавах с одновременным сильным понижением температуры, что как раз и необходимо для начала процесса звездообразования.

Обратимся теперь к вопросу об учете самогравитации газа. Если принять в качестве поверхностной плотности газа плотность нейтрального водорода, значение которой более, чем на порядок меньше плотности «эффективной» звездной подсистемы, определяющей динамику СВП [J32−35], и считать при этом течение газа изотермическим, то, как будет показано в настоящей работе, влияние собственной гравитации мало по сравнению с влиянием поля СВП. Эти результаты убедительно подтверждают справедливость проводимых ранее расчетов изотермических ГУВ без самогравитации газа (такой же вывод сделан в [31,36]).

Картина может стать иной, если плотность газа взять равной плотности молекулярного водорода, количество которого согласно выводам работ [32,37,38] в Галактике может быть значительным, и по-прежнему считать течение газа изотермическим. Действительно, в этом случае собственная гравитация будет велика (см. § 4). Однако, здесь необходимо учесть следующие обстоятельства. Во-первых, согласно исследованию Блитца и Шу [39] на самом деле плотность молекулярного водорода не превышает плотности атомарного водорода, и этот результат согласуется с результатами других авторов и по нашей Галактике (см., например, [40,41]), и по внешним галактикам [42,43]. Во-вторых, система молекулярных облаков является бесстолкновительной, поэтоцу ее динамика описывается не изотермическими уравнениями движения, а адиабатическими с показателем адиабаты Т= 2 [44]. В этом случае возь^ущения плотности газа при его течении в СВП оказываются на порядок меньшими, чем в изотермическом. Следовательно, и здесь роль собственной гравитации газа мала. Более того, бесстолкновительную систему молекулярных облаков следует включать в те же самые. уравнения, что и звездную компоненту.

Как уже говорилось выше, с учетом тепловых процессов течение газа в СВП сопровождается появлением очень плотных и холодных образований газа. В настоящей работе показано, что в случае аккреционной волны влияние собственного гравитационного поля на эволюцию газа может быть велико. Под действием самогравитации конденсации, возникающие при течении межзвездного газа в СВП, схлопываются. Этот коллапс, очевидно, должен приводить к рождению новых звезд. Не исключено, что в отдельных случаях будет существенным обратное влияние мощных уплотнений газа на звездную спиральную волну.

В большинстве работ, связанных с расчетами ГУВ, не учитывалось галактическое магнитное поле (исключение составляют, пожалуй, работы [45,4б], где показано, что его учет несколько уменьшает интенсивность ГУВ). В настоящей работе магнитное поле также не включалось в рассмотрение. Сделано это было не потому, что связанные с ним эффекты считались несущественными, а только с тем, чтобы упростить решение поставленных задач, которое и без того оказывается достаточно сложным. В дальнейшем одним из возможных направлений развития исследований, проведенных в диссертации, является учет магнитного поля.

Ранее было уже отмечено, что задача о крупномасштабном течении газа в спиральных галактиках имеет большое значение также с точки зрения интерпретации наблюдательных данных и определения параметров самой СВП. Важным здесь представляется исследование структуры и движения нейтрального водорода и молодых звезд (т.е. объектов с малой дисперсией скоростей), что позволяет понять распределение гравитационных полей и, следовательно, масс в Галактике .

В ряде работ (см., например, [^47−54]) дана интерпретация наблюдений радиоизлучения HI в линии 21 см в нашей и других галактиках (в частности, М 81) с помощью теории волн плотности. Авторами [47−49] сделан вывод о хорошем согласии теории Лина и др. [I] с радионаблюдениями HI. Однако, на наш взгляд, этот вывод недостаточно обоснован, так как в этих работах использованные. для расчетов модели не являлись самосогласованными с точки зрения волновой теории спиральной структуры галактик.

В диссертации в отличие от работ [47−54] расчеты течения межзвездного газа в СВП и для нашей Галактики, и для М 81 выполнялись согласно теории спиральной структуры, предложенной Марочником и др. [34]. В целом, из результатов расчетов следует вывод, что модель спиральной структуры галактик Марочника и др. [34] согласуется с данными по HI.

Из наблюдений хорошо известна следующая проблема. Количество ионизованного водорода и других индикаторов спиральной структуры' в Галактике падает с расстоянием от центра, так что при кпк их практически нет. В то же время HI тянется почти с постоянной плотностью гораздо дальше, приблизительно до 14−15 кпк (см., например, [33,55], аналогичная ситуация имеет место и в М 81 [56,57]). Возникает вопрос, чем вызвана такая особенность в распределении этих объектов? Как следует из проведенных нами расчетов, в модели спиральной структуры [34] изменение с расстоянием степени сжатия газа в ГУВ коррелируется с распределением по радиусу зон НЕ и других индикаторов спиральной структуры. Поэтому в настоящей работе выдвигается гипотеза о пропорциональности количества молодых объектов (при прочих равных условиях) интенсивности ГУВ. Эта гипотеза основывается на идее о том, что сжатие газа в ГУВ инициирует звездообразование (см. также [l3, 58]).

Для определения параметров спиральной структуры Галактики необходимо привлекать всю совокупность наблюдательных данных, полученных по различных объектам. Возможно, что наиболее прямым путем нахождения параметров является анализ кинематики молодых звезд [2б]. Эта задача решалась рядом авторов (см., например,.

35, 59−63]). В работах [35,6l] для расчета поля скоростей звезд с учетом возмущения от спиральных рукавов использовалось линейное приближение. Представляется интересным выяснить на том же самом наблюдательном материале, к каким изменениям параметров спиральной структуры приведет учет нелинейного характера возмущенного движения звезд. Поскольку решение уравнений нелинейной кинетики затруднительно, естественно воспользоваться газодинамической моделью движения. В самом деле, звезды, вошедшие в выборки, молодые, поэтому есть основание полагать, что они в значительное мере «наследуют» кинематику газа, из которого родились (такое же предположение использовано в [б4], см. также [50]). Результаты оказались в качественном и количественном согласии с полученными при линейном описании [6l]. И они близки к параметрам СВП, предсказанным в работе Марочника и др. [34].

Суммируя вышесказанное, можно заключить, что в настоящей работе в рамках теории спиральной структуры, развитой в [l, 34], на основе эффективных численных методов газодинамики изучается крупномасштабное движение газа в спиральных галактиках. В результате исследования радиоизлучения нейтрального водорода в линии 21 см, кинематики молодых звезд, распределения по галоктоцентри-ческому радиусу молодых объектов оценены параметры спиральной структуры нашей Галактики и М 81. Для данных параметров в нашей Галактике рассчитывается течение газа в спиральной волне плотности с учетом его самогравитации и тепловых свойств и проводится анализ возникающих при этом разнообразных типов эволюции межзвездной среды.

В диссертационной работе:

— разработан разностный метод, который позволяет находить численные решения задач газодинамики о движении межзвездного газа в спиральных рукавах, отличающихся как начальными условиями, так и типами рассматриваемых течений (изотермическое, адиабатическое, течение с учетом тепловых процессов, течение с включением собственной гравитации газа);

— в рамках модели спиральной структуры [34 ] показано, что в случае изотермической ГУВ, распространяющейся по газовому диску с небольшой величиной поверхностной плотности, влияние собственной гравитации газа мало;

— исследованы динамические свойства ансамбля молекулярных облаков в Галактике и найдено, что даже в случае экстремально больших оценок их количества (см., например, [32, 37,38]) они представляют собой бесстолкновительную, неувлекаекую сплошной средой систему;

— из расчетов следует, что в этой системе, движение которой в гидродинамическом приближении является адиабатическим с показателем адиабаты Т= 2, формируется слабое возмущение плотности с пренебрежимо малой собственной гравитацией;

— по пяти выборкам, включающим долгопериодические цефеиды и сверхгиганты спектральных классов В, А, р-С, М, (всего около 500 объектов) с помощью нелинейного описания возмущенного под действием спиральных рукавов движения молодых звезд находятся параметры СВП в нашей Галактике, которые оказываются близкими к найденным ранее в рамках линейного приближения [61];

— для этих параметров строятся теоретические контуры радиоизлучения в нашей Галактике нейтрального водорода в 21 см, которые согласуются с наблюдательными;

— следуя модели Марочника и др. [34], рассчитывается геометрия рукавов и параметры СВП для галактики М 81;

— обнаружена корреляция между распределением по радиусу галактик молодых объектов (зон НЕ, Уизлучения и др.) и изменением по радиусу степени сжатия газа в ГУВ, что позволяет выдвинуть гипотезу о зависимости количества молодых объектов от интенсивности ударной волны;

— как показали расчеты, при учете тепловых процессов в межзвездной среде возможны такие движения газа, как ударная волна с фазовым переходом, трехфазное течение и аккреционная волна, характерной особенностью которых является формирование очень плотных и холодных конденсаций газа;

— найдено, что самогравитация газа существенно влияет на развитие течения в случае аккреционной волны.

Все перечисленные выше результаты обосновываются и выносятся на защиту.

Работа состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы.

В главе I излагается постановка задачи о течении межзвездного газа в гравитационном поле спиральных рукавов и демонстрируется численный метод ее решения. В § I этой главы исходные нестационарные двумерные газодинамические уравнения, описывающие движение газа в плоскости галактического диска, приводятся в предположении тугой закрутки рукавов к более простому асимптотическому виду. Здесь же записывается также в приближении малости угла закрутки спиралей уравнение Пуассона, которое используется для нахождения собственного гравитационного потенциала в расчетах с учетом самогравитации газа. Далее для моделей спиральной структуры Лина и др. р] и Марочника и др. [34] обсуждается задание параметров, присутствующих в задаче. В § 2 описывается численный метод счета полученных в § I нелинейных нестационарных газодинамических уравнений.

В главе 2 рассчитываются в рамках модели [j34] изотермическое и адиабатическое течения и анализируется влияние собственной гравитации межзвездного газа. В § 3 приводятся результаты исследования изотермического течения газа для параметров модели [34j. Здесь же описывается метод решения уравнения Пуассона, применяемый для нахождения собственного гравитационного потенциала газа, если его вариации плотности не слишком велики, и рассчитывается изотермическая ГУВ, распространяющаяся по нейтрально^ водороду, поверхностная плотность которого мала по сравнению со звездной. В § 4 на основе современных наблюдательных данных исследуется система молекулярных облаков и делаются определенные выводы о ее динамических свойствах.

В главе 3 исследуется течение межзвездного газа с учетом его тепловых свойств и самогравитации. В § 5 дается краткая характеристика тепловых процессов, происходящих в межзвездной среде и описывается роль ГУВ в звездообразовании в спиральных галактиках. В §§ 6,7 решается ряд задач (самогравитация газа в этих параграфах не рассматривается), отличающихся начальными условиями и галактоцентрическими расстояниями, демонстрируются и обсуждаются полученные результаты, делаются сравнения с результатами других авторов. В § 8 получен метод решения уравнения Пуассона, который может быть использован для нахождения собственного гравитационного потенциала газа при произвольном профиле его плотности, и изучается комбинированное действие самогравитации и процессов охлаждения и нагрева на развитие движения и структуры газа при его взаимодействии со спиральными рукавами.

В главе 4 в рамках волновой теории спиральной структуры интерпретируются различные наблюдательные данные в нашей Галактике и в М 81 с целью оценок параметров СВП. В § 9 строятся теоретические профили радиоизлучения нейтрального водорода и делается их сравнение с наблюдательными. В § 10 согласно модели [34] рассчитывается геометрия рукавов в М 81 и найдены параметры волны плотности. В § II проводится интерпретация поведения по галакто-центрическому радиусу наблюдательных распределений в нашей Галактике и в М 81 количества молодых объектов (зон НЦ, Y-излучения и т. д.). Содержание § 12 составляет решение задачи об определении параметров спиральной структуры Галактики из анализа кинематики молодых звезд. При этом предполагается, что возмущенное полем СВП движение звезд имеет нелинейный характер.

Автор выражает благодарность своему научному консультанту Мищурову Ю. Н. за постоянное внимание и помощь в работе.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.

Главной целью настоящей работы явилось исследование крупномасштабного движения газа в спиральных галактиках. Основные результаты диссертации получены в процессе изучения таких аспектов этой проблемы, как а) интерпретация с позиций волновой теории различных наблюдательных данных по нашей Галактике и М 81 и оценка для этих галактик параметров спиральной структурыб) анализ влияния самогравитации и тепловых процессов на кинематику и структуру газа при его течении в поле спиральных рукавов.

В рамках сформулированной проблемы в предлагаемой работе был рассмотрен ряд газодинамических задач. Решение этих задач оказалось возможным благодаря применению разработанной в диссертации полностью консервативной разностной схемы, основанной на использовании быстродействующей ЭВМ. В многочисленных расчетах, проведенных с помощью данного численного метода, он зарекомендовал себя как универсальное и эффективное средство исследования эволюции газа в спиральных галактиках.

Анализ результатов, полученных в диссертации, позволяет сделать следующие выводы:

I. Параметры СВП в нашей Галактике, полученные по пяти выборкам, включающим долгопериодические цефеиды и сверхгиганты спектральных классов В, A, F — G, М (всего около 500 объектов), с помощью нелинейного описания возмущенного гравитационным полем спиральных рукавов движения молодых звезд, оказываются близкими к найденным ранее в рамках линейного описания [6l] и совпадают с принимаемыми в модели спиральной структуры [34~].

2. Теоретические контуры радиоизлучения нейтрального водорода в линии 21 см, построенные для параметров модели спиральной структуры [34], согласуются с наблюдательными.

3. Геометрия рукавов и параметры СВП, рассчитанные в рамках модели Марочника и др. [34] для галактики М 81, удовлетворяют наблюдательным данным по кинематике и структуре нейтрального водорода в этой галактике.

4. Существует корреляция между распределением по галакто-центрическому радиусу молодых объектов (зон НЯ, Уизлучения и т. д.) и изменением по радиусу степени сжатия газа в ГУВ.

5. Для нейтрального водорода, плотность которого невелика по сравнению со звездной, учет его собственной гравитации практические не влияет на расчет изотермического течения газа, в частности, на параметры галактической ударной волны, откуда следует, что расчеты ГУВ без учета собственной гравитации вполне оправданы.

6. Эффекты собственной гравитации могли бы быть существенными и для течения газа, и для спиральной волны в целом, если бы такой компонент межзвездной среды, как молекулярный водород имел большую плотность [32,37,38] и представлял собой при этом сплошную среду с изотермическим уравнением состояния.

7. Однако, в случае экстремально больших оценок плотности Нг> динамически роль Н^ определяется тем обстоятельством, что молекулярный водород образует бесстолкновительную, неувлекае-мую сплошной средой систему газовых облаков. Она должна рассматриваться в рамках тех же уравнений, что и звездная компонента. В гидродинамическом приближении движение этой системы является адиабатическим с показателем адиабаты У = 2. При этом, как следует из расчетов, даже на расстоянии R = 5 кпк формируется не мощная ударная волна, как в сплошной изотермической среде, а лишь слабое возмущение плотности с пренебрежимо малой собственной гравитацией.

8. Учет процессов нагрева и охлаждения в межзвездной среде, с которыми в равновесном состоянии связана возможность двухфазного состояния газа, оказывает существенное влияние на эволюцию газа в спиральной волне. Если не рассматривать этих процессов, то возможны два типа течения: непрерывное и галактическая ударная волна. При включении тепловых процессов в дополнение к этим известным типам течения реализуются следующие: а) Галактическая ударная волна с фазовым переходом-образованием плотных холодных облаков, такой же переход может быть и при непрерывном течении в области сжатия газа. Эта ситуация реализуется при низкой начальной плотности газа, соответствующей горячей фазе на кривой равновесия. Расчет этого варианта позволяет увидеть не только фазовый переход, но и действие триггерного механизма звездообразования в ударной волне. б) Трехфазное течение — то есть течение с образованием горячих каверн и плотных холодных облаков, которые сосуществуют с начальной умеренно холодной плотной фазой. Этот вариант реализуется при большой начальной плотности, соответствующей холодной фазе кривой равновесия. Фазовый переход развивается не в области сжатия газа, а в области разрежения, то есть в межрукавном пространстве. в) Аккреционная волна — новый тип нелинейной волны с амплитудой на полтора порядка большей, чем у галактической ударной волны в тех же условиях, но без процессов нагрева и охлаждения. Течение с аккреционной волной не сопровождается образованием облаков. Реализуется оно также при большой начальной плотности, соответствующей холодной фазе.

9. Включение собственной гравитации газа в случае аккреционной волны ведет к чрезвычайно интенсивному уплотнению и охлаждению газа в области пика волны.