ФИЗИЧЕСКОЕ СОСТОЯНИЕ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ, РЕГУЛИРУЕМОЕ СВЕРХНОВЫМИ
Мы убедились выше, что вспышки сверхновых и сильный звездный ветер резко меняют температуру, плотность, скорости, состояние ионизации окружающего газа. Существенно ли это для физики межзвездной среды в масштабе всей Галактики? Информации, необходимой для ответа на этот вопрос, уже достаточно. Действительно, мы знаем размер области, в которой газ ускоряется и нагревается ударными волнами, вызванными вспышкой или сильным истечением вещества. Знаем, сколько времени живет этот горячий плазменный пузырь, окруженный плотной расширяющейся оболочкой. Знаем, как часто вспыхивают сверхновые и какие звезды обладают сильным ветром. Остатки сверхновых живут достаточно долго для того, чтобы в близкой окрестности успела вспыхнуть другая сверхновая и молодой остаток слился со старым. На это впервые обратили внимание Кокс и Смит (1974), показав, что слияние горячих плазменных пузырей приводит к образованию горячих туннелей, занимающих существенный объем галактического диска. Неустойчивость типа Рэлея — Тейлора, возникающая в области столкновения молодого остатка со старой оболочкой, приводит к разрыву оболочки и слиянию остатков. А учет неоднородности межзвездной среды еще усиливает выводы Кокса и Смита, так как горячий газ за фронтом ударной волны быстрее распространяется в среде между плотными облаками. Идея была детально развита Мак Ки и Острайкером (1977), которые сделали радикальный вывод: сверхновые играют определяющую роль в структуре межзвездной среды, так как горячий разреженный газ - слившиеся остатки — занимает большую часть объема галактического диска. Наблюдательным стимулом, подтолкнувшим эти исследования, были измерения мягкого рентгеновского фонового излучения, показавшие широкую распространенность горячего (Ге «» 6 • 10s К) газа с плотностью пе * 0,007 см"3 (Бурстейн и др., 1976). Чтобы оценить вероятность слияния, зафиксируем объем старого остатка V a R 3 ос tЗч, где т?- показатель степени, определяющий закон расширения оболочки (см. § 8). Ожидаемое число молодых остатков с радиусом R <R(t), заключенных в этом объеме, Q®, и объемная скважность - часть объема, занятая остатками сверхновых,/осн, составляют, согласно Мак Ки и Острайкеру (1977), Q® = (\+ЗvrlSVt,focи = l-e-^. • (16.1) Здесь S — частота вспышек сверхновых, S-хз- S: 10~13 пк"3/г0д. Для предельно старого остатка, радиус и возраст которого определяются 248 соотношениями (8.7) и (8.8), можно принять т? = 0, так как в этой стадии оболочка не расширяется (для молодых объектов т? = 0,3—0,4). Полагая Я=Лмаксит?=0, находим ~029128 -0,14=;-1,30 S - щ~4Р llr ЛА"Гк /o4 ,rO4=10 Polk. (16.2) Если внешнее давление Po мало (To < 104 K,nQ< 0,3 см"3), имеем Q > 1, т.е. остатки сверхновых успевают слиться до полной диссипации в межзвездной среде. Поскольку горячая разреженная плазма при температуре 5 • 106—107 К остывает медленно, за время t ^5 • 106 лет, сливаются горячие пузыри, а новые вспышки еще прогревают слившиеся каверны, так как ударная волна быстро распространяется в разреженном газе, восстанавливая там высокую температуру. На этом основании Мак Ки и Острайкер сделали фундаментальный вывод: стандартная двухфазная модель межзвездной среды, состоящей из холодных облаков и "теплого" межоблачного газа (Те «s 5 • 103 К, ие » 0,1 см"3), несостоятельна. Кроме этих двух компонент — "холодной" и "теплой" - существует третья, "горячая", и горячий газ занимает существенный объем газового диска Галактики. Все три фазы находятся в состоянии, близком к динамическому равновесию, и переход из одного состояния в другое происходит быстро, за характерное время t ^ 107 лет. Это означает, что состояние межзвездной среды, определяющее, как мы видели в § 8, эволюцию остатков вспышек сверхновых, само регулируется всеми предшествующими вспышками. Следовательно, задачу определения равновесного состояния межзвездной среды следует решать в рамках полного кругооборота вещества и энергии в достаточно большой области галактики (в конечном счете, если учесть еще влияние спиральных волн плотности, то в галактике в целом). Этот кругооборот, пока мы рассматриваем только физическое состояние среды, должен включать следующие основные компоненты: 1. Молекулярные облака и гигантские молекулярные облака; масса первых-МР-10* Мв,вторых- 10s-106Me. 2. Диффузные облака, нейтральные или ионизованные, с массой 10—103 Mq . Диффузные облака состоят из плотного ядра (холодная компонента) и разреженной ионизованной короны (теплая компонента). 3. Теплая межоблачная среда с температурой ~ 104 К и плотностью около 0,1 см"3. (Эта компонента фактически смыкается с теплой короной облаков. Вообще говоря, можно учесть еще две промежуточные фазы: теплые облака с низкой степенью ионизации и температурой, в интервале от 102 до 104 К, и очень разреженные области НИ, ионизованные ОВ-звезда- ми, находящимися вне областей НИ, но это несущественно для обсуждаемой принципиальной схемы.) 4. Звезды, образующиеся, согласно современным представлениям, на периферии гигантских молекулярных облаков в составе ассоциаций и скоплений. 5. Сверхновые и источники сильного звездного ветра. 6. Горячий разреженный газ в кавернах, образованных сверхновыми и звездным ветром. Взаимодействие этих компонент имеет многосторонний характер и определяется следующими сбалансированными процессами. 249 I. Приток энергии ультрафиолетовой радиации звезд и сверхновых, а также кинетической энергии звездного ветра и оболочек сверхновых ионизует, греет и ускоряет межзвездный газ в облаках и межоблачной среде. Так происходит переход межзвездного газа из фазы "холодного" в фазу "теплого" и "горячего". Нагретый газ теряет энергию при высвечивании, происходит диссипация энергии при неупругом столкновении облаков. II. Сверхновые и звездный ветер сгребают газ в плотные холодные оболочки, фрагментация оболочек приводит к образованию диффузных облаков. Так осуществляется переход из горячей и теплой фаз в холодную. Одновременно происходит испарение холодных облаков, соприкасающихся с горячим газом, фрагментация и разрушение облаков ударными волнами, вызванными разлетом сверхновых. III. Слипание при столкновении хаотически движущихся диффузных облаков приводит к образованию массивных молекулярных облаков. Крупномасштабная гравитационная неустойчивость ансамбля молекулярных облаков в большой области галактического диска формирует гигантские молекулярные облака. IV. В то же время происходит непрерывное разрушение (так называемая эрозия) молекулярных комплексов под действием ионизующей радиации, звездного ветра и вспышек сверхновых. V. Гравитационная неустойчивость на периферии гигантских молекулярных облаков, вызванная действием ударных волн, связанных со сверхновыми, звездным ветром и расширением областей HII, инициирует новую волну звездообразования. VI. Осуществляется обмен веществом между диском и короной галактики, включающий "всплывание" горячих каверн или сверхзвуковое газодинамическое истечение ("галактические фонтаны"), если горячий газ не погружен в толстый слой холодного плотного газа диска. С другой стороны, происходит радиативное охлаждение и падение коронального газа в галактический диск в форме холодных облаков. VII. Происходит обмен веществом между звездами и межзвездной средой: газ молекулярных облаков коллапсирует в звезды, звезды теряют вещество в форме звездного ветра, сброса "медленных" оболочек и при вспышках сверхновых. Характерное время таких процессов, как слипание облаков, образование гигантских молекулярных комплексов, их эрозия и вспышки звездообразования, составляет не менее 107—10* лет. Обмен газом между гало и диском, между звездами и межзвездной средой происходит еще медленнее, t ^, 109 лет (Икеучи и др., 1984). Быстрее всего (за время 10б-107 лет) происходит взаимодействие ударных волн, вызванных сверхновыми, и ветром, и ионизующей радиации звезд с газом межзвездной среды, регулирующее равновесие холодного, теплого и горячего газа. Поэтому в области, не включающей гигантские молекулярные облака и богатые очаги звездообразования, в интервале времени не более 10* лет, равновесное состояние диффузных облаков и межоблачной среды определяется лишь сверхновыми, ветром и ионизующей радиацией, а наиболее эффективными процессами являются сгребание газа в оболочки, превращение холодных оболочек на поздних стадиях в хаотически движущиеся диффузные облака, нагревание газа ударными волнами и остывание из-за 250 радиационных потерь, ионизация и рекомбинация облаков и межоблачной среды, испарение холодных облаков, погруженных в горячей газ. Равновесное состояние среды, определяемое этими факторами, впервые исследовано аналитически Мак Ки и Острайкером (1977). Численно для более широкого диапазона параметров межзвездного газа задача решена Хабе и др. (1981) и Икеучи и др. (1984); особое внимание эти авторы уделили процессу перехода в равновесное состояние. Чтобы получить количественные оценки параметров горячей, холодной и теплой среды, Мак Ки и Острайкер формально прослеживают эволюцию остатка сверхновой в терминах "Q®", а именно, пользуясь (16.1) и соответствующими соотношениями § 8, находят связь между Q и интересующими нас параметрами остатков. Приняв затем Q = 1, что соответствует слиянию, можно определить состояние газа внутри слившихся остатков. Так, задавая в общем виде изменение радиуса оболочки в виде (8.11), имеем из (16.1) Ю-"."/вч*/5 /Е5Л315 .... Q=——— (-) 5.13( — ) til'5. (16.3) 1+3»? \v/ \Пг ) Для примера приведем соотношения, характеризующие момент радиа- тивного охлаждения: Лохл = 102'21^4a0'19/3°W—V' * 180 пк, 5 Гох„ = i05-47£>?'130a-°>4^+0'30f — )'°'1S * 4,4 • Ю5 К, (16.4) \S-13 / Qoxji ~ Ю £si a' p Л-1з2/ ~ 0,5. Здесь сохранены обозначения §8; /3 — коэффициент, учитывающий усиление радиативного охлаждения из-за вариаций температуры и плотности внутри оболочки: L = 0/j*A(7Y)V, /3 = 2,3 для адиабатического решения и /J = 10 с учетом теплопроводности и испарения облаков. Числовые значения даны для стандартной модели, £"Si = 1, и0 = 0,01 см"3, 2 «48. Средние параметры горячей компоненты Мак Ки и Острайкер находят, учитывая вклад остатков на разных стадиях эволюции, т.е. интегрируя по их общему объему </> =ff(Q)dQ: <лг> =4,6 10"3 см"3, £ = о = 7,9 • 103 см"3 К, < Тт > = 4,6 • 105 К или, интегрируя в интервале 0,25 < < Q < 0,75, что характеризует некоторые "типичные" значения: лг(тип) = = 3,5 • 103 см"3, ?г (тип) = 3,6 ■ 103 см"3 • К, Тг (тип) = 4,5 • 10s К. Теперь, зная характеристики горячего газа, можно найти параметры холодных облаков и теплой короны, считая, что три компоненты газа находятся при равных давлениях, и задавая спектр распределения облаков по размеру. Мак Ки и Острайкер принимают iV(a) ос а"4, где а - радиус облака, но их выводы слабо зависят от принятого спектра. Маломассивные облака скорее всего лишены ядер и ионизованы во всем объеме. Они быстро испаряются паже в относительно холодную среду между последо- 251 вательными прохождениями ударных волн и легко сгребаются при столкновении с расширяющейся оболочкой сверхновой. Поэтому облака без ядер можно не учитывать в общем балансе межзвездной среды и минимальный размер в спектре облаков а0 мин определять условием наличия у. них ядра. Ограничение размера облаков сверху, аОмакс, связано с их гравитационной неустойчивостью. В такой идеализированной схеме доли объема, занятые холодным (/х) и теплым (/т) газом, равны соответственно : /х = 47ГДкрЛГобЯ \"х/ «О мин 4 (16-5) /т = ~ Я^рЛ^об, а характерные межоблачные расстояния X"1 = fN(ao)na2 da : Хх = \2,2КпМо6аЦ-\ I \«х/ J (16.6) Здесь акр - критический радиус короны, определяемый условием наличия плотного ядра, пх и ит - плотность холодного ядра и теплой короны, К — отношение масс ядра и короны в самых маломассивных облаках, jVo6 - число облаков в единице объема (пк ~3 ). Среднюю плотность и условие равенства давлений запишем в виде i~ (16.7J и 71 ~ П 4. У \и Т*-^О 1 fW P "х ' х \^ -^т/"т *т ^ ' 1" ' 4 > где Хт = пе/пт — степень ионизации короны. При этом условии соотношение между минимальным размером облака а0 мин и критическим радиусом акр имеет вид Г КТ V3 I Л. Л х I До мин = ,. . „ ч^, якр- (16.8) Максимальный размер гравитационно устойчивых облаков в отсутствие магнитного поля определен Спитцером (1969): До макс "* * 2,3(Гх/80 К)Р^12 пк. При наличии магнитного поля Н « 3 • 106 Э: До макс * П.5 ^0~4S/6 * 10 пк (Мак Ки, Острайкер, 1977). Из (16.5) и (16.7) следует П - (1 + Xj)TT4 Значения Хт и акр определяются из условия ионизационного баланса: 4 «рек И? — 252 где ан — эффективное сечение ионизации и арек - коэффициент рекомбинации водорода, еУф - число ионизующих квантов в см'3 • с"1. Соотношения (16.7)-(16.10) даюта0 мин, акр, Хт и Qoxn при заданных К, Тх, Тт, а0 макс, й и еуф и при "типичном" значении давления горячего газа слившихся сверхновых. Из наблюдений диффузных галактических облаков следует Тх « 80 К, Тт =«8000 К и я * 1 см'3 (Спитцер, 1981). Поскольку облака без ядер быстро разрушаются, можно принять К = 2. Ионизующая радиация сверхновых в диапазоне энергий 13,6—40 эВ состав- ляетоколо 30% начальной энергии Ео (Шевалье, 1974, см. также § 8); в среднем по галактическому диску это дает еуф = 1,2 • 10"IS фотонов-см3-с"1. Фоновая ионизующая радиация В-звезд соответствует ~0,7-10~15 фотонов • см"3 • с"1, О-звезды вне областей НИ поставляют в среднем 2 ■ 10"15 фотонов см'3 с'1 (Мецгер, 1978). Приняв суммарный приток ионизующего излучения еуф = (2—3)10"ls фотонов • см"3 • с"1 с возможной ошибкой в два-три раза и приведенные выше температуру и среднюю плотность облаков, Мак Ки и Острайкер нашли параметры облаков, суммированные в табл. 27. Возможно, фоновое рентгеновское излучение сверхновых в диапазоне 40-120 эВ (около 10~16 S_l3E51 фотонов • см"3 • с"1 по оценке Шевалье, 1974) проходит сквозь теплую ионизованную корону и образует вокруг ядра промежуточный теплый слабоионизованный слой с характерной плотностью я * 0,16 см"3, степенью ионизации х «0,15 и температурой в пределах 102—104 К, занимающий долю объема/ « 0,1-0,15, но эти оценки очень неопределенны. Для полноты картины следует еще упомянуть разреженные области НИ, ионизуемые О-звездами вне плотных облаков.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «ФИЗИЧЕСКОЕ СОСТОЯНИЕ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ, РЕГУЛИРУЕМОЕ СВЕРХНОВЫМИ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
