Модель образования молекулярных облаков в нашей галактике. Роль темного гало

Свойства гигантских молекулярных облаков

Данные наблюдений о гигантских молекулярных облаках (ГМО) нашей Галактики демонстрируют различие свойств ГМО в спиральных рукавах Ориона, Персея, Киля и Внешнего (см. рис. 1). Наблюдения за газопылевыми комплексами (ГПК) показывают [7], что эти объекты концентрируются к спиральным рукавам Галактики, при этом свойства комплексов существенно зависят от местоположения в Галактике [5; 9; 10].

Для компьютерного моделирования газовой компоненты Галактики была реализована нелинейная конечно-объемная численная схема TVD MUSCL в декартовой системе координат [14]. TVD-метод достаточно эффективен для описания системы взаимодействующих ударных волн [3]. Алгоритм был обобщен для описания переноса двух химически-взаимодействующих газовых компонент H1 и H2. Уравнение Пуассона для самогравитации в газе решалось с использованием метода TreeCode. Для детального описания процесса формирования шпуров в окрестности спиральных рукавов Галактики и структур типа ГМО численные эксперименты проводились с высоким пространственным разрешением до 3 пк. Численный алгоритм был адаптирован для расчетов на ЭВМ с массивно-параллельной архитектурой (стандарты OpenMP и MPI). Выбор параметров осесимметричных подсистем (диска, балджа, гало) обеспечивает радиальный профиль наблюдаемой кривой вращения Галактики (см. рис. 2) [11]. В трехмерной модели толщина звездного диска обеспечивает вертикальную устойчивость звездной системы [12]. Вопросы моделирования столкновения мелкомасштабных облаков рассматриваются в [1].

Galactic Longitude

Рис. 1. Оптическое изображение части Галактики ( сверху ). Наблюдаемое распределение газа в Галактике в радиодиапазоне, включающее разброс по скоростям ± 10 км/с ( внизу ) [5]

Рис. 2. Декомпозиция кривой вращения в численной модели

Включение в химико-динамическую модель потенциала бара и спиральных рукавов звездного диска позволяет воспроизводить основные морфологические особенности распределения поверхностной плотности газа в Галактике. Модель охлаждения отвечает стандартному химическому составу в окрестности Солнца [8].

Численные эксперименты указывают на слабую зависимость функции нагрева от температуры, и в наших моделях она принята постоянной 1,6 х 10^-25 эрг/c [18]. В расчетах использовались модели охлаждения межзвездной среды для фиксированного химического состава [18]. Кривые охлаждения включают эффекты охлаждения на различных элементах [17]. В расчетах принимались значения металличности Z = 1,0 х Z _Е и Z = 0,1 х Z _Е ( Z _Е - металличность в окрестности Солнца), для которых кривые охлаждения могут отличаться в пределах 1–2 порядков.

Для описания взаимных превращений атомарного и молекулярного водорода, необходимо в течение всего расчета в каждой расчетной ячейке решать уравнение химической кинетики для концентрации молекулярного водорода dn(H2) dt

= Rgr (T) - n( H) - n - (Zcr + ZdissN (H 2), Av ) - n (H 2), где           n = n (H) + 2 n (H 2);

n ( H ), n ( H₂ ) – концентрации атомарного и молекулярного водорода;

N ( H₂ ) – лучевая концентрация H₂.

Молекулярный водород в существенных количествах образуется на поверхности пыли. Если считать, что газовая и пылевые компоненты равномерно перемешаны на масштабах ~3 пк, то есть количество пыли пропорционально концентрации газа, тогда рождение H2 определяется выражением

Rgr (T) x n (H) x n, где Rgr(T) = 2,2 x 10-18 sTT см3/с;

S = 0,3 – эффективность образования H₂ на пыли [4].

Разрушение молекулярного водорода происходит за счет взаимодействия с космическими лучами. Для константы диссоциации принято Z_cr = 6 x 10^-18 с^-1. Основным механизмом разрушения H₂ является фотодиссоциация ультрафиолетовым излучением от звезд типа B0:

ζ diss ( N ( H 2 ), A V ) = ζ diss (0) f shield

( N ( H 2 )) f dust ,

где            f_shield ( N ( H ₂)) – функция самоэкранировки H₂;

f_dust – экранирование излучения пылью;

Z diss (0) = 4,17 x 10^-11с^-1 - уровень фотодиссоциации в отсутствие экранирования [6].

Результаты численного моделирования ГМО

В численных расчетах на начальных этапах происходит формирование системы ударных волн при сверхзвуковом протекании вещества через спиральный потенциал звездного диска (см. рис. 3). Далее на характерных временах 150 - 200 x 10 6 лет развивается неустойчивость фронта ударной волны под действием тепловых процессов и самогравитации. На этом этапе происходит резкое увеличение молекулярного водорода из-за охлаждения и уплотнения газа в областях ударных волн. На нелинейной стадии эти процессы приводят к образованию большого количества долгоживущих (10⁷лет) облаков с размерами 50–500 пк. В дальнейшем количество H₂ перестает увеличиваться, устанавливается квазистационарное состояние.

Рис. 3. Эволюция модели галактического газового диска с образованием развитой облачной структуры

В численных расчетах хорошо выделяются цепочки газовых комплексов вдоль спиральных рукавов. В их плотных частях температура составляет 20–200 К. При этом дисперсии турбулентных скоростей для таких образований порядка 3–7 км/с. Параметры полученных структур оказываются близкими к данным наблюдений за гигантскими молекулярными облаками и их окружением. На рисунке 4 показан отдельный фрагмент газового диска с молекулярными облаками, которые демонстрируют типичную пространственную структуру. Поле скоростей (см. рис. 4), построенное в неинерциальной системе координат, вращающейся вместе с веществом диска, указывает на сложную структуру течений в облаках и их окружении.

Рис. 4. Участок газового диска, на котором представлено скопление молекулярных облаков. Также показана сложная структура течений в их окрестности

Анализируя фазовую диаграмму для газовой компоненты галактики, можно выделить некоторые особенности в распределении термодинамических параметров газа. Распределению соответствует несколько устойчивых состояний среды с температурами 10⁴, 10² и 10¹. При промежуточных температурах газ находится в неустойчивых состояниях. При T = 10⁴ K и T = 10¹ K в основном имеются плотные облака газа с концентрациями n = 300 х 10³см^-3 преимущественно из молекулярного газа. Отметим также, что концентрация холодного молекулярного газа достигает наибольших значений вдоль спиральных рукавов, между которыми в основном располагается «теплый» атомарный водород.

Результаты моделирования с различной относительной массой темного гало µ = M_halo / M_disk указывают на возможность влияния величины m на темп молекуляризации. На этапах начального формирования ударных волн и последующего развития неустойчивости содержание H₂ во всех моделях оказывается близким. На поздних этапах после формирования развитой облачной структуры появляются различия. В моделях с более массивным темным гало относительное содержание N(H₂) / N(H) в целом уменьшается (см. рис. 5).

Рис. 5. Обилие молекулярного водорода в моделях с различной относительной массой темного гало

Диаграмма «лучевая скорость – галактическая долгота» на рисунке 6 построена для положения Солнца на расстоянии r = 8 кпк. Во внешней части модели Галактики (галактические долготы от

30 до 330 °) различаются газовые комплексы, сходные с наблюдаемыми структурам в Местном рукаве [17], Внешнем рукаве и спиральном рукаве Персея Млечного Пути. В этих областях можно различить отдельные молекулярные облака. Результаты трехмерных численных расчетов (пространственное разрешение 700 х 700 х 100) с учетом самогравитации качественно совпадают с двумерными моделями. Изучены особенности вертикальной структуры диска. Во внешних частях диска и над плоскостью диска температура достигает 10³ K, при этом плотность вещества мала и в таких условиях молекуляризация практически не происходит. Диаграмма «лучевая скорость – галактическая долгота» на рисунке 6 построена для положения Солнца на расстоянии r = 8 кпк. Во внешней части модели Галактики (галактические долготы от 30 до 330 °) различаются газовые комплексы, сходные с наблюдаемыми структурам в Местном рукаве [17], Внешнем рукаве и спиральном рукаве Персея Млечного Пути. В этих областях можно различить отдельные молекулярные облака. Результаты трехмерных численных расчетов (пространственное разрешение 700 х 700 х 100) с учетом самогравитации качественно совпадают с двумерными моделями. Изучены особенности вертикальной структуры диска. Во внешних частях диска и над плоскостью диска температура достигает 10³ K, при этом плотность вещества мала и в таких условиях молекуляризация практически не происходит.

Рис. 6. Диаграмма «лучевая скорость – галактическая долгота», построенная по результатам численных расчетов. Благодаря высокому пространственному разрешению на рисунке снизу можно различить отдельные облака с характерными дисперсиями скоростей 3–5 км/с

Таким образом, диск из атомарного водорода простирается заметно дальше в вертикальном и радиальном направлениях, чем компонента H ₂.

Заключение

• 1.    На основе численной схемы TVD MUSCL реализован комплекс программ, позволяющий рассчитывать динамику газовых подсистем с учетом самогравитации, нагрева-охлаждения, взаимного превращения атомарного и молекулярного водорода.

• 2.    Проведены химико-динамические расчеты эволюции модели газового диска Галактики.

• 3.    Показана возможность формирования структур типа гигантских молекулярных облаков в окрестности спиральных рукавов со значениями параметров, которые оказываются близкими к данным наблюдений.

• 4.    Используя распределение молекулярного водорода в моделях, была построена диаграмма «лучевая скорость – галактическая долгота», которая отражает существенные особенности структур в Местном рукаве, Внешнем рукаве и спиральном рукаве Персея Млечного Пути.

• 5.    Сделаны оценки влияния величины интегральной темной массы гало на темп молекуля-ризации и морфологию ГМО в численных экспериментах.

Авторы выражают благодарность А.В. Засову и Н.В. Тюриной (отдел Внегалактической астрономии ГАИШ МГУ) в организации численных расчетов на суперкомпьютере СКИФ МГУ «ЧЕБЫШЕВ» научно-исследовательского вычислительного центра МГУ . Работа поддержана ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России» (П1248) и некоммерческим фондом «Династия».