Исследование резонансных эффектов в газовых подсистемах астрофизических объектов тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Мусцевой, Виктор Васильевич

  • Мусцевой, Виктор Васильевич
  • доктор физико-математических наукдоктор физико-математических наук
  • 2000, Волгоград
  • Специальность ВАК РФ01.03.02
  • Количество страниц 352
Мусцевой, Виктор Васильевич. Исследование резонансных эффектов в газовых подсистемах астрофизических объектов: дис. доктор физико-математических наук: 01.03.02 - Астрофизика, радиоастрономия. Волгоград. 2000. 352 с.

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Мусцевой, Виктор Васильевич

ВВЕДЕНИЕ

Пгава 1. ВОЛНОВОДНО-РЕЗОНАНСНЫЕ МОДЫ В АККРЕЦИОННО-СТРУЙНЫХ СИСТЕМАХ.

1.1. Классификация джетов и наблюдаемых в них регулярных структур.

1.2. Равновесные модели аккреционно-струйных систем.

1.3. Конические струи из молодых звезд: линейный анализ устойчивости .г.

1.4. Линейная устойчивость протозвездных аккреционноструйных систем

1.5. Резонансные неустойчивости в конических выбросах из активных ядер галактик

1.6. Образование широкого конуса излучения из-за развития неустойчивости в коллимированной струе

Пгава 2. ВЛИЯНИЕ ЭРУПТИВНЫХ ВЫБРОСОВ НА ЭВОЛЮЦИЮ АККРЕЦИОННЫХ ДИСКОВ ВОКРУГ МОЛОДЫХ ЗВЕЗД И ФОРМИРОВАНИЕ ДЖЕТОВ.

2.1. Постановка задачи и техника моделирования.

2.2. Отклик системы на низко скоростной выброс.

2.3. Отклик системы на высокоскоростной выброс.

2.4. Основные результаты.

Пгава 3. АКУСТИЧЕСКИЙ И МАГНИТОАКУСТИЧЕСКИЙ РЕЗОНАНС В АККРЕЦИОННЫХ ДИСКАХ.

3.1. Резонансная неустойчивость двухпотоковой аккреции

3.2. Магнитоакустический резонанс при дисковой аккреции на замагниченный компактный объект

3.3. Неустойчивость типа акустического резонанса и ск-параметр аккреционных дисков

3.4. Резонансные неустойчивости аккреционных дисков и феномен квазипериодических осцилляций рентгеновской светимости .,.

Пгава 4. РЕЗОНАНСНЫЕ НЕУСТОЙЧИВОСТИ В ГАЗОВЫХ ДИСКАХ ПЛОСКИХ ГАЛАКТИК.

4.1. Устойчивость одиночного тангенциального разрыва.

4.2. Неустойчивость типа акустического резонанса и отсутствие стабилизации разрыва на мелкой воде

4.3. Неустойчивость типа гироскопического резонанса.

4.4. Резонансно-центробежная неустойчивость и сложные спиральные узоры галактик как суперпозиция неустойчивых мод

Глава 5. РЕЗОНАНСНАЯ РАСКАЧКА ПОТЕНЦИАЛОМ ЗВЁЗДНОЙ БАР-МОДЫ ВОЗМУЩЕНИЙ В ГАЗОВЫХ ДИСКАХ ПЛОСКИХ ГАЛАКТИК

5.1. Перераспределение массы и углового момента в дисках галактик с баром

5.2. Может ли Галактика иметь бар?

5.3. Численное моделирование квазипериодического режима в звездно-газовых дисках галактик с перемычкой

Глава 6. РЕЗОНАНС АЛЬФВЕНОВСКИХ И ВНУТРЕННИХ ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛН В НИЖНЕЙ ХРОМОСФЕРЕ СОЛНЦА.

6.1. Волновал природа солнечных спикул.

6.2. О возможной природе волокнистой структуры полутени солнечных пятен.

Рекомендованный список диссертаций по специальности «Астрофизика, радиоастрономия», 01.03.02 шифр ВАК

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование резонансных эффектов в газовых подсистемах астрофизических объектов»

Анализ эволюции представлений о различных наблюдаемых астрофизических объектах показывает, что очень часто такие объекты, воспринимаемые изначально как сугубо вещественные, материальные образования, впоследствии оказывались результатом визуализации волновых структур. Так было с хорошо известным феноменом спиральной структуры плоских галактик [1-9], с объектами Хербига-Аро, оказавшимися интенсивно высвечивающими ударными волнами в струйных выбросах из молодых звезд [10-12], с Большим Красным Пятном Юпитера, оказавшимся гигантским антициклоническим автосопи-тоном Россби [13] и т.д. В этом плане чрезвычайно актуальным для современной астрофизики является исследование коллективных процессов1, протекающих в образованной звездами галактик плазме гравити-рующих частиц и в газовых подсистемах астрофизических объектов, и приводящих к возникновению регулярных волновых структур.

Важное место в таких исследованиях должно занимать выявление различного рода резонансов, поскольку они позволяют осуществлять эффективную передачу гравитационной или кинетической энергии неволновых движений звезд или газа в энергию волны без дополнительной подпитки энергией извне, обуславливая тем самым колебательные неустойчивости, либо автоколебательные процессы в исследуемых объектах.

Если важная роль динамических резонансов и их влияние на орбиты звезд в дисках плоских галактик исследованы уже достаточно полно (см., например, [7-9]), то применительно к резонансным явлениям в газовых и газо-пылевых подсистемах астрофизических объектов можно сказать, что их изучение пока только начинается. В то же время целый ряд успешных исследований убедительно показывает перспективность такого подхода. Примером прогресса, достигнутого благодаря исследованию резонансных эффектов, является предсказание (с погрешностью менее 0.5%) Н.Н. Горысавым и A.M. Фридманом орбит резонансных спутников за внешней границей колец Урана, сделанное на основе разработанной ими замкнутой теории коллективных процессов в кольцах планет [15] (там же ссылки на многочисленные оригинальные работы этих авторов на данную тему). В качестве второго примера можно привести работы [16-17], где показана возможность развития большого числа резонансных неустойчивых спиральных волн в газо

1 По определению Линден-Белла ". О коллективных процессах можно говорить, когда поведение совокупности массы индивидуумов существенно отличается от суперпозиции их индивидуальных поведений" [14]. вых и плазменных дисках аккрецирующего вещества, чем может быть объяснен наблюдаемый широкий спектр нестационарностей аккреционных дисков и интенсивная турбулизация вещества в них.

В настоящей работе рассмотрение динамики газовых подсистем астрофизических объектов самых разных масштабов — нижней хромосферы Солнца, аккреционно-струйных течений вокруг звезд на ранней стадии эволюции, аккреционных дисков в тесных двойных системах, дисков плоских галактик, — проводится с позиций возможности согласования волновых процессов в различных областях этих подсистем резонансными эффектами.

Газовые подсистемы астрофизических объектов характеризуются значительными градиентами скоростей и термодинамических параметров газа. Наличие в них сверхзвуковых перепадов скорости делает возможным развитие неустойчивостей, имеющих характер акустического резонанса. В то же время отсутствие твердых границ и крайне малая вязкость открывают обширное поле деятельности для теоретика, позволяя значительно упростить модель и исследовать механизмы раскачки неустойчивостей "в чистом виде", чем астрофизические задачи существенно отличаются от прикладных, в которых теплопроводность границ и вязкие эффекты сильно осложняют анализ устойчивости сверхзвуковых течений [18].

Подробное теоретическое исследование резонансных неустойчивостей сверхзвуковых потоков газа начато относительно недавно — в конце 70-х годов [19-21], несмотря на то, что наблюдаемые проявления этих неустойчивостей известны уже более века [22-23]. Предшествующие разработки носили сугубо прикладной, инженерный характер и, в соответствии с запросами аэродинамики, относились к течениям с характерными числами Маха М ~ 1.5-^-3. Основным отличием инженерных задач, решаемых применительно к струям из сопел реактивных двигателей, является истечение струи из области с давлением, существенно превышающим давление окружающего газа.

Одно из первых упоминаний о возможности развития неустойчивости, имеющей характер акустического резонанса, содержится в [18] и относится к сверхзвуковому пограничному слою, однако рассуждения авторюв [18] не заходят дальше постулирования такой возможности. В [24] эта неустойчивость была найдена численно, но не обсуждался ее механизм.

К концу 70-х годов наблюдательная астрономия предоставила теоретикам великолепную модель для исследования резонансных неустойчивостей — струйные выбросы из радиогалактик [25-27], проэволюционировавших двойных звездных систем [28] и молодых звезд на стадии эволюции до главной последовательности [10-12]. Струйные выбросы из молодых и проэволюционировавших двойных звездных систем являются, по современным представлениям, скорее правилом, чем исключением, и характеризуются отсутствием контраста концентраций между веществом струи и внешней средой (п1п/пех ~ 1), числом Маха М = Ум/см ~ 10-1-40, отношением длины к диаметру Ь ~ 10-г 30 и очень высокой степенью коллимации — угол раствора составляет а 0° 4- 5° [11-12]. Анализ показывает, что эти джеты коллимиру-ются внешним давлением (т.е. не являются баллистическими), поэтому для исследования их устойчивости применимы баротропно равновесные модели, чем джеты принципиально отличаются от струйных выбросов реактивных двигателей.

Первыми достаточно серьезными исследованиями устойчивости джетов являются работы [29-37], где в моделях цилиндрических и плоских струй с разрывными границами показано, что существенно сверхзвуковой характер течения приводит к появлению нового типа неустойчивости. Наряду с основными изгибной и пинчевой модами, присутствующими и в дозвуковых струях и обусловленными механизмом неустойчивости Кельвина-Гельмгольца (эффект Бернулли), в этом случае возбуждается большое число высших неустойчивых гармоник этих мод, названных в [29-37] отражательными. Эти гармоники по существу являются неустойчивыми собственными модами волноводного слоя, образованного границами струи, и различаются числом узлов собственных функций между этими границами. Механизм неустойчивости отражательных гармоник подробно анализировался в [38-41]. В его основе лежит открытый в 1957 г. Майлсом и Рибнером эффект сверхотражения [42-43]: звуковая волна, падающая на поверхность тангенциального разрыва с перепадом скорости ДУ > сх + с2, где с\ и с2 — скорости звука по разные стороны от разрыва, может отражаться от него с усилением по амплитуде. При этом существуют углы падения, называемые резонансными, для которых коэффициент отражения обращается в бесконечность, из-за того, что в прошедшей волне поток энергии направлен к разрыву. Последнее означает, что сверхзвуковой разрыв спонтанно излучает звуковые волны. Понятно, что если испытавшая сверхотражение волна имеет возможность возвращаться к разрыву, т.е. если в потоке присутствует параллельная разрыву отражающая поверхность, то энергия такой волны будет нарастать во времени в волноводном слое между разрывом и акустическим экраном, что и представляет собой неустойчивость. Как показано в [19-21, 44], сглаживание скачка скорости не только не устраняет усиления волн, но и приводит к появлению новых неустойчивых мод (так называемые "дразиновские моды"), связанных с излучением энергии из критического слоя, в котором скорость потока и скорость фазы волны вдоль нее совпадают, — эффект, обратный затуханию Ландау [45].

Хотя анализу устойчивости джетов посвящено уже сравнительно большое число работ, где рассматриваются достаточно сложные и подчас весьма экзотические модели (см., например, [46-48]), остался ряд нерешенных принципиальных вопросов. Так например, хотя практически все наблюдаемые струйные выбросы конические, теоретических работ по устойчивости астрофизических струй с постоянным углом раствора практически нет. Исключение составляет работа [34], однако в ней равновесные градиенты термодинамических параметров вещества струи никак не привязываются к гравитационному полю источника выброса. В то же время понятно, что зарождение и рост возмущений, создающих впоследствии наблюдаемую крупномасштабную волновую структуру джетов, происходит во внутренних, близких к источнику выброса областях, где влияние гравитации центрального объекта на моды джетов может оказаться существенным. Кроме того, как правило струйные выбросы наблюдаются в таких объектах, где одновременно с ними присутствует дисковая аккреция на массивное центральное тело. Вопрос о возможности взаимного влияния неустойчивых мод джетов и глобальных неустойчивых мод аккреционных дисков при формировании наблюдаемых регулярных структур также не обсуждался, хотя в прото-звездных объектах, например, струи и диски погружены в достаточно холодную и плотную атмосферу, теоретически способную передавать такое взаимное воздействие.

Все эти вопросы мы обсуждаем в главе 1, где последовательно развиваем теорию аккреционно-струйных систем: делаем краткий обзор наблюдаемых струйных выбросов из различных объектов и проводим их классификацию; строим равновесные стационарные модели конических струй и квазикеплеровских газовых дисков с: постоянным отношением полутолщины к радиусу, находящихся в гравитационном поле звездного балджа галактики, либо в поле центрального объекта (ядра протозвезды) и обжимаемых внешним давлением атмосферы; проводим линейный анализ устойчивости системы, включающей диск в атмосфере и биполярный струйный выброс, перпендикулярный плоскости симметрии аккреционного диска; на основе проведенного анализа обсуждаем возможность формирования наблюдаемых волновых структур в струйных выбросах из протозвездных систем и активных ядер галактик.

Все проводимое в главе 1 рассмотрение относится к наиболее популярной среди теоретиков модели струй, находящихся в балансе по давлению с окружающим газом; при построении равновесных моделей мы делаем вывод, что последнее требование, с учетом влияния гравитационного поля источника выброса, накладывает крайне жесткие ограничения на равновесные параметры таких струй, что заставляет усомниться в их повсеместной распространенности. Вместе с тем, существует альтернативная точка зрения о том, что излучающие узлы джетов обусловлены не развитием гидродинамических неустойчивостей в непрерывных струях до стадии ударных волн, а являются ударными волнами, возникающими при вторжении в окружающую среду отдельных сгустков газа, квазипериодически выстреливаемых из ядра прото-звезды (эруптивные выбросы) [49-55]. В главе 2 представлены результаты численного нелинейного моделирования сверхзвукового выброса порции вещества из ядра протозвезды, окруженного степенной атмосферой и диском вращающегося газа. Показано, что выброс создает в атмосфере ударную волну, формирующую расширяющуюся оболочку, достигающую поверхности диска. Откликом на эту оболочку в диске является ударная волна, наклоненная под малым углом к плоскости симметрии диска. Значительное понижение давления из-за быстрого расширения оболочки приводит внутри нее к сложной системе возвратных течений, коллимирующих газ к оси симметрии системы, и к формированию вокруг ядра быстро вращающейся воронки, образованной веществом диска. Во внутренней области воронки возникает долгоживу-щий торообразный вихрь, образующий сопло Лаваля, выбрасывающее вдоль оси симметрии системы газ из оболочки ядра протозвезды и внутренних областей диска. Совокупное действие всех этих эффектов приводит к образованию высококоллимированных сверхзвуковых биполярных струйных истечений с периодически расположенными вдоль них узлами — сгустками газа. Несмотря на простоту используемой модели, возникающая в нашем моделировании глобальная структура течения сходна с морфологией наблюдаемых протозвездных объектов.

В дисках аккрецирующего вещества вокруг компактных объектов — белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр, — возможно развитие целого ряда резонансных неустойчивостей. С одной стороны, это моды Папалойзу Прингли. обусловленные сверхотражением на корота-ционном резонансе и излучением из него энергии и углового момента [16-17, 56-57], с волновыми векторами, параллельными плоскости симметрии диска. С другой стороны, как будет показано в главе 3, в режиме двухпотоковой аккреции, либо для дисков, обжатых магнитным полем компактного объекта, может происходить генерация большого числа волноводных мод, резонирующих между критическими слоями, расположенными над и под плоскостью симметрии. Детальное исследование всех этих мод крайне важно для понимания физики аккреционных дисков и, прежде всего, аномально высокого темпа отвода из них углового момента. Крупномасштабные спиральные моды способны сами по себе отбирать момент импульса у вещества в центральных областях диска, переносить его на периферию и там отдавать веществу [57-58], а возбуждение большого числа мелкомасштабных гармоник с иерархией пространственных и временных масштабов должно проиводить к интенсивной турбулизации вещества диска и, как следствие, к существенному увеличению турбулентной вязкости. Помимо этого, развитием резонансных мод до нелинейной стадии можно объяснить интенсивное проникновение вещества в магнитосферы компактных объектов. Обсуждение указанного круга вопросов проводится в главе 3.

Кроме того, в главе 3 обсуждаются возможные причины квазипериодических осцилляций рентгеновской светимости систем, включающих аккреционные диски. Феномен квазипериодических осцилляций (КПО) в рентгеновских источниках был впервые обнаружен при наблюдениях с рентгеновского спутника ЕХОЭАТ в 1985 г. [59-60]. Феномен КПО заключается в следующем: в фурье-спектре пульсаций рентгеновского излучения источника наблюдается достаточно широкая (немонохроматическая) спектральная линия, амплитуда и частота которой зависят от светимости рентгеновского источника. Частота КПО изменяется от нескольких герц до нескольких десятков герц. Ни в одном случае феномен КПО не наблюдался в рентгеновских источниках с явно видимым периодом осевого вращения (например, в рентгеновских пульсарах) или, по крайней мере, одновременно с такими пульсациями. Если изобразить поведение источника на диаграмме жесткость-жесткость (аналог диаграммы цвет-цвет в фотометрии), то источники с КПО описывают на ней Z-oбpaзнyю кривую. Зависимость частоты КПО от светимости источника различна на разных ветвях этой кривой. Более подробное описание деталей феномена КПО и ряда конкретных источников по результатам примерно пятилетних наблюдений можно найти в прекрасном обзоре [61]. Эти источники с КПО можно назвать "классическими", в настоящее время к ним добавилось еще два типа объектов: со сверхнизкочастотными 10~2 Гц) осцилляциями в некоторых кандидатах в черные дыры [62] и с высокочастотными КПО, наблюдающимися на частоте около 1 кГц [63]. Для объяснения феномена КПО был предложен целый ряд моделей: модель биений ("ЬгМтес{иепсу") [64], модель пакетов звуковых волн [65], модель пятен в аккреционном диске

66], модель слабо сверхэддингтоновской аккреции [67] и т.д. (см., например, [68]). Однако ни одна из этих моделей не объясняет всего наблюдаемого многообразия КПО или даже только "классических" КПО. Мы предлагаем еще одну модель КПО в главе 3.

Мы считаем, что феномен КПО может быть вызван появлением глобальной спиральной волны (волн) в аккреционных дисках. Причиной появления такой волны может служить неустойчивость типа акустического резонанса, возникающая в почти кеплер овских аккреционных дисках из-за сильной дифференциальности вращения — большого градиента скорости вращения по радиусу. Такие глобальные неустойчивости исследовались в работах [16-17] и в ряде более поздних работ других авторов, например, в [56-58]. Было показано, что в аккреционных дисках может существовать целый спектр неустойчивых мод, частоты и инкременты которых заметным образом зависят как от структуры аккреционного диска, так и от граничных условий на его внутреннем и (в меньшей мере) внешнем краях. Типичные моды имеют вид двух спиральных структур, которые распространяются соответственно внутрь и наружу по радиусу от коротационной окружности, где фазовая угловая скорость твердотельного вращения возмущений совпадает с кеплеровской скоростью вращения вещества диска. Амплитуда идущих наружу спиральных возмущений убывает, а идущих внутрь — возрастает в силу сохранения потока волновой энергии через цилиндрическую поверность изменяющегося радиуса. Нелинейное численное моделирование [58] показало, что в диске в результате нелинейной эволюции "выживают" возмущения одной, в редких случаях двух наиболее быстро растущих мод (при моделировании [58] использовалась довольно грубая сетка, поэтому полученные результаты не противоречат тому, что подобные возмущения могут почти независимо возникать и сосуществовать на существенно различающихся расстояниях от центра диска). Заметим, что по мере нелинейного роста амплитуды глобальной волны ее частота может заметно измениться. Естественно ожидать, что возрастание амплитуды идущих к центру диска возмущений приведет к образованию системы спиральных ударных волн, которые скорее всего по своим свойствам и поведению будут близки к автомодельному решению, полученному в [69].

Наличие в аккреционном диске спиральной ударной волны может влиять на светимость системы двумя путями:

• во-первых, через модуляцию видимого под некоторым углом к его оси вращения диска спиральной волной; в этом варианте трудно получить КПО с высокой степенью модуляции;

• во-вторых, через азимутальную модуляцию пограничного слоя; в этом случае в, квазипериодических пульсациях может высвечиваться значительная доля энергии источника, но необходимым условием возникновения таких КПО будет слабое магнитное поле нейтронной звезды, позволяющее аккреционному диску достигать ее поверхности.

Так как в рамках второй модели из-за слабого магнитного поля вещество выпадает на экватор, а не на полюса нейтронной звезды, то строго периодические пульсации, связанные с осевым вращением нейтронной звезды, наблюдаться не будут. Понятно, что в модели второго типа компактный источник не может быть черной дырой. В обеих моделях наблюдаемая частота пульсаций равна произведению частоты вращения спирального узора на число рукавов спирали. Нарушение периодичности скорее всего вызывается некоторым размыванием спиральной структуры, особенно вдали от радиуса коротации.

По нашему мнению, второй вариант может работать в "классических" и в высокочастотных КПО. При этом КПО, наблюдаемые на различных ветвях Z-кривой, соответствуют переходам между различными модами спиральных возмущений. Одновременное наблюдение двух высокочастотных КПО на некратных частотах в источниках KS 1731-260 [70] и 4U 1636-536 [71] может быть объяснено одновременным существованием в дисках двух систем спиральных волн, вращающихся с различными угловыми скоростями и, возможно, имеющих разное число спиральных рукавов. К этому выводу приводит характерное ствойство таких источников: хотя частоты пиков изменяются, разность этих частот df — fi(t) — /2(0 не зависит от времени [72] (заметим, однако, что есть 2 исключения из 8-10 источников).

Низкочастотные КПО в системах с черными дырами невозможно объяснить в рамках второй модели. Как представляется, здесь может оказаться применимой первая модель, либо может действовать механизм, не связанный с глобальными спиральными возмущениями в диске.

Глава 4 посвящена некоторым аспектам гидродинамической концепции образования спиральной структуры плоских галактик, предложенной в 1972 г. A.M. Фридманом [73-74]. Согласно этой концепции спиральные рукава представляют собой волны плотности в газовом галактическом диске, нарастающие до нелинейных амплитуд из-за развития гидродинамических градиентных неустойчивостей. При этом наиболее вероятным кандидатом на роль генератора спиральных волн по параметрам возбуждаемых структур является центробежная неустойчивость, раскачивающаяся в области отрицательного градиента (резкого спада) скорости в галактиках с двугорбыми кривыми вращения. Эта неустойчивость [75-79] является следствием дисбаланса действующих на жидкую частицу центробежной силы и силы гравитационного притяжения к центру масс:, возникающего при радиальных движениях этих частиц в окрестности скачка скорости вращения. Таким образом, в данной концепции волны имеют гидродинамическое происхождение и распространяются не в звездной, а в газовой подсистеме диска. Такой подход оказывается возможным потому, что хотя равновесная (усредненная по азимутальному углу) поверхностная плотность газа в диске сгд и много меньше звездной: ад <С сг*, относительное возмущение плотности в газовом диске много больше, чем в звездном: (7д/<тд <7*/<т*, а поэтому возможно <тд ~ <т*, или даже ад сг* [80].

Как теоретические исследования [75-79], так и аналоговое лабораторное моделирование на установке с вращающейся мелкой водой [13, 81-82] показали, что центробежная неустойчивость обладает достаточной энергетикой, приводит к формированию произвольного (в зависимости от параметров диска) числа рукавов, причем отличие геометрии этих спиральных рукавов от наблюдаемых невелико. Очень быстро, примерно за два оборота центральной области, обусловленная этой неустойчивостью волна становится ударной, что также хорошо согласуется с данными наблюдений — на передних (относительно натекающего вещества) кромках галактических спиральных рукавов хорошо просматриваются тонкие пылевые полосы, свидетельствующие о наличии ударных волн [83].

Несмотря на сравнительно бурное развитие в рамках гидродинамической концепции, теория в данном направлении также пока далека от завершения. В главе 4 показана возможность развития в газовых дисках галактик двух резонансных неустойчивостей нового типа — резонансно-центробежной и неустойчивости типа гироскопического резонанса и обсуждается их возможное влияние на крупномасштабную спиральную структуру. Кроме того, показано, что хотя в используемой группой М.В. Незлина установке "Спираль" теоретически и возможна раскачка неустойчивости типа гироскопического резонанса, при конкретных параметрах этой установки ее возбуждение не может сколь-нибудь существенно исказить результаты экспериментов [13, 8182].

Глава 5 посвящена анализу динамики газа в диске галактики с перемычкой и, в частности, перераспределения массы и углового момента, на основе численного моделирования. Удалось предсказать теоретически, а затем, благодаря предложенной нами методике обработки результатов, и показать компьютерным моделированием возможность принципиально нового режима квазипериодической эволюции диска с характерным временем, примерно равным удвоенному периоду оборота бара, хотя эксперименты в сходной постановке уже неоднократно проводились [84-91]. В прикладном аспекте наиболее интересным представляется вывод о том, что одна и та же галактика может с указанным характерным временем проходить различные морфологические стадии.

В главе 6 предлагается принципиально новый подход к объяснению нестационарностей в нижней хромосфере Солнца и, в частности, новый сценарий образования спикул. Согласно традиционным представлениям [92-94] спикулы возникают как выбросы сгустков плазмы, попадающей в специфические конфигурации магнитного поля. В то же время сам факт широкой распространенности спикул на наш взгляд указывает на то, что их генерация представляет собой скорее коллективный процесс. Как показано в главе 6, весь наблюдаемый широкий спектр нестационарностей естественным образом может быть объяснен развитием магнит огидр о динамической неустойчивости Кельвина-Гельмгольца в переходном слое от в среднем покоящегося сильно замаг-ниченного вещества нижней хромосферы к растекающемуся от центров ячеек супергрануляции веществу верхней фотосферы. Наиболее интенсивная раскачка неустойчивости происходит при резонансах между поверхностной модой этого слоя и собственными модами колебаний плазмы над и под ним, имеющими из-за наличия мощной силы тяжести смешанный гравитационно-магнитозвуковой характер.' Качественные оценки приводят к выводу, что пространственные и временные характеристики генерируемых при этом наиболее крупномасштабных структур соответствуют представлениям о спикулах, тогда как мелкомасштабные возмущения способны привести к сильной нестационарности рассматриваемого слоя.

Наконец, в Заключении приводятся некоторые обобщающие замечания.

Апробация. Материалы настоящей диссертации докладывались на Всесоюзных научных конференциях "Классическая гравифизика" (Волгоград, сентябрь 1989 г.), "Астрофизика сегодня" (Нижний Новгород, март 1991 г.), в рамках научной программы П-го съезда Астрономического общества СССР (Москва, ноябрь 1991 г.), на Всесоюзном научном семинаре "Астрофизика - IV" рабочей группы "Физика галактик" (Цейское ущелье, сентябрь 1990 г.), Всероссийском научном семинаре рабочей группы МЗС "Явления самоорганизации в галактиках" (Пулково, ГАО, сентябрь 1992 г.), международных научных конференциях "Physics of Gaseous and Stellar Disks of Galaxy" (Нижний Архыз, CAO, сентябрь 1993 г.), "Structure and Evolution of Stellar Systems" (г. Петрозаводск, август 1995 г.), "Современные проблемы астрофизики" (Москва, ноябрь 1996 г.), в рамках научной программы IV-ro съезда Астрономического общества (Москва, ноябрь 1997 г.), на Всесоюзных студенческих научных конференциях "Физика Космоса" (Свердловская обл., Коуровская АО, февраль 1991, 1993-2000 гг.), ВНКСФ-1 и ВНКСФ-2 (г. Заречный, Свердловская обл., апрель 1993 и 1994 гг.), научных семинарах кафедры теоретической астрофизики СПбГУ и Астрономического института РАН (Санкт-Петербург, сентябрь 1992 г.), кафедры астрономии и геодезии Уральского госуниверситета (Екатеринбург, апрель 1993 г.), Специальной астрофизической обсерватории РАН (октябрь 1996 г., апрель 1997 г. и ноябрь 1998 г.), Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга (октябрь 1998 г.) и кафедры теоретической физики Волгоградского госуниверситета в 1985-99 гг.

Основные выносимые на защиту результаты опубликованы в работах:

1. Мусцевой В.В. Влияние типа внутренних граничных условий на раскачку центробежной неустойчивости //В сб.: Классическая гравифизика, материалы II Всесоюзной конференции. Волгоград, 1989.

2. Morozov A.G., Mustsevoy V.V. The role of reflecting surface model in exciting of acoustic resonance in systems with velocity profile discontinuity // Preprint VolSU 5-89, 1989.

3. Hoperskov A.V., Morozov A.G., Mustsevaja Yu.V., Mustsevoy V.V. Acoustic resonance type instability of a supersonic symmetric slab in vortex-sheet model // Preprint VolSU 4-90, 1990.

4. Мусцевой В.В., Хоперсков А.В. Линейный анализ устойчивости двухпотоковой аккреции // Письма в астрономический журнал. 1991. Т. 17. С. 281.

5. Morozov A.G., Mustsevaya Yu.V., Mustsevoy V.V. The role'of reflecting surface model in exciting of acoustic resonance in systems with velocity profile discontinuity. Part II // Preprint VolSU 2-91, 1991.

6. Морозов А.Г., Мусцевой В.В. Возбуждение акустического резонанса в системах с двойным тангенциальным разрывом // Известия АН СССР, сер. "Механика жидкости и газа". 1991. Т. 3. С. 3.

7. Морозов А.Г., Мусцевой В.В. О спиральном узоре галактик как суперпозиции неустойчивых мод // Астрономический циркуляр. 1991. N 1550. С. 1.

8. Морозов А.Г., Мусцевой В.В., Просвиров А.Э. Сложные спиральные узоры галактик как результат суперпозиции гидродинамических мод // Письма в астрономический журнал. 1992. Т. 18. С. 46.

9. Hoperskov A.V., Mustsevaya Yu.V., Mustsevoy V.V. Shear-layer instabilities in accretion disks around magnetized compact object // Astronomical and astrophysical transactions. 1992. V. 3. P. 91.

10. Мусцевой В.В., Прохоров М.Е. Квазипериодические осцилляции как результат развития гидродинамических неустойчивостей в аккреционном диске // Препринт ВолГУ 1-92, 1992.

11. Hoperskov А.V., Mustsevaya Yu.V., Mustsevoy V.V. Disc accretion onto magnetized compact object // Astronomical and astrophysical transactions. 1993. V. 4. P. 65.

12. Hoperskov A.V., Mustsevaya Yu.V., Mustsevoy V.V. Shear-layer instabilities in accretion disks around magnetized compact object // Astrophysics and space science. 1992. V. 195. P. 373.

13. Morozov A.G., Mustsevoy V.V. On a possible origin of complicated galactic spiral patterns // Astronomical and astrophysical transactions. 1993. V. 4. P. 27.

14. Levy V.V., Mustsevoy V.V., Sergienko V.A. The quasi-periodic regime in barred galaxies // Astronomical Society of the Pacific, Conference Series. 1994. V. 66. P. 93.

15. Мусцевой В.В. Влияние гравитации на неустойчивые моды джетов //Вестник ВолГУ, сер."Математика и физика". 1996. Вып. 1. С. 105.

16. Levy V.V., Mustsevoy V.V., Sergienko V.A. A gaseous disk in external barred potential: angular momentum and mass transfer // Astronomical and astrophysical transactions. 1996. V. 11. P. 1.

17. Мусцевой В.В., Соловьев А.А. Неустойчивость Кельвина-Гельм-гольца в ячейке супер конвекции как возможный механизм образования солнечных спикул // Астрономический журнал. 1997. Т. 74. N 3. С. 254-262.

18. Мусцевой В.В. Формирование наблюдаемых структур струйных выбросов из астрофизических объектов // Обзорные лекции по астрономии: "Физика Космоса": 26-я междунар. студ. науч. конф. Екатеринбург, 1997.

19. Безбородов К.М., Мусцевой В.В., Прохоров М.Е. Неустойчивость типа акустического резонанса и «-параметр аккреционных дисков //Вестник ВолГУ, сер. 1: "Математика. Физика." 1997. Вып. 2. С. 33.

20. Леви В.В., Михайлова Е.А., Мусцевой В.В. Динамика межзвездного газа в окрестности бара // In: Structure and Evolution of Stellar Systems. Proceedings of the International Conference. Ed. by T.A. Agekian, A.A. Mullari, V.V. Orlov, St. Petersburg, 1997. P. 253.

21. Levy V.V., Mikhailova E.A., Mustsevoy V.V. Dynamics of the interstellar gas in the vicinity of a bar // Astrophysics and Space Science. 1997. V. 252. P. 301.

22. Левин К.А., Мусцевой В.В., Храпов С.С. Аккреционно-струйные течения в атмосферах молодых звезд // Обзорные лекции по астрономии: "Физика Космоса": 27-я между нар. студ. науч. конф. Екатеринбург, 1998.

23. Mustsevaya J.V., Mustsevoy V.V. Resonance type instabilities in the gaseous disks of the flat galaxies. I. The acoustical resonance type instability and the absence of vortex sheet stabilization on shallow water // Preprint SISSA. Astro-ph/ 9808247. 1998.

24. Bezborodov C.M., Mustsevoy V.V. Resonance type instabilities in the gaseous disks of the flat galaxies. II. The stability of solitary vortex sheet // Preprint SISSA. Astro-ph/ 9808248. 1998.

25. Bezborodov C.M., Mustsevaya J.V., Mustsevoy V.V. Resonance type instabilities in the gaseous disks of the flat galaxies. III. The gyroscopical resonance type instability // Preprint SISSA. Astro-ph/ 9808249. 1998.

26. Левин К.А., Мусцевой В.В., Храпов С.С. Влияние эруптивных выбросов на эволюцию аккреционных дисков вокруг молодых звезд и формирование джетов // Препринт ВолГУ. 1998.

27. Левин К.А., Мусцевой В.В., Храпов С.С. Устойчивость прото-звездных аккреционно-струйных систем // Вестник ВолГУ. Серия 1: "Математика. Физика." 1998. Вып. 3. С. 108.

28. Левин К.А., Мусцевой В.В., Храпов С.С. Конические джеты: стационарные модели и анализ устойчивости // Известия РАН, Серия: "Физическая." 1998. N 9. С. 1795-1800.

29. Леви В.В., Михайлова Е.А., Мусцевой В.В. Численное моделирование квазипериодического режима в звездно-газовых дисках галактик с перемычкой // Астрономический журнал. 1998. Т. 75. N 6. С. 827-839.

30. Левин К.А., Мусцевой В.В., Храпов С.С. Джеты и диски вокруг молодых звезд // Астрономический журнал. 1999. Т. 76. N 2. С. 126-135.

31. Афанасьев В.Л., Додонов С.Н., Левин К.А., Мусцевой В.В., Петрюк Б.П., Храпов С.С. Конусы ионизации в галактиках с активными ядрами // Обзорные лекции по астрономии: "Физика Космоса":

28-я междунар. студ. науч. конф. Екатеринбург, 1999. С. 3-21. 32. Мусцевой В.В. Влияние высвечивания на неустойчивые моды струйных выбросов из активных ядер галактик // Обзорные лекции по астрономии: "Физика Космоса": 29-я междунар. студ. науч. конф. Екатеринбург, 2000. С. 25-37.

Личный вклад автора. В совместных публикациях по теме диссертационной работы вклад автора заключается в непосредственном участии в постановке задач, в получении всех аналитических асимптотических решений, в участии в проведении расчетов, в интерпретации полученных результатов и в написании статей. Более подробно разграничение личных вкладов диссертанта и каждого из соавторов в представленные в настоящей работе результаты проводится в конце каждой главы.

1. ВОЛНОВОДНО-РЕЗОНАНСНЫЕ МОДЫ В АККРЕЦИОННО-СТРУЙНЫХ СИСТЕМАХ

В настоящей главе рассматривается ряд ситуаций, когда падающее на гравитирующий центр вещество образует быстро вращающийся диск, и одновременно с этим характерным видом течения —1 дисковой аккрецией — присутствует отток газа (outflows) в виде струйных выбросов, происходящих в напрвпениях, перпендикулярных плоскости симметрии диска, и, как правило, биполярных. Многочисленные наблюдения объектов самых разных прстранственных масштабов — про-тозвезд, звезд Ае-Ве Хербига, активных ядер галактик и радиодже-тов из гигантских эллиптических галактик — позволяют с уверенностью утверждать, что эти два вида течения тесно связаны генетически. Вместе с тем в предшествующих работах, посвященных анализу устойчивости, исследовались либо струи, либо диски, а остальные компоненты подсистем игнорировались. Как мы покажем'.в данной главе, учет их взаимного влияния позволяет сделать ряд важных выводов, способствующих более глубокому пониманию процессов, протекающих в аккреционно-струйных системах.

В пункте 1.1 мы проводим краткую классификацию наблюдаемых струйных истечений, в пункте 1.2 строим равновесные модели вращающихся газовых дисков и струй постоянного угла раствора, находящихся в гравитационном поле центрального массивного объекта, в пункте 1.3 применительно к протозвездным системам исследуем влияние этого поля на дисперсию неустойчивых резонансных мод сверхзвуковой струи, в пункте 1.4 показываем возможность взаимного влияния таких мод и неустойчивых возмущений в аккреционном диске посредством возбуждения конусов Маха в атмосфере и, наконец, в пунктах 1.5 и 1.6 применительно к оптическим струям из ядер сейфертовских галактик в рамках линейного анализа и нелинейного численного моделирования соответственно рассматриваем возможность развития неустойчивых мод в конических струях, находящихся в гравитационном потенциале, специфичном для центральных областей галактик.

Похожие диссертационные работы по специальности «Астрофизика, радиоастрономия», 01.03.02 шифр ВАК

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Мусцевой, Виктор Васильевич

Основные результаты численного решения дисперсионного уравнения (14) сводятся к следующему:

• в рассматриваемой системе возможно существование двух неустойчивых мод: первая мода в пределе д = О вырождается в моду быстрых магнитозвуковых волн, а в пределе д ф 0, = аех = 0 — в обычную звуковую моду; вторая мода при д = 0 является модой медленных магнитозвуковых волн, а при д ф 0, = аех = 0 — модой внутренних гравитационных волн;

• наиболее длинноволновые возмущения обеих неустойчивых мод, как и следовало ожидать, полностью подавляются поперечной к поверхности разрыва силой тяжести;

• для любых длин волн наиболее неустойчивыми оказываются "прямые" (кх || У0) возмущения — см. рис. 6.1 (чтобы не загромождать рисунки, мы показываем на них только неустойчивые моды, поэтому обрыв дисперсионной кривой соответствует стабилизации данной моды);

• для прямых возмущений инкремент максимален, когда Уо 1 Вех и монотонно убывает с уменьшением угла в между этими векторами рис. 6.2 (исключение составляет мода медленных магнитозвуковых волн при ТГ ~ 4, однако ее инкремент пренебрежимо мал);

• даже предельно "косые" возмущения с Л. Уо, для которых М = 0 — см. (16), при Уо Вех оказываются неустойчивыми — рис. 6.3, причиной чего служит резонанс поверхностной моды разрыва и звуковой моды нижней среды (первый максимум на рис. б.ЗЬ), либо моды быстрых магнитозвуковых волн верхней среды (второй максимум на рис. б.ЗЬ);

• указанный резонанс является причиной того, что при Уо || Вех единственно неустойчивыми (исключая медленную магнитозвуко-вую моду с малым инкрементом) оказываются почти прямые (а <С 1) возмущения с длинами волн, отвечающими \¥ ~ 1, либо У/ ~ 3 рис. 6.2 и 6.4;

• практически во всех диапазонах значений углов а и в максимальной относительной скоростью роста обладают возмущения с длинами волн, соответствующими \¥ ~ 3, и лишь в узких диапазонах — }¥ ~ I, причем в последнем случае скорости роста для ТУ ~ 3 и ]¥ ~ I оказываются сравнимыми — рис. 6.1-6.5;

4.0

Ке г

3.0

2.0

1.0

0.0

0.0 0.5 1.0 1,5 2.0 2.5 3.0 ^ 3.5 \

0.7 :

1т г : о.б :

0.5 ~

0.4 ~

0.3 :

0.2 ^ 0.1 1

0.0

0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 Л

Рис.6.1. Зависимости безразмерной фазовой скорости (а) и относительной скорости роста возмущений (Ъ) от угла а между волновым вектором в плоскости разрыва к| и скоростью квазирадиального растекания вещества Уо при Л^о 1. Вех Дл-я различных значений ]¥; 5 = 3, И = 0.125, Мо = 0.05, а2ех = 6, а{п = 0. ■

• фазовая скорость и относительная скорость роста наиболее неустойчивых прямых возмущений малочувствительны к изменению Вех в широком диапазоне на коротких длинах волн (ТУ < 1) и значительно изменяются с изменением внешнего магнитного поля на длинных (\¥ >-1) — рис. 6.6.

6.1.4■ Обсуждение.

Таким образом, при любой ориентации проекции волнового век

4.0

Re z

3.5 -3

W = 5

W ~ 4

3.0 2.5 2.0 1 1.5

1.0 1

W = 3 w = i

0.

W = 4 a.

W = 2

0.0 0.2 0.4 0.6

0.8

1.0

T.2.1.4 ' "q ' 1.6

Рис.6.2. Зависимости безразмерной фазовой скорости (а) и относительной скорости роста возмущений (Ь) от угла в между магнитным полем нижней хромосферы Вех и скоростью квазирадиального растекания вещества Vo при Vo || kj для различных значений W; s = 3, R — 0.125, Mq = 0.05, а2ж = 6, ain = 0. тора на плоскость разрыва к^ имеет место НКГ. Это позволяет сделать вывод, что в качестве результирующего эффекта будет наблюдаться интерфереционная картина наиболее быстро растущих волн. Оценим характерный поперечный масштаб интерференционного максимума. Из условия = 3 в размерном виде следует Л = 67Гс2п/д. Подставляя сюда "солнечное" значение д = 0.274 км/с2, получаем оценку масштаба в виде Ац/2 х А]/2 ~ 2200 км х2200 км или, имея в виду, что для поперечных возмущений \¥ может быть выбрано равным ~ 1,

Рис.6.3. Зависимости безразмерной фазовой скорости (а) и относительной скорости роста (Ь) от характеризующего влияние поперечной силы тяжести параметра W = д/к±с2п для возмущений с kj L Vo при

V0 1 Вех; 5 = 3, R = 0.125, М0 = 0.05, а2ех = 6, ain = 0. находим: Лц/2 х Aj/2 ~ 2200 км х750 км (здесь индекс Л отвечает знаку между векторами V0 и kj). Так как при этом быстрее всего нарастают все же прямые возмущения, эти структуры на начальной стадии неустойчивости "разбегаются" по всем направлениям от центра ячейки суперконвекции со скоростью ~ 25 км/с, т.е. в 50 раз быстрее радиального растекания вещества. Такие длинноволновые возмущения всего лишь за 10 мин. достигают края ячейки; при этом, даже если их скорость роста будет определяться линейный законом дисперсии, амплитуда за это время вырастет всего лишь в exp (k±Ro lm zjRe z) ~ е3

Рис.6.4. Зависимости безразмерной фазовой скорости (а) и относительной скорости роста (Ь) от характеризующего влияние поперечной силы тяжести параметра ]¥ = д/к±с2п для возмущений с к^ || Л^о при Л^о || Вех; 5 = Я = 0.125, М0 = 0.05, а2ех = б, а{п = 0. раз. Поскольку такая оценка безусловно дает значение амплитуды, завышенное в несколько раз, следует сделать вывод, что эти возмущения вряд ли могут быть причиной образования спикул.

Вместе с тем, как видно из рис. 6.5, с уменьшением длины волны и фазовая скорость, и скорость роста амплитуды возмущений убывают, но последняя убывает значительно медленнее первой. Поэтому коротковолновые возмущения вполне способны достичь стадии ярко выраженной нелинейности на масштабах, много меньших радиуса ячейки суперконвекции. Так, например, для Ац ~ 700 км (И^ ~ 0.5) радиалья

4.0 3.0 2.0 1.0

0.0

0.0 2.0 4.0 6.0 8.0 -ру 10.0

Рис.6.5. Зависимости безразмерной фазовой скорости и относительной скорости роста от характеризующего влияние поперечной силы тяжести параметра У\[ = д/к±с2п для возмущений с к| || Л^о при Л^о -1- Вех; й^З, Д = 0.125, М0 = 0.05, а2ех = 6, аы = 0. ная фазовая скорость ~ 5 км/с, а время прохождения до края ячейки ~ 50 мин. При линейной скорости роста амплитуда таких возмущений увеличилась бы'за это время в ~ е60 раз — понятно, что нелинейные эффекты разовьются значительно раньше.

Следует, вероятно, пояснить особо, что хотя дисперсионные кривые практически симметричны относительно замены к1 на — к[ (т.е. а на 7Г — а — см. рис. 6.1), геометрия задачи должна приводить к концентрации наиболее развитых нелинейных структур на границах супергранул. Это связано с тем, что возмущения, зарождающиеся в произвольной области поверхности суперячейки и обладающие проекцией к], ориентированной строго на ее центр, составляют лишь малую долю в общем спектре возмущений. Остальные же возмущения будут, нарастая, распространяться минуя центр к краям супергранулы.

Отметим попутно, что, с переходом к масштабам порядка 1 тыс. км и менее, применение нами локального анализа (см. подпункт 6.1.1) оправдывается, тем самым, задним числом.

Таким образом, коротковолновые возмущения оказываются наиболее подходящими кандидатами на роль спикул: чем меньше длина волны, тем больше время пробега т такого возмущения от центра ячейки к краю и тем резче будет выражена нелинейная стадия процесса.

Ясно, однако, что по мере уменьшения масштабов в действие будут вступать не учтенные в модели диссипативные эффекты и прежде

5.0

Яе х

4.0 3.0

2.0

1.0

0.0

0 20 40 60 80 100 2 ех

0.8 : 1т £ :

0.6 : 0.4- 1

0.2 : 0.0 г

О 20 40 60 80 ^ 100 ех

Рис.6.6. Зависимости безразмерной фазовой скорости (а) и относительной скорости роста (Ь) от характеризующего величину внешнего магнитного поля параметра а2ж для прямых возмущений с к1 || Уо при У0 1. Вех; 5 = 3, -Мо — 0.05, , а{п = 0, параметр В, изменяется в соответствии с (15). всего те из них, которые связаны с конечной проводимостью плазмы (в нижней хромосфере проводимость плазмы равна примерно а ~ 1012 с"1 [92]).

Для того, чтобы сопоставить время пробега т с характерным ски-новым временем та = 7гсгЛ2/с2 (здесь с — скорость света), заметим прежде всего, что, как видно из рис. 6.5, фазовая скорость перемещения возмущений меняется с изменением длины волны по закону, близкому к линейному: г>р ~ г>0А/Ао, где г>о = 1 км/с и Л0 = 185 км, согласно

5.0

Яе г

4.0 6

3.0

2.0

1.0

0.0

ЦТ =

Ж = 5

---

--- Ж =

------- ж = н—- ж .= 1

0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0

Мг о

0.7

1т г 0.6

0.5

0.4

0. 0.1 ^ 0.0

I.II.1111111111

Ж = 3 Ъ) ж = . ж = .X——-—"" Iг = 4

Ж = 5

0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.£

0.9 1.0

М0

Рис.6.Т. Зависимости безразмерной фазовой скорости (а) и относительной скорости роста (Ь) от числа Маха Мо для прямых возмущений с к± || Л^о при У0 Л- Вех; я =: 3, а2ех = 6, — 0, параметр И изменяется в соответствии с (15). приведенному выше примеру. Приравнивая та к т = получаем, что омическая диссипация начинает эффективно сглаживать возмущения поля при Л < 43 км, что заметно меньше характерного поперечника спикулы.

Надо однако учесть, что на нелинейной стадии развития неустойчивости, когда возмущения изначально простой геометрии поля становятся достаточно большими, возможно развитие резистивной неустойчивости типа тиринг- моды, приводящей к пере со единению магнитных силовых линий и изменению топологии магнитного поля. Обратный инкремент такой моды составляет по порядку величины (см., например, обзор в [94]): тг ~ \/таТА-, где та — альфвеновское время в интересующем нас масштабе А, т.е. гд — Х/211ех. В этом случае, приравняв тг и т, получим для оценки минимальной длины волны возмущений, "выживающих" за время пробега по ячейке, следующее значение: что является уже неплохим приближением снизу к реально наблюдаемым масштабам.

Как уже отмечалось выше, из-за интерференции неустойчивые возмущения на поверхности разрыва не имели бы вида валов или гребней даже при однородном течении в области z < 0. Если же учесть наличие мелкомасштабного хаотического магнитного поля в плазме при z < 0 с характерным масштабом неоднородности порядка нескольких длин волн возмущений, то условия раскачки неустойчивости будут существенно различны в зависимости от локального направления Bin. Последнее также с необходимостью приведет к формированию отдельных пиков вместо гребней. К такому же эффекту приводит и предположение о наличии мелкомасштабных флуктуации скорости Vo в масштабах порядка размера одной гранулы (внутри ячейки супергрануляции, имеющей масштаб Ro ~ 15 тыс.км, существует "обычная" грануляция с характерным масштабом ~ 1 тыс.км). Естественность этих предположений вряд ли вызывает сомнения и потому, что переход от вертикального всплытия в центре гранулы к горизонтальному растеканию по ее поверхности не может не привести к нестационарности последнего.

Такая не стационарность и наличие достаточно сильных мелкомасштабных возмущений должны приводить к более быстрому, чем предсказанное линейной теорией, развитию неустойчивости из-за наличия затравочных возмущений конечных амплитуд.

Следствием наличия магнитного поля при z < 0 может быть и еще один интересный эффект. Основание "горба" волны будет иметь тенденцию вмораживаться в это поле, из-за чего "горб" будет тормозиться, причем его вершина будет иметь тенденцию опережать основание. Кроме того, торможение "горба" в силу закона дисперсии (см. рис. 6.5) означает смещение во все более коротковолновую область. Оба эти процесса должны приводить ко все большему укручению профиля волны (наряду с обычным нелинейным укручением) вплоть до образования наблюдаемых наклоненных пичкообразных структур.

17)

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В заключение сформулируем основные результаты работы, выносимые на защиту.

1. Разработана теория аккреционно-струйных систем, находящихся в гравитационном поле центрального объекта. Она позволяет исследовать причины формирования и эволюции крупномасштабной волновой структуры таких систем.

2. В рамках созданной теории показано, что в молодых звездных системах, включающих аккреционные диски и биполярные струйные выбросы, глобальную волновую структуру создают неустойчивые моды струй. Предложено объяснение синхронизации излучающих узлов в диаметрально противоположных струйных выбросах такими модами посредством возбуждения ими конусов Маха в атмосфере и волн в диске.

3. Развитие резонансной неустойчивости внутренних гравитационных волн на границе коллимированных выбросов (радиоджетов) из галактических ядер приводит к образованию широких конусов ионизованного вещества вокруг радиоджета и к формированию в таких конусах наблюдаемых ярких волокнистых структур. Динамическое охлаждение высвечиванием усиливает этот эффект.

4. При наличии околозвездного диска, одиночный сверхзвуковой выброс из протозвезды способен вызвать серию вторичных выбросов и в конечном итоге привести к формированию высококоллими-рованной сверхзвуковой струи.

5. Развитие в аккреционных дисках магнитоакустической или акустической неустойчивости волн, резонирующих между критическими слоями в перпендикулярном к плоскости симметрии диска направлении, может создать условия, ведущие к турбулизации вещества диска, необходимой для обеспечения наблюдаемого темпа аккреции.

6. Нелинейным численным моделированием показано, что во внутренних областях галактических дисков возможен автоколебательный квазипериодический режим, обусловленный резонансным взаимодействием спиральной волны плотности в газовом диске с волной потенциала бара. При этом за один квазипериод, равный двум периодам оборота бара (3 • 107 108 лет) галактика последовательно проходит морфологические стадии спиральной, кольцевой и 0-галактики.

7. Впервые предложено объяснение солнечных спшсул развитием коллективных процессов в плазме. Резонансное взаимодействие альф-веновских и внутренних гравитационных волн и развитие неустойчивости Кельвина-Гельмгольца на границе ячейки суперконвекции, либо полутени пятна в переходном слое от фотосферы к хромосфере естественным образом объясняет наблюдаемый спектр нестационарно ст ей нижней хромосферы Солнца и филаментарную структуру полутени солнечных пятен.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Мусцевой, Виктор Васильевич, 2000 год

1. Jeans J. Astronomy and Cosmology. — Cambridge: Cambr. Univ. Press, 1928.

2. Heisenberg W., Weizsäcker С.F. // Z. Phys. 1948. V. 125. P. 290.

3. Chandrasekhar S., Fermi E. // Astrophys. J. 1953. V. 118. P. 113.

4. Lindblad B. // Stock. Obs. Ann. 1941. V. 13. P. 10.

5. Lin C., Shu F. // Astrophys. J. 1964. V. 140. P. 646.

6. Чандрасекар С. Принципы динамики звездных систем. —М.: ИЛ, 1948.

7. Поляченко В.Л., Фридман A.M. Равновесие и устойчивость гра-витирующих систем. — М.: Наука, 1976.

8. Марочник Л.С., Сучков A.A. Галактика. — М.: Наука, 1984.

9. Рольфе К. Лекции по теории волн плотности. — М.: Мир, 1980.

10. Mündt R., Fried J.W. // Astrophys. J. Lett. 1983. V. 274. L83.

11. Mündt R. // Can. J. Phys. 1986. V. 64. P. 407.

12. Mündt R., В rug el E.W., Buhrke T. // Astrophys. J. 1987. V. 319. P. 275.

13. Незлин M.B., Снежкин E.H. Вихри Россби и спиральные структуры. — М.: Наука, 1990.

14. Lynden-Bell В. // MNRAS. 1962. V. 124. Р. 195.

15. Горъкавый H.H., Фридман A.M. Физика планетных колец: Небесная механика сплошной среды. — М.: Наука, 1994.

16. Papaloizou J.C.B., Pringle J.E. // MNRAS. 1985. V. 213. P. 799.

17. Papaloizou J.C.B., Pringle J.E. // MNRAS. 1987. V. 225. P. 267.

18. Ветчов В., Криминале В. Вопросы гидродинамической устойчивости. — М.: Мир, 1971.

19. Bluman W. // J. Fluid Mech. 1970. V. 40. P. 769.

20. Bluman W., Brazin B.G., Billings B.F. //J. Fluid Mech. 1975. V. 71. P. 305.

21. Brazin P.G., Bavey A. // J. Fluid Mech. 1977. V. 82. P. 255.

22. Mach E., Solcher P. // Wien. Ber. 1889. V. 98. P. 1303.

23. Mach L. // Wien. Ber. 1897. V. 106-11. P. 1025.

24. Mack L.M. / in: Methods in Computational Physics, ed. B. Alder, Academic Press, NY, 1965, 4, P. 247.

25. Miley G. // Ann. Rev. Astr. Ap. 1980. V. 18. P. 165.

26. Bridle A.G., Berley R.A. // Ann. Rev. Astr. Ap. 1984. V. 22. P. 319.

27. Beglman M.C., Blandford R.B., Rees M.J. Ц Rev. Mod. Phys. 1984. V. 56. P. 255.

28. Margon B. // Science. 1982. V. 215. P. 247.

29. Ferrari ATrussoni E., Zaninetti L. // Astron. Astrophys. 1978. V. 64. P. 43.

30. Hardee P.E. // Astrophys. J. 1979. V. 234. P. 47.

31. Ferrari A., Trussoni E., Zaninetti L. // MNRAS. 1981. V. 196. P. 1054.

32. Ray T.P. // MNRAS. 1981. V. 196. P. 195.

33. Ferrari A., Massaglia S., Trussoni E. // MNRAS. 1982. V. 198. P. 1065.

34. Hardee P.E. // Astrophys. J. 1982. V. 257. P. 509.

35. Norman M.L., Smarr L., Winkler K.H.A., Smith M.D. // Astron. Astrophys. 1982. V. 113. P. 285.

36. Cohn H. // Astrophys. J. 1983. V. 269. P. 500.

37. Hardee P.E. // Astrophys. J. 1983. V. 269. P. 94.

38. Payne D.G., Cohn H. / Astrophys. J. 1985. V. 291. P. 655.

39. Hardee P.E. // Astrophys. J. 1987. V. 318. P. 78.

40. Hardee P.E., Norman M.L. // Astrophys. J. 1988. V. 334. P. 70.

41. Norman M.L., Hardee P.E. // Astrophys. J. 1988. V. 334. P. 80.

42. Miles J.W. // J. Acoust. Soc. Amer. 1957. V. 29. P. 226.

43. Ribner H.S. //J. Acoust. Soc. Amer. 1957. V. 29. P. 435.

44. Колыхалов П.И. // Препринт ИКИ АН СССР. 1983. N 824.

45. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М. Гидродинамика. — М.: Наука, 1988.

46. Bodo G., Rosner R., Ferrari A., Knobloch E. // Astrophys. J. 1989. , V. 341. P. 631.

47. Hardee P.E., White R.E., Norman M.L., Cooper M.A., Clarke D.A. // Astrophys. J. 1992. V. 387. P. 460.

48. Smith M.D. // Astrophys. J. 1994. V. 421. P. 400.

49. Norman C.A., Silk J. // Astrophys. J. 1979. V. 228. P. 197.

50. Reipurth B. // ESO Scient. Prepr. 1989. No 763.

51. Мовсесян Т.A. // Письма в астрон. журн. 1992. Т. 18. С. 748.

52. Мовсесян Т.А. Спектральные исследования звездных джетов // Дис. канд. физ.-мат. наук. Бюракан, 1992. 56 с.

53. Raga А.С., Kofman L. // Astrophys. J. 1992. V. 386. P. 222.

54. Stone J.M., Norman M.L. j j Astrophys. J. 1993. V. 413. P. 210.

55. Gouveia Dal Pino E.M., Benz W. // Astrophys. J. 1994. V. 435. P.261.

56. Glatzel W. // MNRAS. 1987. V. 225. P. 227.

57. Savonije G.J., Heemskerk M.H.M. // Astron. Astrophys. 1990. V. 240. P. 191.

58. Papaloizou J.C.B., Savonije G.J. // MNRAS. 1991. V. 248. P. 353.

59. Van Der Klis M., Jansen F., Van Paradijs J., Lewin W.H.G., Van Den Heuvel E.P.J., Trumper J.E., Szatjno M. // Nature. 1985. V. 316. P. 225.

60. Van Der Klis M., Jansen F. A. // Nature. 1985. V. 313. P. 768.

61. Van Der Klis M. // ARA&A. 1989. V. 27. P. 517.

62. Vikhlinin A., Churazov E., Gilfanov M., Sunyaev R., Dyachkov A., Khavenson N., Kremnev R., Sukhanov K., Ballet J., Laurent P., Salotti L., Claret A., Olive J.F., Denis M., Mandrou P., Roques J.P. // Astrophys. J. 1994. V. 424. P. 395.

63. Van Der Klis M., Wijnands R.A.D., Home K., Chen W. / / Astrophys. J. Lett. V. 481. L97.

64. Shaham J. // Advances in Space Research. 1988. V. 8. P. 449.

65. Alpar M.A., Yilmaz A. // New Astronomy. 1997. V. 2. P. 225.

66. Vikhlinin A., Churazov E., Gilfanov M. // Astron. Astrophys. 1994. V. 287. P. 73.

67. Lamb F.K. // Advances in Space Research. 1988. V. 8. P. 421.

68. Abramowicz M.A., Chen X., Taam R.E. // Astrophys. J. 1995. Y. 452. P. 379.

69. Spruit H.C. // Astron. Astrophys. 1987. V. 184. P. 173.

70. Wijnands R.A.D., Van Der Klis M. // Astrophys. J. Lett. 1997. V. 482. L65.

71. Wijnands R.A.D., Van Der Klis M., Van Paradijs J., Lewin W.H.G., Lamb F.К., Vaughan В., Kuulkers E. // Astrophys. J. Lett. 1997. V. 479. L141.

72. Mendez M., Van Der Klis M., Wijnands R., Ford E.C., Van Paradijis J., Vaughan B.A. // Astrophys. J. Lett. 1998. V. 505. L23.

73. Фридман A.M. // Успехи физ. наук. 1978. Т. 125. С. 352.

74. Фридман A.M. //Журн. эксперим. и теор. физ. 1990. Т. 98. С. 1121.

75. Морозов А.Г. j I Письма в Астр он. журн. 1977. Т. 3. С. 195.

76. Морозов А.Г. j j Астрон. журн. 1979. Т. 56. С. 498.

77. Морозов А.Г. j/ Кинематика и физика небесных тел. 1989. Т. 5. С. 75.

78. Баев П.В. // Дис. канд. физ.-мат. наук. М.: МГУ, 1989.

79. Морозов А.Г., Торгашин Ю.М., Фридман A.M. // Науч. информ. Астрон. совета АН СССР. 1986. Т. 61. С. 110.

80. Павловская Е.Д., Сучков A.A. // Астрон. журн. 1980. Т. 57. С. 280.

81. Морозов А.Г., Незлин М.В., Снежкин E.H., Фридман A.M. // Письма в ЖЭТФ. 1984. Т. 39. С. 504.

82. Морозов А.Г., Незлин М.В., Снежкин E.H., Фридман А.М. // Успехи физ. наук. 1985. Т. 145. С. 160.

83. Ефремов Ю.Н. Очаги звездообразования в галактиках: Звездные комплексы и спиральные рукава. — М.: Наука, 1989.

84. Athanassoula Е. // Astron. Ар. 1980. V. 88. Р. 184.

85. Корчагин В.И., Шевелев Ю.Г. // Астрофизика. 1980. Т. 16. С. 757.

86. Корчагин В.И., Шевелев Ю.Г. // Астрофизика. 1981. Т. 17. С. 455.

87. Van Albada Т.S., Sanders R.H. // MNRAS. 1982. V. 198. Р. 865.

88. Roberts W.N.Jr., Hausman M.A. // Astrophys. J. 1984. V. 277. P. 74.

89. Matsuda Т., Inoue M., Sawada K., Shima E., Wakamatsu K. // MNRAS. 1987. V. 229. P. 295.

90. Athanassoula E. // Proc. "Intern. School and Workshop on Plasma Astrophusics", Varenna, 1988.

91. Афанасьев В.JI., Леей В.В., Морозов А.Г. // Препринт ВолГУ 6-89. Волгоград, 1989.

92. Пикелънер С.Б. Основы космической электродинамики. —М.: Наука, 1966.

93. Каплан С.А., Пикелънер С.В., Цитович В.Н. Физика плазмы солнечной атмосферы. — М.: Наука, 1977.

94. Прист Э.Р. Солнечная магнитогидродинамика. — М.: Мир, 1985.

95. Mündt R. // Mitt. Astron. Ges. 1987. V. 70. Р. 100.

96. Buhrke Т., Mündt R., Ray T.P. // Astron. and Astrophys. 1988. V. 200. P. 99.

97. Raga A.C., Mündt R., Ray T.P. // Astron. and Astrophys. 1991. V. 252. P. 733.

98. Mündt R., Raga A.C., Ray T.P. // Astron. and Astrophys. 1991. V. 252. P. 740.

99. Fomalont E.B. / In: Astrophysical Jets, eds. A. Ferrari, Dordrecht, 1983, P. 37.

100. Dopita M.A. // Astrophys. J. Suppl. 1978. V. 37. P. 117.

101. Панферов A.A., Фабрика C.H. // Астрон. журн. 1997. Т. 74. С. 574.

102. Панферов A.A., Фабрика С.Н., Рахимов В.Ю. // Препринт N 109 САО РАН. Часть I. Нижний Архыз, 1995.

103. Wilson A.S., Tsvetanov Z.I. // Astron. J. 1994. V. 107. Р. 1227.

104. Tsvetanov Z.I., Morse J.A., Wilson A.S., Cecil G. // Astrophys. J. 1996. V. 458. P. 172.

105. Morse J.A., Raymond J.C., Wilson A.S. // PASP, 1996. V. 108. P. 426.

106. Falcke H., Wilson A.S., Simpson C., Bower G.A. // Preprint SISSA, Astro-ph / 9608038. 1996.

107. Wilson A.S. / in Astrophysical Jets, STScl Symp. Series N 6, Cambridge Univ. Press, 1993. P. 121.

108. Biretta J.A., Owen F.N., Hardee P.E. // Astrophys. J. Lett. 1983. V. 274. L27.

109. Steffen W. // Preprint SISSA, Astro-ph / 9611133. 1996.

110. Мусцевой В.В. // Вестник Волгоградского ГУ, сер."Математика и физика". 1996. Вып. 1. С. 105.

111. Cecil G., Wilson A.S., Tally R.B. // Astrophys. J. 1992. V. 390. P. 365.

112. Shakura N.I., Sunyaev R.A. 11 Astron. Astrophys. 1973. V. 24. P. 337.

113. Норман M., Смарр Л., Винклер K.-X. Гидродинамические механизмы образования узлов в астрофизических струйных выбросах / в кн. "Численное моделирование в астрофизике." — М.: Мир, 1988. С. 95.

114. Ray Т.P., Mundt R., Dyson J.E., Falle S.A.E.G., Raga А.С. 11 Astrophys. J. 1996. V. 468. L103.

115. Справочник по специальным функциям / Под ред. М. Абрамовица и И. Стиган. — М.: Наука, 1979.

116. Висноватый-Коган Г. С. Физические вопросы теории звездной эволюции. — М.: Наука, 1989.

117. Hoperskov A.V., Morozov A.G., Mustsevaya Yu.V., Mustsevoy V.V. 11 Preprint VolSU N 4-90. Volgograd, 1990.

118. Corcoran M., Ray T.P // Astron. Astrophys. 1997. V. 321. P. 189.

119. Carbit S., Raga A., Gueth F. Models of Bipolar Molecular Outflow // Herbig-Haro Flows and the Berth of Stars: IUA Symposium. 1997. No. 182, P. 163-180.

120. Norman M.L., Stone J.M. // Astrophys. J. 1997. V. 483. P. 121.

121. MacDonald J., Bailey M.E. // MNRAS. 1981. V. 197. P. 995.

122. Велоцерковский O.M., Давыдов Ю.М. Метод крупных частиц в газовой динамике. — М.: Наука, 1982.

123. Little L.T. // Quart. J. Roy. Astron. Soc. 1994. V. 35. P.ll.

124. Сурдин В.Г. Рождение звезд. — М.: УРСС, 1997. — 208 с.

125. Hartigan Р. // Astrophys. J. 1989. V. 339. P. 987.

126. Falle S.A.E.G., Innes D.E., Wilson M.J. // MNRAS. 1987. V. 225. P. 741.

127. Konigl A. // Astrophys. J. 1982. V. 261. P. 115.

128. Леей В.В., Морозов А.Г., Хоперское A.B. Градиентные неустойчивости газового диска и проблема турбулентной вязкости // Классическая гравифизика: Материалы 2-ой Всесоюзной конференции. Волгоград, 1989. С. 20-22.

129. Морозов А.Г., Хоперское A.B. // Письма в астрон. журн. 1990. Т. 16. С. 576.

130. Blandfrd R.D., Payn R.D. // MNRAS. 1982. V. 199. Р. 883.

131. Königl А. // Astrophys. J. 1989. V. 342. P. 208

132. Safier P.N. // Astrophys. J. 1998. V. 494. P. 336.

133. Eggum G.E., Coroniti F.V., Katz J.I. // Astrophys. J. Lett. 1985. V. 298. L41.

134. Eggum G.E., Coroniti F.V., Katz J.I. // Astrophys. J. 1988. V. 330. P. 142.

135. Липунов В.M. // Астрон. журн. 1980. Т. 57. С. 1253.

136. Колыхалов П.И., Сюняев P.A. // Письма в Астрон. журн. 1979. Т. 5. С. 338.

137. Липунов В.М. Астрофизика нейтронных звезд. —М.: Наука, 1987.

138. Зельдович Я.Б., Колыхалов П.И. // Доклады АН СССР. 1982. Т. 266. С. 302.

139. Морозов А.Г., Файнштейн В.Г., Фридман A.M. // Доклады АН СССР. 1976. Т. 231. С. 588.

140. Лозинская Т.А. Сверхновые звезды и звездный ветер. Взаимодействие с газом Галактики. — М.: Наука, 1986.

141. Сыроватский С.И. // Журн. эксперим. и теорет. физ. 1954. Т. 27. С. 121.

142. Колыхалов П.И. // Изв. АН СССР, Сер. "Механика жидкостей и газа". 1985. Т. 2. С. 10.

143. Kundt W., Rubnik M. // Astron. Astrophys. 1980. V. 91. P. 305.

144. Anzer J., Borner G., Meyer-Hofmeister E. // Astron. Astrophys. 1987. V. 198. P. 85.

145. Northrop, T. // Phys. Rev. 1956. V. 103. P. 1150.

146. Wang Y-M., Welter G.L. // Astron. Astrophys. 1982. V. 113. P. 113.

147. Липунов В.M. ¡I Астрон. цирк. 1978. N 993. С. 1.

148. Мусцевой В.В., Хоперское A.B. //Письма в Астрон. журн. 1991. Т. 17. С. 281.

149. Ломинадзе Ж.Г., Сохадзе З.А., Чагешвили Г.Д., Чанишвили Р.Г. 11 Бюл. Абастум. АО. 1985. Т. 58. С. 211.

150. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М. Электродинамика. —М.: Наука, 1982.

151. Морозов А.Г., Мусцевой В.В. // Изв. АН СССР, сер.: "Механика жидкости и газа". 1991. Т. 3. С. 3.

152. Мусцевой B.B. // Препринт Волгоградского ГУ N 1-94. Волгоград, 1994.

153. Hoperskov A.V., Mustsevaya Yu.V., Mustsevoy V.V. // Astronomical and astrophysical transactions. 1993. V. 4. P. 65.

154. Van der Kliss M. Physics of Compact Objects: Theory versus Observation. / Eds. L. Filipov and N.E. White, 1988. Advance in Space Reseach, 8, P. 383.

155. Hasingev G. / in: Physics of Neutron Stars and Black Holies, Ed. Y.Tanaka, 1988, Universal Academy Press.

156. Shakura N.I., Sunyaev R.A. Physics of Compact Objects: Theory versus Observation. / Eds. L. Filipov and N.E. White, 1988. Advance in Space Reseach, 8, P. 135.

157. Lipunov V.M., Postnov K.A. // Astrophys. Spase Sei. 1984. V. 106. P. 103.

158. Papaloizou J.C.B., Stanley C.Q.G. // MNRAS. 1986. V. 220. P. 593.

159. Regev O., Hougerat A.A. // MNRAS. 1988. V. 232. P. 81.

160. Линь Ц.Ц. Теория гидродинамической устойчивости. — М., ИЛ, 1958.

161. Тимофеев A.B. / В сб.: Вопросы теории плазмы, М.: Энергоатом-издат, 1988, вып. 17, С. 157.

162. Хоперское A.B., Храпов С.С. // Письма в Астрон. журн. 1995. Т. 21. 5. С. 388.

163. Сюняев P.A., Шакура Н.И. // Препринт ИКИ АН СССР. 1975. N 245.

164. Shakura N.I., Sunyaev R.A. // MNRAS. 1976. V. 175. P. 613.

165. Foulkner J., Lin D.N.C., Papaloizou J.C.B. // MNRAS. 1983. V. 205. P. 359.

166. Lightman A.P., Eardley D.M. // Astrophys. J. Lett. 1974. V. 187. LI.

167. Papaloizou J.C.B., Pringle J.E. // MNRAS. 1984. V. 208. P. 721.

168. Леей В.В., Морозов А.Г. // Астрофизика. 1989. Т. 30. С. 371.

169. Морозов А.Г., Незлин М.В., Снежкин E.H., Торгашин Ю.М., Фридман A.M. // Астрон. цирк. 1985. N 1414. С. 1.

170. Lin D.N. С., Papaloizou J.C.B., Savonije G.J. // Astrophys. J. 1990. V. 365. P. 748.

171. Eardley D.M., Lightman A.P. // Astrophys. J. 1975. V. 200. P. 187.

172. Rüden S.P., Papaloizou J.C.B., Lin D.N.C. // Astrophys. J. 1988. V. 329. P. 739.

173. Торгашин Ю.М. // Дис. канд. физ.-мат. наук. Тарту, 1986.

174. Морозов А.Г., Файнухтейн В.Г., Фридман A.M. / веб. "Динамика и эволюция звездных систем", ВАГО, Москва-Ленинград, 1975, С.

175. Морозов А.Г., Файнштейн В.Г., Фридман A.M. // Доклады АН СССР. 1976. Т. 228. С. 1072.

176. Морозов А.Г., Файнштейн В.Г., Фридман A.M. //Журн. экспе-рим. и теорет. физ. 1976. Т. 71. С. 1249.

177. Фридман A.M., Хоружий О.В. // Успехи физ. наук. 1993. Т. 163. С. 79.

178. Morozov A.G., Mustsevoj V.V. // Preprint VolSU 5-89. Volgograd, 1989.

179. Чурилов C.M., Шухман И.Г. // Астрон. цирк. 1981. N 1157. С. 1.

180. Афанасьев В.Л., Буренков А.Н., Засов А.В., Силъченко O.K. // Астрофизика. 1988. Т. 28. С. 243.

181. Афанасьев В.Л., Буренков А.Н., Засов А.В. и др. // Астрофизика. 1988. Т. 28. С. 1040.

182. Афанасьев В.Л., Буренков А.Н., Засов А.В. и др. // Астрон. журн. 1988. Т. 1991. С. 68.

183. Афанасьев В.Л., Буренков А.Н., Засов А.В. и др. // Астрон. журн. 1988. Т. 1992. С. 69.

184. Хауд У.А. // Письма в Астрон. журн. 1979. Т. 5. С. 124.

185. Rubin V.C., Ford W.K. // Astrophys. J. 1970. V. 159. P. 379.

186. Sinha R.R. // Astron. Astrophys. 1978. V. 69. P. 227.

187. Goad J.W. // Ap. J. Suppl. Ser. 1976. V. 32. P. 89.

188. Rubin V.C., Burstein D., Ford W.K. et al. 11 Astrophys. J. 1985. V. 81. P. 289.

189. Ляхович B.B., Фридман A.M., Хоружий О.В. //В сб.: "Неустойчивые процессы во Вселенной." — М.: Космосинформ, 1994. С. 191.

190. Morozov A.G., Mustsevaya J.V., Mustsevoj V.V. // Preprint VolSU 2-91. Volgograd, 1991.

191. Базденков C.M., Погуце О.П. // Письма в ЖЭТФ. 1983. Т. 37. С. 317.

192. Ландау Л.Д. // Доклады АН СССР. 1944. Т. 44. С. 151.

193. Антипов С.В., Незлин М.В., Родионов В.К., Снежкин Е.Н., Трубников А.С. 11 Письма в ЖЭТФ. 1983. Т. 37. С. 319.

194. Засов А.В., Фридман A.M. // Астрон. цирк. 1987. N 1519. С. 1.

195. Acheson D.J. // J. Fluid Mech. 1967. V. 77. P. 433.

196. Колыхалов П.И. // Доклады АН СССР. 1985. Т. 180. С. 95.

197. Морозов А.Г., Мусцевой В.В., Просвиров А.Э. // Письма в Астрон. журн. 1992. Т. 18. С. 46.

198. Jog С. J., Solomon P.M. // Astrophys. J. 1984. V. 276. P. 114.

199. Shlosman I., Noguchi M. // Astrophys. J. 1993. V. 414. P. 474.

200. Roberts W.W. Ц Astrophys. J. 1969. V. 158. P. 123.

201. Kovalenko I.G., Levi V. V. // Asron. Astrophys. 1992. V. 264. P. 406.

202. Горбацкий В.Г. Введение в физику галактик и скоплений галактик. — М., Наука, 1986.

203. Considere SAthanassoula Е., Puerari T. // Astron. Astrophys. Suppl. 1988. V. 76. P. 365.

204. Elmegreen В., Elmegreen В., Seiden P.E. // Astrophys. J. 1989. V. 602. P. 1989.

205. Glatzel W. // MNRAS. 1988. V. 231. P. 795.

206. Хайрер Э., Hepeemm С., Ваннер Г. Решение обыкновенных дифференциальных уравнений. Нежесткие задачи. — М.: Мир, 1990.

207. Стригачев A.A. // Дис. канд. физ.-мат. наук. М.: МГУ, 1990.

208. Noguchi M., Shlosman I. // Astrophys. and Spase Sei. 1994. V. 216. P. 347.

209. Blitz L., Binney.J., Lo K.Y., Bally J., Ho P.T.P. // Nature. 1993. V. 361. P. 417.

210. Леей В.В., Морозов А.Г. //Сообщения CAO. 1989. Т. 61. С. 129.

211. Саслау У. Гравитационная физика звездных и галактических систем. — М.: Мир, 1989.

212. Lynden-Bell В., Kalnajs A.J. // MNRAS. 1972. V. 157. P. 1.

213. Морозов А.Г., Незлии M.В., Снежкин E.H., Торгашин Ю.М., Фридман A.M. // Астрон. цирк. 1985. N 1414. С. 7.

214. Марочник И.С., Вермаи В., Мишуров Ю.Н., Сучков A.A. // Astrophys. and Space Sei. 1983. V. 89. P. 177.

215. Мишуров Ю.Н., Пефгпиев В.И., Сучков A.A. // Астрон. журн. 1976. Т. 53. С. 268.

216. Горбацкий В.Г., Сербии В. М. //Астрофизика. 1983. Т. 19. С. 79.

217. Горбацкий В.Г., Усович К.И. // Астрофизика. 1986. Т. 25. С. 125.

218. Fukunaga M. // Publ. Astron. Soc. Jap. 1983. V. 35. P. 173.

219. Сурдин В.Г. // Астрон. цирк. 1980. N 1113. С. 3.

220. Липунов В.М. // Астрон. журн. 1982. Т. 59. С. 286.

221. Силъченко O.K., Липунов В.М. // Астрофизика. 1987. Т. 26. С. 363.

222. Силъченко O.K., Липунов В.М. // Астрофизика. 1987. Т. 26. С. 443.

223. Glatzel W. // MNRAS. 1990. V. 242. P. 338.

224. Toomre A. // Ann. Rev. AAp. 1977. V. 15. P. 437.

225. Toomre A. f in: The Structure and Evolution of Normal Galaxies, eds. S.M.Fall end D.Lynden-Bell. Cambridge UP, 1981.

226. Sawada К., Matsuda Т., Inoue M., Hachisu I. 11 MNRAS. 1987. V. 224. P. 307.

227. Larson R.B. / in: The Formation and evolution of planetary systems, eds. H.A.Weaver et al. Cambridge UP, 1988.

228. Spruit H. / in: Theory of Accretion Disks, eds. F.Meyer, W.J.Duschl, J.Frank and E.Meyer-Hofmeister. Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, 325, 1989.

229. Little В., Carlberg R.G. // MNRAS. 1991. V. 251. P. 227.

230. Sanders P.В., Solomon P.M., Scoville N.Z. // Astrophys. J. 1984. V. 278. P.'182.

231. Горбацкий В.Г. Космическая газодинамика. — М.: Наука, 1977.

232. Бочкарев Н.Г. Основы физики межзвездной среды. — М.: Изд-во МГУ, 1991.

233. Флетьчер К. Вычислительные методы в динамике жидкостей. Т.1. — М.: Мир, 1991.

234. Sellwood J.А. // Astron. Astrophys. 1980. V. 89. P. 296.

235. Морозов А.Г. // Sov. Astron. 1981. V. 25. P. 421.

236. Михайлова E.A., Морозов А.Г. 11 Астрон. цирк. 1988. N 1528. С. 3.

237. Baker P.L., Barker P.K. // Astron. Astrophys. 1974. V. 36. P. 179.

238. Goldreich P., Tremaine S. // Ann.Rev.АAp. 1982. V. 20. P. 517.

239. Toomre A. // Astrophys. J. 1964. V. 139. P. 1217.

240. Goldreich P., Lynden-Bell D. // MNRAS. 1965. V. 130. P. 7.

241. Усович К.И. 11 Астрофизика. 1988. Т. 28. С. 510.

242. Фридман A.M., Поллченко В.Л., Засов A.B. / in: Dynamics of Galaxies and Molecular Cloud Distribution, eds. F.Combes and F.Casoli. Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, Boston, London,1990.

243. Freeman K.C. // MNRAS. 1966. V. 133. P. 47.

244. Freeman K.C. // MNRAS. 1966. V. 134. P. 1.

245. Freeman K.C. /1 MNRAS. 1966. V. 134. P. 15.

246. Hunter C. // MNRAS. 1974. V. 166. P. 633.

247. Pfenniger D., Norman C. // Astrophys. J. 1990. V. 363. P. 391.

248. Blitz L., Spergel D.N. // Astrophys. J. 1991. V. 379. P. 631.

249. Сумин A.A., Фридман A.M., Хауд У.A. //Письма в Астрон. журн.1991. Т. 17. С. 779.

250. Rubin V.C., Ford W.K., Thonnard N. // Astrophys. J. 1980. V. 238. P. 471.

251. Rubin V.C., Ford W.K., Thonnard N., Bur stein D. // Astrophys. J. 1982. V. 261. P. 439.

252. Бэдсел Ч., Ленгдон А. Физика плазмы и численное моделирование. — М.: Энергоатомиздат, 1989.

253. Морозов А.Г. // Астрон. журн. 1981. Т. 58. С. 34.

254. Hunter С. // Astrophys. J. 1973. V. 181. Р. 685.

255. Морозов А.Г. // Астрон. журн. 1981. Т. 58. С. 734.

256. Ермаков С.М., Михайлов Г.А. Курс статистического моделирования. — М.: Наука, 1976.

257. Поляченко В.Л., Шухман И.Г. // Письма в Астрон. журн. 1977. Т. 3. С. 254.

258. Каримова Д.К., Павловская Е.Д. // Астрон. журн. 1974. Т. 51. С. 597.

259. Wielen R. // High lights of Astronomy. 1974. V. 3. P. 395.

260. Сучков A.A. // Письма в Астрон. журн. 1983. Т. 9. С. 44.

261. Contopoulos G. // Astron. Astrophys. 1983. V. 117. P. 89.

262. Sellwood J.A. // Astron. Astrophys. 1981. V. 99. P. 362.

263. Lacy J.H., Achtermann J.M., Serabyn E. // Astrophys. J. 1991. V. 380. P. L71.

264. Гуляев P.A. // Солнечные данные. 1988. Т. 12. С. 97.

265. Sterling А.С., Hollweg J.V. // Astrophys. J. 1988. V. 327. P. 950.

266. Qing-Qi Cheng. // Astron. Astrophys. 1992. V. 266. P. 537.

267. Giovanelli R.G. // Solar Phys. 1972. V. 27. P. 71.

268. Moore R.L., Tang F. // Solar Phys. 1975. V. 41. P. 81.

269. Nye A.H., Thomas J.H. /'/ Solar Phys. 1974. V. 38. P. 399.

270. Zirin П., Stein A. // Astrophys. J. 1972. V. 178. L85.

271. Brisken W.F., Zirin H. // Preprint Big Bear Solar Observatory of California N 0379. 1996.

Обратите внимание, представленные выше научные тексты размещены для ознакомления и получены посредством распознавания оригинальных текстов диссертаций (OCR). В связи с чем, в них могут содержаться ошибки, связанные с несовершенством алгоритмов распознавания. В PDF файлах диссертаций и авторефератов, которые мы доставляем, подобных ошибок нет.