Физика Космоса

Министерство образования и науки
Российской Федерации

Уральский федеральный университет
имени первого Президента России Б. Н. Ельцина

Ф И З И К А
К О С М О С А

Труды 45-й Международной
студенческой научной конференции

Екатеринбург

1—5 февраля 2016 г.

Екатеринбург
Издательство Уральского университета
2016

УДК 524.4
Ф503
Печатается по решению
организационного
комитета конференции

Редколлегия:

П.
Е.
Захарова
(ответственный
редактор),
Э.
Д.
Кузнецов,
А. Б. Островский, С. В. Салий, А. М. Соболев (Уральский
федеральный университет), К. В. Холшевников (Санкт-Петербургский
государственный университет), Б. М. Шустов (Институт астрономии
РАН)

Ф503
Физика Космоса : Тр. 45-й Международ. студ. науч.
конф., Екатеринбург, 1—5 февр. 2016 г. — Екатеринбург :
Изд-во Урал. ун-та, 2016. — 300 с.

ISBN 978-5-7996-1639-7

В сборнике представлены доклады и сообщения студенческой научной конференции, которая ежегодно проводится
в Астрономической обсерватории Уральского федерального университета. Цель конференции — обобщить достижения в области астрономии и астрофизики и способствовать
формированию навыков и способностей молодых исследователей.
Сборник предназначен для профессиональных астрономов и физиков, студентов и аспирантов соответствующих
специальностей.

УДК 524.4

ISBN 978-5-7996-1639-7
© Уральский федеральный
университет, 2016

ФИЗИКА КОСМОСА

45-я МЕЖДУНАРОДНАЯ СТУДЕНЧЕСКАЯ
НАУЧНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ

Организаторы

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ
РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

Международная общественная организация
«АСТРОНОМИЧЕСКОЕ ОБЩЕСТВО»

УРАЛЬСКИЙ ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ
Кафедра астрономии и геодезии
Астрономическая обсерватория

1—5 февраля 2016 г.

Екатеринбург, Россия

Научный организационный комитет:

К. В. Холшевников (председатель, Санкт-Петербургский государственный университет), П. Е. Захарова (Уральский федеральный
университет), Д. З. Вибе (Институт астрономии РАН), И. И. Зинченко (ИПФ РАН), Э. Д. Кузнецов (Уральский федеральный университет), М. Г. Мингалиев (САО РАН), А. Б. Островский (Уральский
федеральный университет), А. М. Соболев (Уральский федеральный
университет), Б. М. Шустов (Институт астрономии РАН)

3

Жюри конкурса студенческих научных работ

К. В. Холшевников (председатель, Санкт-Петербургский государственный университет), Д. З. Вибе (Институт астрономии РАН),
А. Б. Островский (Уральский федеральный университет), С. В. Пилипенко (Астрокосмический центр Физического института РАН),
А. А. Соловьев (Главная Пулковская астрономическая обсерватория РАН)

Финансовая поддержка

Российский фонд фундаментальных исследований

Отдел по делам молодежи администрации Октябрьского района
г. Екатеринбурга

Уральский федеральный университет
имени первого Президента России Б. Н. Ельцина

Обзорные лекции

Е. О. Васильев
Южный федеральный университет
Специальная астрофизическая обсерватория РАН

НЕСТАЦИОНАРНАЯ МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

В межзвездной среде традиционно выделяют три фазы: горячую,
диффузную и молекулярную, и в численных моделях для простоты
используют равновесные ионный состав и функции охлаждения.
Однако в наблюдениях обнаруживаются все более разнообразные
неустойчивые и короткоживущие структуры, которые не попадают в эту традиционую картину. В обзоре обсуждаются некоторые
отличия между равновесными и неравновесными процессами.

Usually the interstellar medium is divided into three phases: hot, diffuse and molecular ones, and for simplicity the equilibrium ionization
composition and cooling rates are used in numerical simulations. However more and more diverse nonstationary and short-lived structures
are found in the observations, such structures cannot be described in
this conventional picture. In this review several differences between
equilibrium and nonequilibrium processes are discussed.

Структура среды

Пространство между звездами заполняет вещество с многообразными химическими, тепловыми и кинетическими свойствами — диффузный и плотный молекулярный газ, пылевые частицы и космические лучи. Эти компоненты взаимодействуют между собой, образуют различные структуры и частично переходят одна в другую.
Именно переход из диффузной в молекулярную фазу определяет
процессы звездообразования, эффективность которых, без сомнения,
зависит от распределения пыли и степени ионизации среды космическими лучами. Конечно же, на весь этот бурлящий котел звезды оказывают значительное воздействие: своим излучением они ионизуют
газ, способствуют разрушению и образованию пылевых частиц, на
конечных этапах эволюции звездные ветры и оболочки сверхновых
передают энергию и придают импульс окружающему газу, стимулируют ускорение космических лучей. Кроме этого, все пространство
заполняют магнитные и гравитационные поля, которые в еще большей степени усложняют структуру межзвездной среды.

© Васильев Е. О., 2016
7

Пространственные масштабы процессов звездообразования составляют от нескольких парсеков до килопарсеков, а мощные динамические воздействия от массивных звезд не часты, ведь их характерное время жизни составляет несколько миллионов лет. С одной
стороны, эти звезды довольно редки, а с другой, Галактика огромна
и время ее эволюции составляет миллиарды лет. По этим причинам
мы и считаем процессы в межзвездной среде квазистационарными.
Исходя из этого, мы обычно пользуемся приближением равновесия
для нахождения тепловых и химических свойств среды. Конечно, это
так, но в больших объемах и на длительных промежутках времени,
так сказать, при усреднении по ансамблю. Однако мало кто сейчас
готов согласиться рассматривать галактику в виде точки, ведь даже
в очень удаленных объектах мы стараемся выделить структуру. И в
этом случае мы переходим к масштабам с сильными пространственными и временными неоднородностями.
О разбросе металличности звезд известно уже давно [1], и поскольку звезды образуются из межзвездного газа, то существенные
пространственные вариации металличности газа вполне ожидаемы.
Однако в численных моделях и при интерпретации наблюдений часто, если не всегда, предполагается быстрое и эффективное перемешивание металлов – стирание всяких эволюционных химических
различий, что, понятно, противоречит данным по химическому составу звезд. В свою очередь, в численных моделях процессы перемешивания химических особенностей оказываются довольно длительными и оценки времени потери химической идентичности на масштабах нескольких килопарсек составляют около 100 млн лет [2, 3].
Поэтому можно считать, что ничего особенного не произошло, когда
в недавних наблюдениях обнаружены значительные пространственные неоднородности металличности в межзвездном [4, 5] и межгалактическом газе [6]. Очевидно, что различия в химическом составе
отражаются на способности газа излучать, т. е. на его охлаждении
и, следовательно, изменениях динамической эволюции газа.
Потери энергии элементом газа могут осуществляться как за счет
динамических (адиабатическое расширение), так и радиативных (например, излучение в рекомбинационных линиях водорода, гелия и
тяжелых элементов) процессов. Именно эффективность последних
и зависит от химического состава газа. Расчеты функции охлаждения составляют основу физики межзвездной среды и обобщают наши
знания о ней, поскольку для полного и адекватного вычисления темпа потерь энергии необходимо понимать и учитывать основные про
8

цессы в среде. Обычно предполагается, что газ находится в тепловом
равновесии или время охлаждения оказывается длиннее всех других
характерных времен, т. е. темп потерь энергии рассчитывается при
фиксированной температуре. Если при этом учитывать только радиативные процессы, происходящие при столкновениях между ионами, электронами и атомами, то мы получим функцию охлаждения
в столкновительном равновесии (collisional ionization equilibrium —
CIE). Подобные условия фактически выполняются в сильно разреженном, горячем газе. Именно это приближение чаще всего используется для нахождения функции охлаждения [7–9]. В условиях, когда время охлаждения становится короче характерных времен рекомбинации ионов в газе, т. е. ионный состав не успевает за уменьшением температуры газа, очевидно, приближение равновесия неприменимо.
Вычисление темпа охлаждения при фиксированной температуре
обретает смысл, когда в межзвездной среде существуют источники
нагрева, они есть почти всегда, поскольку связаны с ионизующим
излучением звезд. Это и фотоионизация газа, и фотоэлектрический
нагрев пылевых частиц, которые потом передают энергию газу. Однако эти процессы могут компенсировать охлаждение только в узком
интервале температур и определенно должны зависеть как от параметров собственно самого источника излучения/нагрева, так и от
физических и химических свойств среды [10]. В этом случае в среде
могут возникать условия для разбиения на две фазы: разреженную
горячую и плотную холодную, и уравнение состояния среды приобретет вид, представленный на рис. 1 [10], где устойчивым горячей и
холодной фазам соответствуют части кривой, составляющие острый
угол с осью абсцисс. Источники нагрева среды в основном распределены дискретно в пространстве, химический состав среды также
сильно неоднороден. Поэтому и уравнение состояния меняется от одной области к другой, как, например, при вариации потока ультрафиолетового излучения (рис. 1). Заметим, что при высоком потоке
(верхние линии на правом рисунке) условий для двухфазной среды
не возникает. Вообще, на формирование фаз необходимо некоторое
время, которое определяется тепловыми движениями в газе и может
быть как длиннее, так и короче характерных времен изменений ионного и химического состава газа, потока внешнего излучения и других физических параметров газа. Таким образом, в очередной раз
возникает вопрос о применимости равновесных функций охлаждения. В результате получается, что темп охлаждения элемента газа

9

зависит как от химических и физических свойств самого элемента,
так и от внешних условий, и межзвездная среда оказывается сильно нестационарной. Для корректного расчета функции охлаждения
необходимо самосогласованно решать уравнения химической кинетики, тепловой и динамической эволюции газа.

Рис. 1. Диаграмма состояния газа [10]. Слева представлены диаграммы
для трех значений лучевой концентрации (величина 1019 см−2 соответствует облаку из теплого нейтрального газа массой 1 M⊙). Справа —
диаграммы для газа, находящегося в поле ультрафиолетового излучения с интенсивностями в единицах среднего значения потока излучения
в околосолнечной окрестности — единицах Хабинга [11]

Определенно, моделирование такого рода оказывается очень ресурсоемким, особенно в случае широкого интервала температур, поскольку для отслеживания эволюции газа необходимо совместное
решение системы дифференциальных уравнений для ионизационной кинетики и температуры, причем первые должны охватывать
ионные состояния всех основных химических элементов, вносящих
вклад в охлаждение: водорода, гелия, углерода, азота, кислорода,
неона, магния, кремния, железа, т. е. всего около сотни уравнений,
не говоря уже о молекулах или ионах других интересующих элементов. Кроме того, из-за соотношения времен ионизации и рекомбинации эта система часто оказывается жесткой (напомним, что система
является математически жесткой, когда матрица Якоби имеет собственные значения, различающиеся во много раз), в то время как
случай стационарной ионизационной кинетики сводится к решению
системы алгебраических уравнений.
Обычно в межзвездной среде выделяют несколько фаз: горячую, которая представляет собой разреженный газ с температурой

10