Магнитные поля вызывают турбулентность, ведущую к образованию звёзд

Магнитные поля вызывают турбулентность, ведущую к образованию звёзд

«С гидродинамической точки зрения аккреционные диски весьма стабильны, так как, согласно кеплеровским законам движения планет, угловой момент возрастает от центра к периферии, — рассказывает Франк Штефани (Frank Stefani) из Центра им. Гельмгольца в Дрездене — Россендорфе (Германия). — Чтобы объяснить темпы роста звёзд и чёрных дыр [поглощающих содержимое своих аккреционных дисков], должен существовать механизм, способный дестабилизировать вращающийся диск и в то же время могущий обеспечить перемещение масс к центру диска, а углового момента — к периферии».

В 1959 году Евгений Павлович Велихов предположил, что магнитные поля могут создать в стабильных вращающихся потоках турбулентность значимых масштабов. Впоследствии эта идея была развита до магниторотационной неустойчивости (МРН), которую сейчас склонны видеть в любом вращающемся потоке проводящей жидкости (в применении к космосу — не только жидкости). Однако, если верить влиянию этого фактора на образование звёзд и рост чёрных дыр, то нужно объяснить, как у протозвёздных облаков и аккреционных дисков появляется хотя бы минимальная проводимость. Между тем в так называемых мёртвых зонах протопланетных дисков и дальних краях дисков аккреционных вокруг ЧД, где проводимость очень низка, обсчитать магниторотационную неустойчивость оказалось сложно, что родило бурления в астрофизической среде: есть она там или нет?

В 2005 году Франк Штефани впервые повторил с коллегами в лаборатории магниторотационный эксперимент с жидким металлом, используя лишь вертикально ориентированное магнитное поле. Его пришлось сделать довольно мощным, а скорость вращения — большой. Однако, добавив к вертикальному круговое магнитное поле, учёные смогли наблюдать тот же эффект при значительно меньшем магнитном поле и скоростях вращения.

Может показаться, что сценарий такого «спиралевидного» итогового магнитного поля способен объяснить появление МРН в протопланетных и аккреционных дисках, где ей вроде бы не место из-за слабости магнитных полей во втором случае и малых скоростей вращения — в первом. В то же время астрофизики подвергли сомнению подобный подход: МРН, по их словам, нарушала стабильность дисков только тогда, когда те сравнительно круто «обрывались» по краям, то есть имели параметры вращения, не удовлетворявшие кеплеровским законам.

В ответ на это Олег Кириллов (из того же Центра им. Гельмгольца) и Франк Штефани провели расчёты, в которых показали, что спиралевидный магнитротационный эффект в значительной степени подходит к вращающимся потокам с кеплеровскими параметрами в том случае, если круговое магнитное поле не вносится в диск целиком извне, но хотя бы частично формируется внутри аккреционного диска.

Кажется, это куда более реалистичный сценарий. Даже в том крайнем случае, когда вертикальное магнитное поле вообще отсутствует, мы сталкиваемся с проблемой того, что появляется первым — курица или яйцо. Ведь когда возникает круговое магнитное поле, оно частично дестабилизирует диск, и возникающая в итоге турбулентность генерирует компоненты вертикального магнитного поля, а те из-за особенностей вращательного движения диска рождают дополнительное круговое магнитное поле.

Итак, вопреки устоявшимся астрофизические взглядам, согласно расчётам как с вертикальным, так и без вертикального магнитного поля в начале процесса, МРН вполне возможна в областях с низкой проводимостью, таких как «мёртвые зоны» вращающихся дисков.

Очевидно, если подобное явление широко распространено в реальных астрономических объектах, включая диски и протозвёздные облака, их влияние на образование светил и рост чёрных дыр будет трудно переоценить. Именно нестабильность, вызываемая МРН, вполне может провоцировать коллапс дисков и связанные с этим процессы формирования звёзд и других небесных тел.

Отчёт об исследовании опубликован в журнале Physical Review Letters, а с его препринтом можно ознакомиться здесь.

Подготовлено по материалам Центра им. Гельмгольца в Дрездене — Россендорфе.