Гравитационная неустойчивость

Гравитационная неустойчивость (неустойчивость Джинса) - нарастание со временем пространственных флуктуаций скорости и плотности вещества под действием сил тяготения (гравитационных возмущений).

Гравитационная неустойчивость ведёт к образованию неоднородностей (сгустков) в первоначально однородной среде и сопровождается уменьшением гравитационной энергии системы, переходящей в кинетическую энергию сжимающегося вещества, которая, в свою очередь, может переходить в тепловую энергию и излучение.

Гравитационная неустойчивость играет важную роль в ряде важнейших процессов в астрофизике: от образования галактик и их скоплений и процессов звездообразования до особенности физики аккреционных дисков.

История

Идея о гравитационной нестабильности однородной среды была высказана Исааком Ньютоном в переписке с Ричардом Бентли в 1692-1693 гг., причём Ньютон высказал предположение, что такая неустойчивость может являться причиной звёздообразования и формирования планет:

Однако материя при падении могла бы собираться в множество круглых масс, наподобие тел планет, а те, притягивая друг друга, могли бы обрести наклонность спуска и в результате падать не на большое центральное тело, а в стороне от него, и, описав вокруг него полукруг, снова начать подниматься теми же шагами и ступенями движения и скорости, какими до того они опускались, на манер комет, обращающихся вокруг Солнца.

Разработка количественной теории гравитационной неустойчивости началась работами Джеймса Джинса рассмотревшего в статье «Стабильность сферической туманности» (1902 г.) количественную теорию гравитационной нестабильности самотяготеющего газового облака. В дальнейшем теория гравитационной неустойчивости была расширена как на различные типы противодействующих самогравитации сил (давление газа и излучения, магнитные поля, центробежные силы во вращающихся системах), так и на различные геометрические конфигурации: однородную среду (проблема происхождения галактик и скоплений), плоский слой, осесимметричные системы с неоднородностями по радиусу, диски.

Неустойчивость Джинса

Качественно гравитационная неустойчивость объясняется тем, что силам тяготения газового облака противодействует давление газа (силы упругости).

Джинс рассмотрел случай для равномерно распределённого в пространстве покоящегося газа, давление которого везде постоянно.

Если выделить в таком пространстве сферическую область радиусом $\! r$ и предположить, что эта область претерпела сжатие с начального объёма $\! V$ до объёма $\! (1 - \alpha) V$, где $\! \alpha \ll 1$, то пертурбация плотности $\! \delta \rho \approx \alpha \rho_0$ и пертурбация давления - $\delta p \approx \frac {dp} {d \rho_{0}} \alpha \rho_0$. Пертурбация давления определяется адиабатической сжимаемостью газа, и, с учётом соотношения скорости звука $\! a_{s}$ и адиабатической сжимаемости при данной плотности, может быть выражена через скорость звука: $\delta p \approx \alpha {a_{s}}^2 \rho_0$.

Если перейти к силам на единицу массы, то дополнительная сила упругости $\! F_p$, обусловленная пертрубацией давления $\! \delta p$:

$F_p = \nabla (\delta p) / \rho_0 \approx \delta p / (\rho_0 r) \approx \alpha {a_{s}}^2 / r$

(в приближении градиента давления $\! 1 /r$).

В то же время дополнительная сила тяготения $\! F_G$, обусловленная пертрубацией плотности для массы, заключённой в рассматриваемом объёме $M = \frac{4}{3} \pi \rho_o r^3$:

$F_G \approx G M \alpha /r^2 \approx G \rho_0 r \alpha$.

Если сравнить зависимость значения $\! F_G$ и $\! F_p$ от масштаба, то оказывается, что гравитационные силы пропорциональны размеру $\! r$ газового сгустка, в то время как силы упругости газа, определяемые градиентом давления пропорциональны $\! 1 /r$. Вследствие этого при больших $\! r$ сила тяготения преобладает над силами упругости и сгусток сжимается. При небольших размерах сгустка картина обратна: силы упругости преобладают над силами тяготения - и при флуктуациях плотности небольшого размера образовавшиеся сгустки расширяются, порождая колебания, распространяющиеся со скоростью звука в среде, то есть силы давления газа не могут компенсировать силы тяготения в однородной среде при достаточно больших масштабах.

Таким образом, для заданных параметров изотропной упругой среды (с учётом только давления газа) существует критический размер $\! r_{crit}$ области, для которого $\! F_G = F_p$; в областях размера ниже критического возмущения релаксируют, а выше которого - усиливаются - длина волны Джинса:

$r_{crit} \approx a_{s}\sqrt{\frac{\pi}{G \rho}}$,

где $\! a_{s}$ - скорость звука в среде и $\! \rho$ - плотность среды.

В пределе для $\! r \ggg r_{crit}$ упругость газа пренебрежимо мала по сравнению с силами тяготения и сжатие приобретает характер свободного падения к центру конденсации. Возмущения больших масштабов $\! r \gg r_{crit}$ нарастают во времени экспоненциально $\! \sim \exp (\omega t)$, скорость возмущения зависит от плотности среды $\omega \sim \sqrt{G \rho}$.

Масса Джинса и процессы звездообразования

С длиной волны Джинса связана и масса Джинса - масса, заключённая в объёме $\! r_{crit}$:

$M_j \sim \rho r_{crit}^3$

Этот параметр играет важное значение в рассмотрении процесса звездообразования в межзвёздных газопылевых облаках; масса Джинса определяет верхний предел стабильности таких облаков. В случае массивных облаков, т.е. если масса облака существенно превышает массу Джинса, вследствие усиления флуктуаций плотности образуются области конденсации, начинающие коллапсировать независимо - происходит фрагментация облака.

Вместе с тем, поскольку длина волны Джинса зависит от скорости звука в среде, в свою очередь являющейся функцией температуры $\! a_s \sim (k T / m)^{1/2}$, масса Джинса зависит от температуры среды:

$M_j \sim \rho r_{crit}^3 \sim \rho (\frac {kT} {G \rho m})^{3/2} \propto T^{3/2} \rho^{-1/2}$,

где $\! m$ - молекулярная масса, $\! T$ - температура, а $\! k$ - постоянная Больцмана.

Эта зависимость массы Джинса от температуры и плотности во многом определяет дальнейшую и эволюцию коллапса фрагментов. Судьба выделяющейся при гравитационном коллапсе энергии зависит от оптических свойств коллапсирующего фрагмента: в случае, когда фрагмент прозрачен, энергия из коллапсирующей области эффективно уносится излучением - особенно в случае наличия в составе облака пылевых частиц либо относительно тяжёлых атомов (углерод), переизлучающих в инфракрасной области и являющихся вследствие этого эффективным «холодильником».

Поскольку масса Джинса с ростом плотности уменьшается ($M_j \propto \rho^{-1/2}$), то в таком «охлаждаемом» фрагменте или облаке, в свою очередь, могут образовываться новые области конденсации - этот механизм ответственен на «массовое» звездообразование с формированием звёздных ассоциаций.

При дальнейшем сжатии с ростом плотности и потере прозрачности температура начинает расти, что ведёт к уменьшению массы Джинса и предотвращению дальнейшей фрагментации образующейся протозвезды.

Гравитационная неустойчивость в космологии

В общем случае поведение идеального газа с плотностью $\! \rho$, давлением $\!p$, удельной энтропией $\! S$ и полем скоростей $\mathbf{v}$ в поле тяготения $\varphi$ описывается уравнениями Пуассона:

${\nabla}^2 \varphi = 4 \pi G \rho$

(гравитационный потенциал),

уравнением Эйлера:

$\frac{\partial \mathbf{v}}{\partial t} + \left( \mathbf{v} \cdot \nabla \right) \mathbf{v} + \frac{1}{\rho} \nabla p + \nabla \varphi = \mathbf{0}$

(движение идеальной сжимаемой жидкости или газа в поле тяготения),

уравнением непрерывности потока:

${\partial \rho \over \partial t} + \nabla\cdot (\rho \mathbf{v}) = 0$

и уравнением состояния:

$\frac{\partial S}{\partial t} + \left( \mathbf{v} \cdot \nabla \right) S = 0$

(адиабатический процесс).

$\mathbf{v} = 0$, $\! \rho = \rho_0 = const$, $\! S = S_0 = const$, $\! p = p(\rho_0 , S_0) = const$

Серьёзным затруднением в допущении Джинса являлось то, что из уравнения Эйлера при нулевых скоростях и градиентах давления следует, что для гравитационного потенциала $\nabla \varphi_0 = \mathbf{0}$, в то время как уравнение Пуассона требует ${\nabla}^2 \varphi_0 = 4 \pi G \rho$ - что выполнимо лишь при $\! \rho_0 = 0$ (см. также гравитационный парадокс).

Физическим смыслом этого противоречия является то, что бесконечная изотропная среда, заполненная газом, не может находиться в статическом равновесии.

Вместе с тем при переменной плотности это противоречие снимается, то есть однородное решение должно быть нестационарным, с изменяющейся во времени плотностью - в случае, когда плотность является функцией времени и определяется космологическими параметрами, решение Джинса может служить достаточно хорошим приближением в нестационарной космологической модели, в которой расширение или сжатие однородно заполняющёй пространство материи происходит в соответствии с законом Хаббла.

В отличие от стационарного решения Джинса, в нестационарных моделях изменение со временем плотности и скорости звука ведёт к изменению длины волны Джинса и в этом случае возмущения среднего масштаба растут уже не по экспоненциальному, а по степенному закону. Во Вселенной с доминированием нерелятивистского вещества (давление значительно меньше плотности кинетической энергии) возмущения плотности при её расширении растут по закону $\! \delta \rho / \rho \sim t^{2/3}$, при сжатии - по закону $\! \delta \rho / \rho \sim t^{-1}$; во Вселенной с доминированием релятивистского вещества (давление порядка плотности кинетической энергии) возмущения плотности при расширении растут по закону $\! \delta \rho / \rho \sim t$.

Если в настоящее время плотность определяется нерелятивистским веществом, то, согласно модели горячей Вселенной на начальных стадиях расширения плотность определялась ультрарелятивистским веществом и любые флуктуации плотности вследствие гравитационной неустойчивости должны были усиливаться по закону $\! \delta \rho / \rho \sim t$. Однако в этом случае уже на ранних стадиях расширения должны возникнуть крупномасштабные неоднородности, существенно нарушающие относительную изотропность распределения материи во Веленной, что не согласуется с наблюдаемой картиной изотропности реликтового излучения. Эта проблема решается в рамках инфляционной модели Вселенной со стадией экспоненциального расширения - неоднородности вследствие гравитационной неустойчивости, ведущие к образованию иерархической крупномасштабной структуры Вселенной, развиваются по окончании инфляционной стадии.

Литература

• Я.Б. Зельдович, И.Д. Новиков. Строение и эволюция вселенной. М.: Наука, 1975
• James Binney, Scott Tremaine. Galactic Dynamics. Princeton University Press, ISBN 0691084459

---

Эта страница использует содержимое раздела Википедии на русском языке. Оригинальная статья находится по адресу: Гравитационная неустойчивость. Список первоначальных авторов статьи можно посмотреть в истории правок. Эта статья так же, как и статья, размещённая в Википедии, доступна на условиях CC-BY-SA .

---