Файл: Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1.pdf

Эволюция адиабатических возмущений (флуктуируют одновре­ менно плотности излучения рг и вещества рт при постоянной удель­ ной энтропии) и энтропийных, или изотермических возмущений (флуктуирует только р т при 8ТГ = 0, т. е. удельная энтропия) рассмотрена многими авторами и суммирована в цитированных выше обзорах. Она определяется конкуренцией между ростом под действием гравитационной неустойчивости и затуханием за счет диссипативных процессов. Темп того и другого зависит от масштаба возмущений и, кроме того, различен на интервалах, разделенных двумя переломными моментами, предшествующими обособлению неоднородностей от расширяющегося фона.

определяется соотношением между массой возмущения и так назы­

чи теперь определяемой только давлением газа, которое много мень­ ше радиационного.

(или соответственно потенциальные скорости, большие чем 10 км/сек) приведут к обособлению объектов со средней плотностью, превышаю­ щей наблюдаемую у нормальных галактик.

Изложенную простую картину эволюции адиабатических воз­ мущений в галактики существенно осложняет диссипативное зату­ хание возмущений. Для адиабатических возмущений основной вклад в затухание вносит диффузия квантов из областей повышенного

52

давления. В линейной теории к моменту trec экспоненциально затухают возмущения вплоть до М т 1O12Q~5/4A10. При учете затяж­ ного хода рекомбинации, в течение которой возмущения постепен­ но становятся прозрачными, затухание распространяется на еще большие массы до М х- 5 • 101 3 Q~'/2 УИ0 [128] (аналогичное зна­ чение получено в работе [129] численным интегрированием). Этот результат приводит к большим трудностям тех вариантов теории адиабатических возмущений, по которым вначале проис­ ходит обособление галактик, а затем формирование скоплений (см., например, работу [130]).

Действительно, в результате затухания возмущений столь больших масс, как 1О1 4 М0, амплитуда адиабатических возмущений

случае теории предстоит объяснить, почему средняя плотность скопления галактик резко падает с размером скопления, а у самих галактик почти одинакова независимо от массы [131]. Существо­ вание сверхскоплений (скоплений второго порядка) (см., напри­ мер, [132]), создают дополнительную трудность для гипотезы о более раннем обособлении возмущений наибольших масс.

Независимо от хода спектра возмущений в области наибольших масс образование галактик приходится рассматривать, ввиду диссипативного затухания возмущений галактических масштабов, как результат дробления гораздо больших масс, чем у галактик.

Очень трудным местом в теории адиабатических возмущений оказывается объяснение вращения галактик и их групп. Согласно данной идее, развитой в работе [133], угловой момент галактик приобретен на догалактической стадии в результате приливного гравитационного взаимодействия с окружающими протогалактиками. Расчеты [133] дают для углового момента Галактики J « 2 • 1073 г • см?!сек, что в 6—10 раз меньше наблюдаемого зна­ чения. В работах [134—1371 показано, что действительное расхож­ дение расчетной и наблюдаемой величин углового момента должно быть еще большим. Основные критические аргументы состоят в сле­ дующем.

1. Форма возмущений не вычислялась в работе [133] самосог­ ласованным путем, а произвольно предполагалась дисковой*. В результате квадрупольный момент, приписанный протогалактике, оказался много больше индуцируемого приливными силами.

* В работе [138] показано, что адиабатические возмущения могут при­ обретать форму диска («блина») на нелинейной стадии гравитационного обо­ собления протогалактики от расширяющегося фона, т. е. существенно позже, чем это предполагается в статье [133].

53

бинации они оказываются практически статическими неоднородностями. Их судьба окончательно не выяснена. В работе [142] эти воз­ мущения положены в основу принципиально новой, многосту­ пенчатой схемы образования галактик. Предполагается, что первые конденсации с М ~ 10вМ® образуют неустойчивые «празвезды»,

возникающим в результате фрагментации этих протоскоплений, т. е. образующимся аналогично (хотя и в силу разных причин) очер­ ченной выше схеме с адиабатическими возмущениями.

В другом варианте теории энтропийных возмущений [143] также предполагается, что «уцелевшие» от диссипации неоднородности имели падающий спектр, так что первыми выделяются массы по­ рядка \0вМ<7). Однако, в отличие от результатов работы [142], ав­ торы работы [143] считают, что первые объекты не образуют сверх­ массивные звезды, а из-за охлаждения на молекулярном водороде фрагментируют на множество звезд, давая шаровые скоп­ ления. Дальнейшая эволюция мыслится в главных чертах, как объединение шаровых скоплений в галактики, а тех, в свою оче­ редь, в скопления, но эти соображения еще недостаточно развиты.

В обоих вариантах теории энтропийных возмущений пока не

Мы не останавливаемся на эволюции других типов возмущений состава, перечисленных выше, для которых еще не показана воз­ можность их трансформации в галактики.

Изложенные соображения ни в какой мере не отрицают возмож­ ности существования первичных адиабатических и энтропийных возмущений. Они лишь подчеркивают недостаточную разработан­ ность гипотез о происхождении галактик из этих возмущений, про­ извол в выборе параметров возмущений и ряд трудностей, с которы­ ми сталкиваются имеющиеся исследования в рамках этих гипотез.

В. Э В О Л Ю Ц И Я В И Х Р Е В Ы Х В О З М У Щ Е Н И Й

Еще до открытия реликтового излучения высказывалось пред­ положение, что первичная структурность, из которой формирова­ лись галактики, носила характер турбулентности [144]. Однако высокая в прошлом плотность излучения оказывается несовмести­ мой с турбулентностью плазмы на невозмущенном фоне излучения: движения должны затухнуть за время, много меньшее космологи­ ческого. Чтобы сохранить идею о первичной турбулентности, следует рассмотреть совершенно иной тип совместных движений излучения и связанной с ним плазмы, носящих вихревой характер («фотон­ ные вихри»). Основные фазы эволюции таких вихрей, наложенных

55

на изотропно расширяющийся космологический фон, рассмотрены в работах [139, 145, 146].

В линейном гидродинамическом приближении вихревые (s) дви­ жения не сопровождаются неоднородностями плотности и соответ­

излучения скорость звука и = с/]/3, a vs также не меняется во вре­ мени (в основном энергосодержащем масштабе движений) в силу закона сохранения углового момента. В результате если vs > и, то дозвуковые вихревые движения генерируют лишь квадратично малые неоднородности.

Но дозвуковой характер турбулентности возможен лишь до мо­ мента рекомбинации tTec, когда ситуация качественно меняется. После завершения рекомбинации скорость звука определяется упру­ гостью газа, а не излучения, вследствие чего она падает в К ^ й - 1 / 2 раз. Поскольку вихревая скорость тем выше, чем больше мас­ штаб вихря (как в обычной несжимаемой турбулентности), то вихри тех масштабов, где vs > и, генерируют потенциальные дви­ жения и соответствующие им неоднородности в распределении веществ.

Амплитуда неоднородностей, образующихся в некотором масш­

эффектов в сверхзвуковой турбулентности можно ожидать vp — vs и соответственно относительно больших неоднородностей (бр/р) ~ 1. Такое равнораспределение между вихрями и потенциальными движениями не позволяет плоским ударным волнам схлопываться с образованием больших скачков плотности. Избыточная кинети­ ческая энергия на момент trec препятствует также немедленному обособлению этих неоднородностей. Отделение от расширяющегося фона станет возможным, когда кинетическая энергия упадет до зна­ чения, допускаемого теоремой вириала. В работе [139] в простей­ шем приближении адиабатического уменьшения энергии вихревых и потенциальных движений при расширении Вселенной рассчитаны основные космогонические параметры образующихся галактик: мо­ мент гравитационного обособления, соотношение радиус — масса, удельный момент вращения и дисперсия скоростей. Появление спи­ ральных галактик ожидается в участках среды с преимущественно вихревыми движениями, тогда как эллиптических галактик — в участках с преобладанием потенциальных скоростей. Доля массы, содержащейся в областях нулевых линий поля вихревых скоростей, позволяет оценить относительную численность Е- и S-галактик

56