Образование гигантских молекулярных облаков в сверхоблаках и возникновение сверхзвуковой турбулентности

Abstract

Рассмотрена физическая картина образования массивных турбулентных ядер в сверхоблаках. Показано, что в самогравитирующем облаке, когда центральная плотность становится больше некоторой величины, называемой плотностью уровня, происходит быстрое охлаждение внутренних слоев и образование холодного плотного ядра. Получены формулы для определения параметров ядер. Найдено, что массы ядер равны (1—3)∙10⁵ М⊙ начальные радиусы составляют 100—150 пк. В ядре скорость охлаждения намного выше скорости затухания турбулентности, поэтому изначально существующие турбулентные движения превращаются в сверхзвуковые. Турбулентность поддерживает плотное ядро в квазиравновесном состоянии. Показано, что после охлаждения турбулентные ядра сверхоблаков приобретают характеристики типичных гигантских молекулярных облаков. Рассмотрены применения полученных результатов для объяснения природы крупных молодых группировок, гигантских областей Н II и звездных комплексов.

A physical mechanism of the massive turbulent core formation in the superclouds is suggested. It is shown that in a self-gravitating cloud having a central density which exceeds a definite value (called the level density) a cooling region appears that turns into a low temperature dense core. The conditions for a dense core formation are appropriate for the superclouds with a mass above 5∙10⁶ only. The dense core parameters are estimated from derived analytical expressions. It is found that the mass of a dense core is (1—3)∙10⁵ М⊙ and its initial radius is 100—150 pc. It is very important that the cooling time-scale in forming core is very small as compared to the time-scale of a turbulence decay. Thus, the original subsonic turbulent motions become supersonic in the cold core. The turbulence maintains the core in a quasistatic equilibrium. It is shown that turbulent cores of superclouds after cooling relaxation acquire parameters typical of the giant molecular clouds. The nature of the large star forming regions, giant H II regions, and giant star complexes are discussed on the basis of these results.