Носовая ударная волна

редактировать

Граница между магнитосферой и окружающей намагниченной средой

головная ударная волна в туманности Ориона. Звездный ветер сталкивается с потоком туманностей.. Hubble, 1995

В астрофизике, головная ударная волна возникает, когда магнитосфера астрофизического объекта взаимодействует с протекающей поблизости окружающей плазмой, такой как солнечный ветер. Для Земли и других намагниченных планет это граница, на которой скорость звездного ветра резко падает в результате его приближения к магнитопаузе. Для звезд эта граница обычно является границей астросферы, где звездный ветер встречается с межзвездной средой.

Содержание

1 Описание
2 Вокруг Земля
3 У комет
4 Вокруг Солнца
5 Вокруг других звезд
6 Вокруг массивных звезд
7 Эффект магнитного драпирования
8 См. также
9 Примечания
10 Ссылки
11 Внешние ссылки

Описание

Определяющим критерием ударной волны является то, что объемная скорость плазмы падает с «сверхзвуковой "на" дозвуковой ", где скорость звука csопределяется как $cs 2 = γ p / ρ {\ displaystyle c_ {s} ^ {2} = \ gamma p / \ rho}$ $c_s ^ 2 = \ gamma p / \ rho$ где $γ {\ displaystyle \ gamma}$ $\ gamma$ - это отношение удельных теплоемкостей, $p {\ displaystyle p}$ $p$ - давление, а $ρ {\ displaystyle \ rho}$ $\ rho$ - плотность плазмы.

Распространенным осложнением астрофизики является наличие магнитного поля. Например, заряженные частицы, составляющие солнечный ветер, движутся по спирали вдоль силовых линий магнитного поля. Скорость каждой частицы, когда она вращается вокруг силовой линии, можно рассматривать так же, как тепловую скорость в обычном газе, а в обычном газе средняя тепловая скорость примерно равна скорости звука. В головной скачке уплотнения общая скорость ветра (составляющая скорость, параллельная силовым линиям, вокруг которых вращаются частицы) падает ниже скорости, с которой вращаются частицы.

Вокруг Земли

Наиболее изученным примером носовой ударной волны является тот, который происходит там, где солнечный ветер встречается с магнитопаузой Земли, хотя носовые удары происходят вокруг всех планет., как немагниченные, например Марс и Венера, так и намагниченные, например Юпитер или Сатурн. Толщина носовой ударной волны Земли составляет около 17 километров (11 миль), она расположена примерно в 90000 километров (56000 миль) от планеты.

На кометах

На кометах формируются носовые толчки. в результате взаимодействия солнечного ветра и кометной ионосферы. Вдали от Солнца комета представляет собой ледяной валун без атмосферы. По мере приближения к Солнцу тепло солнечного света вызывает выделение газа из ядра кометы, создавая атмосферу, называемую комой. Кома частично ионизируется солнечным светом, и когда солнечный ветер проходит через эту ионную кому, возникает головная ударная волна.

Первые наблюдения были сделаны в 1980-х и 90-х годах, когда несколько космических аппаратов пролетели мимо комет 21P / Джакобини – Циннера, 1P / Halley и 26P / Григг – Скьеллеруп. Затем было обнаружено, что ударные волны у комет шире и постепеннее, чем острые толчки, наблюдаемые, например, на Земле. Все эти наблюдения были сделаны около перигелия, когда головные ударные волны уже были полностью развиты.

Космический аппарат Rosetta следовал за кометой 67P / Чурюмова – Герасименко из далекого уголка Солнечной системы, на гелиоцентрическом расстоянии 3,6 а.е., в направлении перигелия на 1,24 а.е. и снова обратно. Это позволило Розетте наблюдать ударную волну, образовавшуюся при увеличении выделения газа во время движения кометы к Солнцу. На этой ранней стадии развития шок назывался «детский шок из лука». Ударная волна младенческой формы лука асимметрична и, по отношению к расстоянию до ядра, шире, чем полностью развитая форма амортизатора.

Вокруг Солнца

В течение нескольких десятилетий считалось, что солнечный ветер формирует головную ударную волну на краю гелиосферы, где он сталкивается с окружающей межзвездной Средняя. При удалении от Солнца точка, в которой поток солнечного ветра становится дозвуковым, - это скачок уплотнения, точка, где уравновешивается давление межзвездной среды и солнечного ветра, - это гелиопауза, а точка где поток межзвездной среды становится дозвуковым, будет головная ударная волна. Считалось, что эта головная ударная волна Солнца находится на расстоянии около 230 а.е. от Солнца - это более чем в два раза превышает расстояние конечной ударной волны, с которым сталкивается космический корабль «Вояджер».

Однако данные, полученные в 2012 году от NASA Interstellar Boundary Explorer (IBEX), указывают на отсутствие какой-либо ударной волны в носовой части Солнца. Наряду с подтверждающими результатами, полученными с космического корабля Вояджер, эти результаты послужили поводом для некоторых теоретических уточнений; В настоящее время принято считать, что образование головной ударной волны предотвращается, по крайней мере, в галактической области, через которую проходит Солнце, за счет комбинации силы местного межзвездного магнитного поля и относительной скорости гелиосферы.

Вокруг других звезд

В 2006 г. у звезды AGB R Hydrae.

Носовая ударная волна вокруг R Hydrae

Bow толчки также являются обычным явлением для объектов Хербига-Аро, в которых гораздо более сильный коллимированный поток газа и пыли из звезды взаимодействует с межзвездной средой, создавая яркие головные ударные волны, которые видны на оптических длинах волн.

На следующих изображениях показаны дополнительные доказательства существования головной ударной волны от плотных газов и плазмы в туманности Ориона.

вокруг массивных звезд

Если массивная звезда убегает звезда, он может образовывать инфракрасную головную ударную волну, которая обнаруживается в 24 мкм, а иногда и в 8 мкм космического телескопа Spitzer или в каналах W3 / W4 МУДРО. В 2016 году Кобульницкий и др. действительно создал самый большой на сегодняшний день каталог луковых амортизаторов Spitzer / WISE с 709 кандидатами на луковые амортизаторы. Чтобы получить более крупный каталог ударных волн The Milky Way Project (проект Citizen Science ) нацелен на отображение инфракрасных ударных волн в галактической плоскости. Этот более обширный каталог поможет понять звездный ветер массивных звезд.

Дзета Змееносца - самый известный лучешок массивной звезды. Изображение получено с космического телескопа Спитцера.

Ближайшие звезды с инфракрасными лучевыми ударами:

Имя	Расстояние (pc )	Спектральный тип	Принадлежит к
* bet Cru	85	B1IV	Нижняя подгруппа Центавра-Основа
* alf Mus	97	B2IV	Нижняя подгруппа Центавра-Основа
* alf Cru	99	B1V + B0.5IV	Нижняя подгруппа Центавра-Основа
* zet Oph	112	O9.2IVnn	Верхняя подгруппа Скорпиона
* tet Car	140	B0Vp	IC 2602
* tau Sco	145	B0.2V	Верхняя подгруппа Скорпиона
* del Sco	150	B0.3IV	Верхняя подгруппа Скорпиона
* eps Per	195	B1.5III
* sig Sco	214	O9.5 (V) + B7 (V)	Верхняя подгруппа Скорпиона

Большая часть они принадлежат к ассоциации Скорпион – Центавр и Theta Carinae, которая является самой яркой звездой в IC 2602, может также принадлежать к нижней подгруппе Центавра-Крукса. Эпсилон Персей делать они не принадлежат к этой звездной ассоциации.

Эффект магнитного драпирования

Подобный эффект, известный как эффект магнитного драпирования, возникает, когда поток суперальфвеновской плазмы ударяется о немагнитный объект, например, что происходит, когда солнечный ветер достигает ионосферы Венеры: поток отклоняется от объекта, создавая магнитное поле вдоль кильватерного следа.

Условие суперальфвенического потока означает, что относительное скорость между потоком и объектом, $v {\ displaystyle v}$ $v$ , больше локальной альвеновской скорости $VA {\ displaystyle V_ {A}}$ $V_{A}$ , что означает большое альвеновское число Маха: $MA ≫ 1 {\ displaystyle M_ {A} \ gg 1}$ $M_ {A} \ gg 1$ . Для немагнитных и электропроводящих объектов окружающее поле создает электрические токи внутри объекта и в окружающую плазму, так что поток отклоняется и замедляется в соответствии с временной шкалой магнитного диссипация намного больше, чем временной масштаб магнитного поля адвекции. Индуцированные токи, в свою очередь, создают магнитные поля, которые отклоняют поток, создавая ударную волну. Например, ионосферы Марса и Венеры обеспечивают проводящую среду для взаимодействия с солнечным ветром. Без ионосферы текущая намагниченная плазма поглощается непроводящим телом. Последнее происходит, например, когда солнечный ветер взаимодействует с Луной, у которой нет ионосферы. При магнитной драпировке силовые линии наматываются на переднюю сторону объекта, образуя узкую оболочку, подобную ударным волнам в планетарных магнитосферах. Сосредоточенное магнитное поле увеличивается до тех пор, пока давление поршня не станет сопоставимым с магнитным давлением в оболочке:

ρ 0 v 2 = B 0 2 2 μ 0, {\ displaystyle \ rho _ {0} v ^ {2} = {\ frac {B_ {0} ^ {2}} {2 \ mu _ {0}}},}

{\ displaystyle \ rho _ {0} v ^ {2} = {\ frac {B_ {0} ^ {2}} {2 \ mu _ {0}}},}

где $ρ 0 {\ displaystyle \ rho _ {0}}$ $\ rho_0$ - плотность плазмы, $B 0 {\ displaystyle B_ {0}}$ $B_0$ - драпированное магнитное поле рядом с объектом, и $v {\ displaystyle v}$ $v$ - относительная скорость между плазмой и объектом. Магнитное драпирование было обнаружено вокруг планет, лун, солнечных корональных выбросов массы и галактик.

См. Также

Примечания

Ссылки

Кивельсон, MG; Рассел, К. Т. (1995). Введение в космическую физику. Нью-Йорк: Cambridge University Press. п. 129. ISBN 978-0-521-45104-8.
Кравенс, Т. Э. (1997). Физика плазмы Солнечной системы. Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. п. 142. ISBN 978-0-521-35280-2.

Внешние ссылки