Keula shokkiaalto

Keulashokkiaalto (englannin kielessä bow shokki - kaareva shokkiaalto) on vuorovaikutusalue tähden tai planeetan magnetosfäärin ja ympäristön välillä, jossa havaitaan lisääntynyt aineen tiheys. Tähtien kohdalla tämä on yleensä rajana tähtien tuulen ja tähtienvälisen väliaineen välillä . Planeetoille keulan isku on raja, jolla aurinkotuulen nopeus laskee jyrkästi sen lähestyessä magnetopaussia [2] . Parhaiten tutkittu esimerkki keulaiskusta on paikka, jossa aurinkotuuli kohtaa Maan magnetopaussin luoden tyypillisen kaaren muotoisen aaltorintaman, kuten se tekee kaikkien planeettojen ympärille, joilla on magneettikenttä. Maata ympäröivän keulaiskuaallon paksuus on noin 17 km [3] ja se sijaitsee noin 90 000 km:n etäisyydellä Maasta [4] .

Useiden vuosikymmenten ajan uskottiin, että aurinkotuuli muodosti keulashokin törmätessään ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen . Vuonna 2012 tämä hypoteesi asetettiin kyseenalaiseksi, kun IBEX-tutkimussatelliitin tiedot osoittivat, että aurinkokunta liikkuu tähtienvälisessä väliaineessa hitaammin kuin aikaisemmat laskelmat ehdottivat (84 000  km/h aiemmin oletetun 95 000 km/h sijasta  ) [ 5 ] . Tämä uusi löytö antaa meille mahdollisuuden olettaa, ettei tähtituuli törmää aurinkokuntaa ympäröivään heliopaussiin , eikä aurinkokunnan rajoilla näin ollen muodostu keulashokkia [ 5] .

Keulan iskuaallon muodostumisen teoria

Keulaiskuaalto on fyysisesti luonteeltaan samanlainen kuin suihkuhävittäjän synnyttämä ilmaiskuaalto . Iskuaallot muodostavat alueita (rintamia), joissa tiheys , paine , lämpötila , kaasun ionisaatioaste ja muut kaasuparametrit hyppäävät jyrkästi. Shokkiaalloilla on tärkeä rooli monissa kosmisissa ilmiöissä . Keulan iskuaaltorintaman paksuus määräytyy dissipatiivisten prosessien avulla [6] .

Minkä tahansa iskuaallon esiintymisen määrittelevä kriteeri on, että liikkuvan nesteen tai kaasun (tässä tapauksessa tähtituuli ) nopeus putoaa " yliäänestä " " aliääninopeudeksi ", jossa plasmafysiikassa äänen nopeus määritellään :

missä c s  on äänen nopeus ,  on adiabaattinen eksponentti , p  on paine ja  on plasman tiheys .

Lämpötilan ja tiheyden nousu keulaiskussa lisää kaasun emissiokykyä. Tässä tapauksessa säteilyenergia voidaan kuljettaa vapaasti pois etualueelta. Keulashokkiaaltoja, joissa on luminesenssi, kohdataan usein tähtienvälisessä avaruudessa ( tähtienvälisten kaasupilvien törmäykset, uuden tai supernovan irrottamien kuorien [7] liikkeet jne.), ja niitä havaitaan usein, jos ne ovat riittävän voimakkaita, muodossa rihmamaiset sumut.

Jousishokki maan ympäri

Aurinkotuulen muodostavat hiukkaset osuvat Maan magnetosfääriin noin 500  km/s nopeudella (enemmän kuin siinä olevan äänen nopeus ), jolloin niiden täytyy yhtäkkiä pysähtyä Maan magneettikentän paineen vuoksi . Magnetosfäärin rajalle muodostuu korkean lämpötilan ja intensiivisen plasmaturbulenssin tiheän plasman alue , joka toimii siirtolinkkinä aurinkotuulen kineettisen energian poikkeuksellisen nopeassa hajoamisessa lämmöksi [6] .

Jousishokki aurinkokunnan ympärillä

Jo vuonna 1961 amerikkalainen astrofyysikko Eugene Parker ehdotti, että tähtienvälisen väliaineen aliääninen kaasuvirtaus kulkee aurinkokuntaan , joka on kaasudynaamisella vuorovaikutuksessa aurinkotuulen plasman kanssa . Hän ehdotti myös, että Eulerin hydrodynaamiset yhtälöt ovat päteviä kuvaamaan kuvaa tässä tapauksessa esiintyvästä virtauksesta . Parkerin rakentama malli jakaa koko virtausalueen kolmeen osa-alueeseen: yliääninen aurinkotuuli , aliääninen aurinkotuuli , joka kulki heliosfäärin shokkiaallon läpi, ja puristumattoman (äänennopeutta paljon pienempi nopeus ) tähtienvälisen kaasun virtaukseen , joka on erotettu aurinkotuulesta kosketuspinnalla, jota myöhemmin kutsuttiin heliopaussiksi [8] .

Vaihtoehtoinen malli, jonka Neuvostoliiton fyysikot V. B. Baranov, K. V. Krasnobaev ja A. G. Kulikovsky ehdottivat vuonna 1970 , perustuu yliääniseen tähtienväliseen kaasuvirtaan aurinkokunnan ympärillä . Käytettiin oletusta, että tähtienvälisen kaasun liikkeen suunnalla aurinkokuntaan nähden ja sen nopeudella on sama suunta huippuun ja sama liikenopeus kuin Auringolla (suhteessa lähimpiin tähtiin). Tämä nopeus on 20  km/s ja suunta kärkeen  on 53° kulma ekliptiikan tasoon nähden . Tähtienvälisessä kaasun lämpötilassa noin 10 000 K nopeus 20  km/s on yliääninopeus Mach-luvulla (nopeuden suhde äänen nopeuteen ) M=2. Tässä mallissa on Parker-malliin verrattuna vielä yksi fyysinen elementti, nimittäin keulan iskuaalto, joka luo lisäalueen tähtienvälistä kaasua , joka on puristettu tähän shokkiaaltoon [8] .

NASAn edustajien Robert Nemirovin (Robert Nemiroff) ja Jerry Bonellin (Jerry Bonnell) mukaan keulaisku aurinkokunnan ympärillä voi olla noin 230 AU:n etäisyydellä. [9 ] Auringosta . IBEX - satelliitista vuonna 2012 saadut tiedot, jotka vahvistivat Voyagersin tulokset, osoittavat kuitenkin, että heliosfäärin suhteellinen nopeus ja paikallinen tähtienvälinen magneettikenttä eivät salli keulaiskun muodostumista galaksin alueelle , jossa aurinko on . kulkee parhaillaan läpi [5] .

Keula shokkiaallot tähtiobjektien ympärille

Jousishokki on yleinen ominaisuus kohteissa, jotka lähettävät voimakkaita tähtituulia tai liikkuvat yliäänenopeuksilla tiheän tähtienvälisen väliaineen läpi [10] .

Jokainen Herbig-Haro-objekti tuottaa kirkkaita jousishokkiaaltoja, jotka näkyvät optisella alueella. Ne muodostuvat, kun muodostuvista tähdistä poistuva kaasu vuorovaikuttaa lähellä olevien kaasu- ja pölypilvien kanssa useiden satojen kilometrien sekunnissa.

Jousishokkiaallot luovat myös kirkkaimmat ja voimakkaimmat tähdet: hyperjättiläisiä (esimerkiksi Eta Carinae [12] ), kirkkaansinisiä muuttujia , Wolf-Rayet-tähtiä jne.

Keulaisku seuraa hyvin usein karanneita tähtiä , jotka liikkuvat tähtienvälisen väliaineen läpi kymmenien ja satojen kilometrien sekunnissa nopeuksilla, ja supernopeita tähtiä , jotka liikkuvat tähtienvälisen väliaineen läpi satojen ja tuhansien kilometrien sekunnissa nopeuksilla. Jousishokki on myös seurausta vuorovaikutuksista binäärijärjestelmässä . Esimerkki tällaisesta järjestelmästä olisi BZ-kirahvi (BZ Cam). Sen kirkkaus muuttuu arvaamattomilla tavoilla, ja tähän prosessiin liittyy epätavallisen voimakas tähtituuli , joka koostuu tähden sinkoamista hiukkasista. Seurauksena binäärijärjestelmän liikkeestä sitä ympäröivän tähtienvälisen kaasun läpi [13], tähtituuli synnyttää jättimäisen keula-iskuaallon.

Pään iskuaalto infrapuna-alueella

Keulaiskuaalto voidaan havaita paitsi näkyvällä myös infrapuna-alueella .

Vuonna 2006 infrapunassa havaittiin jousishokki R Hydra -tähden ympärillä [15]

Liikkuessaan tähti ζ Ophiuchi muodostaa eteensä kaaren muotoisen tähtienvälisen aineen aallon, joka näkyy selvästi WISE - avaruusaluksen ottamassa infrapunakuvassa . Väärässä värivalokuvassa ζ Ophiuchi näyttää sinertävältä. Se sijaitsee lähellä kuvan keskustaa ja liikkuu ylöspäin nopeudella 24 km/s [16] . Voimakas tähtituuli lentää tähden edellä puristaen ja lämmittäen tähtienvälistä ainetta ja muodostaen keulaiskuaallon. Ympärillä on pilviä suhteellisen häiriintymättömästä aineesta. WISE - valokuva kattaa 1,5 astetta , mikä kattaa noin 12 valovuotta [17] .

Keula shokkiaallot Orionin sumussa

Alla on kuvia, jotka osoittavat keulan iskuja tiheillä kaasu- ja pölyalueilla Orionin sumussa . Tällä alueella on monia nuoria korkean valoisuuden tähtiä, joista virtaavat tuulet ja virrat muodostavat valoisia keula-iskuaaltoja. Tähtien synnyttämät päästöt ja virtaukset työntävät ympäröivän aineen ulos useiden satojen kilometrien sekunnissa [18] .

Muistiinpanot

1. ↑ Chandra- ja Hubble-observatoriot tarkkailevat shokkiaaltoja galaktisten ja tähtienvälisten kaasujen välillä. . AKD . Astronet (18. maaliskuuta 2002). Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2013. (Venäjän kieli)
2. ↑ Sparavigna AC, Marazzato R. Tähtien keulaiskujen tarkkailu . - 2010 - 10. toukokuuta. - . - arXiv : 1005.1527 .  (Englanti)
3. ↑ Klusteri paljastaa, että Maan keulaisku on huomattavan  ohut . Euroopan avaruusjärjestö (16. marraskuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2013.
4. ↑ Klusteri paljastaa Maan keulashokin  uudistumisen . Euroopan avaruusjärjestö (11. toukokuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2013.
5. ↑ 1 2 3 Karen C. Fox. IBEX paljastaa puuttuvan rajan aurinkokunnan  reunalla . NASA (11. toukokuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2013.
6. ↑ 1 2 M. E. Prokhorov. Shokkiaallot avaruudessa . Astronetti . Arkistoitu alkuperäisestä 14. maaliskuuta 2012. (Venäjän kieli)
7. ↑ M. van Kerkwijk, S. Kulkarni, VLT Kueyen,. Nebula ja neutronitähti . AKD . Astronet (1. helmikuuta 2003). Arkistoitu alkuperäisestä 31. lokakuuta 2012. (Venäjän kieli)
8. ↑ 1 2 Tähtienvälisen väliaineen vaikutus heliosfäärin rakenteeseen . Soros Encyclopedia . Astronet (12. joulukuuta 2005). Arkistoitu alkuperäisestä 12. maaliskuuta 2012. (Venäjän kieli)
9. ↑ PC Frisch, R. Nemiroff, J. Bonnell. Heliosfääri ja heliopaussi . AKD . Astronet (24. kesäkuuta 2002). Arkistoitu alkuperäisestä 7. maaliskuuta 2012. (Venäjän kieli)
10. ↑ PC Frisch, R. Nemiroff, J. Bonnell. Gemini North Telescope: Jousishokki lähellä Galaktista keskustaa . AKD . Astronet (17. lokakuuta 2000). Arkistoitu alkuperäisestä 9. joulukuuta 2013. (Venäjän kieli)
11. ↑ P. Hartigan. HH 47: poistoliike nuoresta tähdestä . AKD . Astronet (5. syyskuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 8. helmikuuta 2012. (Venäjän kieli)
12. ↑ N. Smith, J.A. Morsea. Tämä Carina ja Homunculus-sumu . AKD . Astronet (17. kesäkuuta 2008). Arkistoitu alkuperäisestä 7. maaliskuuta 2012. (Venäjän kieli)
13. ↑ R. Casalegno, C. Conselis ym. Jousishokki BZ Cam -järjestelmässä . AKD . Astronet (28. marraskuuta 2000). Arkistoitu alkuperäisestä 3. kesäkuuta 2011. (Venäjän kieli)
14. ↑ Punainen jättiläinen syöksyi läpi  avaruuden . JPL (8. joulukuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2013.
15. ↑ Ueta T. ollenkaan. Kauko-infrapunajousisumun havaitseminen R Hyan ympärillä: Ensimmäiset MIRIAD-tulokset  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Syyskuu ( nide 648 , nro 1 ). -P.L39- L42 . - doi : 10.1086/507627 . - . - arXiv : 0607303 .  (Englanti)
16. ↑ NASA . VIISAINEN . ζ Ophiuchi: karannut tähti . AKD . Astronet (29. joulukuuta 2012). Arkistoitu alkuperäisestä 9. huhtikuuta 2016. (Venäjän kieli)
17. ↑ NASA . VIISAINEN . ζ Oph: karannut tähti . AKD . Astronet (3. helmikuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 16. toukokuuta 2013. (Venäjän kieli)
18. ↑ Robert Gendler. NGC 1999: Orionin eteläpuolella . AKD . Astronet (30. tammikuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 10. syyskuuta 2012. (Venäjän kieli)

Kirjallisuus

• Kivelson, M.G.; Russell, C. T. Johdatus avaruusfysiikkaan . - New York: Cambridge University Press , 1995. - s  . 129 . — ISBN 978-0-521-45104-8 .
• Cravens, T.E. Aurinkokunnan plasman fysiikka . - New York: Cambridge University Press , 1997. - s  . 142 . — ISBN 978-0-521-35280-2 .

Linkit

• NASA Astronomy -päivän kuva: Zeta Oph: Runaway Star (8. huhtikuuta 2017) Arkistoitu 7. toukokuuta 2020 Wayback Machinessa 
• Hear the Jovian bow shokki (Iowan yliopistosta) Arkistoitu 3. helmikuuta 2020 Wayback Machinessa 
• Klusteriavaruusalus tekee järkyttävän löydön (Planetary Bow Shock) Arkistoitu 12. tammikuuta 2008 Wayback Machinessa 

Aurinko
Rakenne	Nucleus Säteilevä siirtovyöhyke takokliini konvektiivinen vyöhyke
Tunnelma	Photosphere Kromosfääri aurinko korona
Laajennettu rakenne	heliosfääri Heliosfäärin virtalevy shokkiaallon raja heliosfäärin vaippa heliopaussi keula shokkiaalto
Aurinkoon liittyvät ilmiöt	Auringonpimennys Auringon aktiivisuus auringonpilkkuja auringon soihdut Miyaken tapahtumat koronaaliset massapoistot auringon sykli Auringon säteilyn vaihtelut Susi numero Luettelo auringon aktiivisuusjaksoista Maunderin minimi Auringonsäteily koronaalisia reikiä Koronaaliset silmukat taskulamput Rakeet hiutaleita Kohotukset ja kuidut Spicules Supergranulaatio aurinkoinen tuuli Morton Wave Evershed-efekti
liittyvät aiheet	aurinkokunta Tähtien evoluutio Auringon kierto aurinkodynamo geomagneettinen myrsky Tummenee reunaa kohti
Spektriluokka : G2