Příďová rázová vlna

Příďová rázová vlna (anglicky bow shock - oblouková rázová vlna) je oblast interakce mezi magnetosférou hvězdy nebo planety a prostředím, ve kterém je pozorována zvýšená hustota hmoty. U hvězd je to obvykle hranice mezi hvězdným větrem a mezihvězdným prostředím . Pro planety je rázová vlna hranice, na které rychlost slunečního větru prudce klesá, když se blíží k magnetopauze [2] . Nejlépe prozkoumaným příkladem rázového rázu je místo, kde se sluneční vítr setkává s magnetopauzou Země a vytváří charakteristickou obloukovitou vlnovou frontu, jako je tomu u všech planet, které mají magnetické pole. Příďová rázová vlna kolem Země má tloušťku asi 17 km [3] a nachází se ve vzdálenosti asi 90 000 km od Země [4] .

Po několik desetiletí se věřilo, že sluneční vítr vytvořil rázovou vlnu, když se srazil s okolním mezihvězdným prostředím . V roce 2012 byla tato hypotéza zpochybněna, když data z výzkumného satelitu IBEX ukázala, že se sluneční soustava pohybuje mezihvězdným prostředím pomaleji, než naznačovaly předchozí výpočty (84 000  km/h namísto dříve předpokládaných 95 000  km/h ) [5 ] . Tento nový objev nám umožňuje předpokládat, že nedochází k žádné rázové srážce hvězdného větru s heliopauzou obklopující sluneční soustavu , a proto se na hranicích sluneční soustavy nevytváří žádný rázový ráz [5] .

Teorie vzniku příďové rázové vlny

Příďová rázová vlna má stejnou fyzikální povahu jako vzduchová rázová vlna generovaná proudovým stíhačem . Rázové vlny tvoří oblasti (fronty), ve kterých dochází k prudkým skokům v hustotě , tlaku , teplotě , stupni ionizace plynu a dalších parametrech plynu. Rázové vlny hrají důležitou roli v mnoha kosmických jevech . Tloušťka čela příďové rázové vlny je určena disipativními procesy [6] .

Definujícím kritériem pro výskyt jakékoli rázové vlny je, že rychlost pohybující se kapaliny nebo plynu (v tomto případě hvězdného větru ) klesne z „ nadzvukové “ na „ podzvukovou “, kde je rychlost zvuku ve fyzice plazmatu definována jako :

kde c s  je rychlost zvuku ,  je adiabatický exponent , p  je tlak a  je hustota plazmatu .

Zvýšení teploty a hustoty v rázu přídě zvyšuje emisivitu plynu. V tomto případě může být energie záření volně odváděna pryč z přední oblasti. S příďovými rázovými vlnami s luminiscencí se často setkáváme v mezihvězdném prostoru (srážky mezihvězdných plynových mraků , pohyb skořápek [7] odmrštěných novou nebo supernovou atd.) a jsou často pozorovány, pokud jsou dostatečně intenzivní, ve formě vláknité mlhoviny.

Bow šok kolem Země

Částice, které tvoří sluneční vítr , narážejí na zemskou magnetosféru rychlostí asi 500  km/s (více než je rychlost zvuku v ní), pak se musí náhle zastavit vlivem tlaku zemského magnetického pole . Na hranici magnetosféry se vytváří oblast hustého plazmatu s vysokou teplotou a intenzivní turbulencí plazmatu , která slouží jako přenosový článek při anomálně rychlém rozptylu kinetické energie slunečního větru na teplo [6] .

Bow šok kolem sluneční soustavy

V roce 1961 americký astrofyzik Eugene Parker navrhl, že do sluneční soustavy proudí podzvukový tok plynu mezihvězdného média , který plynně dynamicky interaguje s plazmou slunečního větru . Také navrhl, že Eulerovy hydrodynamické rovnice jsou platné k popisu obrazu proudění, ke kterému v tomto případě dochází . Model vytvořený Parkerem rozděluje celou oblast proudění do tří podoblastí: nadzvukový sluneční vítr , podzvukový sluneční vítr , který prošel heliosférickou rázovou vlnou, a proudění nestlačitelného (rychlost mnohem menší než rychlost zvuku ) mezihvězdného plynu , který je oddělený od slunečního větru kontaktní plochou, později nazývanou heliopauza [ 8] .

Alternativní model, navržený v roce 1970 sovětskými fyziky V. B. Baranovem, K. V. Krasnobajevem a A. G. Kulikovským, je založen na nadzvukovém mezihvězdném proudění plynu kolem sluneční soustavy . Byl použit předpoklad, že směr pohybu mezihvězdného plynu vzhledem ke Sluneční soustavě a jeho rychlost mají stejný směr k vrcholu a stejnou rychlost pohybu jako Slunce (vzhledem k nejbližším hvězdám). Tato rychlost je 20  km/sa směr k vrcholu  je úhel 53° k rovině ekliptiky . Při teplotě mezihvězdného plynu asi 10 000 K je rychlost 20  km/s nadzvuková s Machovým číslem (poměr rychlosti k rychlosti zvuku ) M=2. V tomto modelu je ve srovnání s Parkerovým modelem ještě jeden fyzikální prvek, a to příďová rázová vlna, která vytváří další oblast mezihvězdného plynu stlačeného v této rázové vlně [8] .

Podle zástupců NASA Roberta Nemirova (Robert Nemiroff) a Jerryho Bonelliho (Jerry Bonnell) může být příďový ráz kolem sluneční soustavy ve vzdálenosti asi 230 AU. [9] ze Slunce . Data získaná v roce 2012 z družice IBEX a potvrzená výsledky z Voyagerů však ukazují, že relativní rychlost heliosféry a místní mezihvězdné magnetické pole nedovolí, aby se v oblasti galaxie , ve které je Slunce , vytvořil příďový šok. aktuálně procházející [5] .

Skloňte se rázovými vlnami kolem hvězdných objektů

Šok přídě je běžným rysem objektů, které vysílají silné hvězdné větry nebo se pohybují nadzvukovou rychlostí hustým mezihvězdným prostředím [10] .

Každý objekt Herbig-Haro produkuje jasné rázové vlny, které jsou viditelné v optickém rozsahu. Vznikají, když plyn vyvržený z formujících se hvězd interaguje s blízkými mračny plynu a prachu rychlostí několika set kilometrů za sekundu.

Bow rázové vlny také vytvářejí nejjasnější a nejsilnější hvězdy: hypergianty (například Eta Carinae [12] ), jasně modré proměnné , Wolf-Rayetovy hvězdy atd.

Příďový ráz velmi často doprovází prchavé hvězdy , které se pohybují mezihvězdným prostředím rychlostí desítek a stovek kilometrů za sekundu, a superrychlé hvězdy , které se pohybují mezihvězdným prostředím rychlostí stovek a tisíců kilometrů za sekundu. Příďový šok je také výsledkem interakcí v binárním systému . Příkladem takového systému může být BZ Giraffe (BZ Cam). Jeho jasnost se mění nepředvídatelným způsobem a tento proces je doprovázen neobvykle silným hvězdným větrem , který se skládá z částic vyvržených hvězdou. V důsledku pohybu binárního systému mezihvězdným plynem , který jej obklopuje [13], vytváří hvězdný vítr obří rázovou vlnu.

Nárazová vlna hlavy v infračerveném rozsahu

Příďovou rázovou vlnu lze pozorovat nejen ve viditelné , ale i v infračervené oblasti .

V roce 2006 byl v infračervené oblasti kolem hvězdy R Hydra detekován příďový šok [15]

Při pohybu vytváří hvězda ζ Ophiuchi před sebou obloukovitou vlnu mezihvězdné hmoty, která je jasně viditelná na infračerveném snímku pořízeném sondou WISE . Na fotografii ve falešných barvách vypadá ζ Ophiuchi namodralý. Nachází se blízko středu obrázku a pohybuje se směrem nahoru rychlostí 24 km/s [16] . Silný hvězdný vítr letí před hvězdou, stlačuje a zahřívá mezihvězdnou hmotu a vytváří příďovou rázovou vlnu. Kolem jsou mraky relativně nerozrušené hmoty. Fotografie WISE zabírá 1,5 stupně , což pokrývá asi 12 světelných let [17] .

Skloňte se rázovými vlnami v mlhovině Orion

Níže jsou obrázky, které ukazují otřesy přídě v hustých oblastech plynu a prachu v mlhovině Orion . V této oblasti je mnoho mladých hvězd vysoké svítivosti, větry a proudy, které z nich proudí, vytvářejí světelné příďové rázové vlny. Emise a toky generované hvězdami vytlačují okolní hmotu rychlostí několika set kilometrů za sekundu [18] .

Poznámky

1. ↑ Observatoře Chandra a Hubble pozorují rázové vlny v mezigalaktickém a mezihvězdném plynu. . AKD . Astronet (18. března 2002). Archivováno z originálu 28. ledna 2013. (Ruština)
2. ↑ Sparavigna AC, Marazzato R. Pozorování hvězdných otřesů přídě . - 2010. - 10. května. - . - arXiv : 1005.1527 .  (Angličtina)
3. ↑ Kupa odhaluje, že ráz Země je pozoruhodně  tenký . Evropská kosmická agentura (16. listopadu 2011). Archivováno z originálu 28. ledna 2013.
4. ↑ Cluster odhaluje reformaci zemského rázu  . Evropská kosmická agentura (11. května 2011). Archivováno z originálu 28. ledna 2013.
5. ↑ 1 2 3 Karen C. Fox. IBEX odhaluje chybějící hranici na okraji sluneční soustavy  . NASA (11. května 2011). Archivováno z originálu 28. ledna 2013.
6. ↑ 1 2 M. E. Prochorov. Rázové vlny ve vesmíru . Astronet . Archivováno z originálu 14. března 2012. (Ruština)
7. ↑ M. van Kerkwijk, S. Kulkarni, VLT Kueyen,. Mlhovina a neutronová hvězda . AKD . Astronet (1. února 2003). Archivováno z originálu 31. října 2012. (Ruština)
8. ↑ 1 2 Vliv mezihvězdného prostředí na strukturu heliosféry . Sorosova encyklopedie . Astronet (12. prosince 2005). Archivováno z originálu 12. března 2012. (Ruština)
9. ↑ PC Frisch, R. Nemiroff, J. Bonnell. Heliosféra a heliopauza . AKD . Astronet (24. června 2002). Archivováno z originálu 7. března 2012. (Ruština)
10. ↑ PC Frisch, R. Nemiroff, J. Bonnell. Gemini North Telescope: Bow Shock blízko galaktického středu . AKD . Astronet (17. října 2000). Archivováno z originálu 9. prosince 2013. (Ruština)
11. ↑ P. Hartigan. HH 47: vymršťovací pohyb z mladé hvězdy . AKD . Astronet (5. září 2011). Archivováno z originálu 8. února 2012. (Ruština)
12. ↑ N. Smith, J.A. Morse. Tato Carina a mlhovina Homunculus . AKD . Astronet (17. června 2008). Archivováno z originálu 7. března 2012. (Ruština)
13. ↑ R. Casalegno, C. Conselis et al. Bow shock in the BZ Cam system . AKD . Astronet (28. listopadu 2000). Archivováno z originálu 3. června 2011. (Ruština)
14. ↑ Červený obr vrhající se  vesmírem . JPL (8. prosince 2006). Archivováno z originálu 28. ledna 2013.
15. ↑ Ueta T. vůbec. Detekce daleko-infračervené rázové mlhoviny kolem R Hya: První výsledky MIRIAD  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Září ( roč. 648 , č. 1 ). -P.L39- L42 . - doi : 10.1086/507627 . - . - arXiv : 0607303 .  (Angličtina)
16. ↑ NASA . MOUDRÝ . ζ Ophiuchi: hvězda na útěku . AKD . Astronet (29. prosince 2012). Archivováno z originálu 9. dubna 2016. (Ruština)
17. ↑ NASA . MOUDRÝ . ζ Oph: uprchlá hvězda . AKD . Astronet (3. února 2011). Archivováno z originálu 16. května 2013. (Ruština)
18. ↑ Robert Gendler. NGC 1999: jižně od Orionu . AKD . Astronet (30. ledna 2006). Archivováno z originálu 10. září 2012. (Ruština)

Literatura

• Kivelson, M.G.; Russell, C. T. Úvod do vesmírné fyziky . - New York: Cambridge University Press , 1995. - S.  129 . — ISBN 978-0-521-45104-8 .
• Cravens, T. E. Fyzika plazmatu sluneční soustavy . - New York: Cambridge University Press , 1997. - s  . 142 . — ISBN 978-0-521-35280-2 .

Odkazy

• NASA Astronomický snímek dne: Zeta Oph: Runaway Star (8. dubna 2017) Archivováno 7. května 2020 na Wayback Machine 
• Poslechněte si Jovianův šok z luku (z University of Iowa) Archivováno 3. února 2020 na Wayback Machine 
• Kosmická loď Cluster učinila šokující objev (Planetary Bow Shock) Archivováno 12. ledna 2008 na Wayback Machine 

slunce
Struktura	Jádro Sálavé přenosové pásmo tachoklin konvekční zóna
Atmosféra	Fotosféra Chromosféra sluneční koróna
Rozšířená struktura	heliosféra List heliosférického proudu hranice rázové vlny heliosférický plášť heliopauza příďová rázová vlna
Jevy týkající se Slunce	Zatmění Slunce Sluneční aktivita sluneční skvrny sluneční erupce Miyake události výrony koronální hmoty sluneční cyklus Změny slunečního záření Vlčí číslo Seznam cyklů sluneční aktivity Maunderovo minimum Solární radiace koronální díry Koronální smyčky pochodně Granule vločky Prominence a vlákna Spikuly Supergranulace slunečný vítr Mortonova vlna Evershed efekt
související témata	Sluneční Soustava Evoluce hvězd Rotace slunce solární dynamo geomagnetická bouře Ztmavení směrem k okraji
Spektrální třída : G2