В астрофизике ударные волны — это ударные волны в областях , где условия плотности и давления резко изменяются из-за дующего звездного ветра . [1] Ударная волна возникает, когда магнитосфера астрофизического объекта взаимодействует с близлежащей текущей 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 краем астросферы , где звездный ветер встречается с межзвездной средой . [1]
Определяющим критерием ударной волны является то, что объемная скорость плазмы падает от « сверхзвуковой » до «дозвуковой», при этом скорость звука c s определяется выражением, где — отношение удельных теплоемкостей , — давление , — плотность плазмы.
Распространенным осложнением в астрофизике является наличие магнитного поля. Например, заряженные частицы, составляющие солнечный ветер, следуют спиральным траекториям вдоль линий магнитного поля. Скорость каждой частицы, вращающейся вокруг линии поля, можно рассматривать аналогично тепловой скорости в обычном газе, а в обычном газе средняя тепловая скорость примерно равна скорости звука. В ударной волне основная скорость поступательного движения ветра (которая является компонентом скорости, параллельной линиям поля, вокруг которых вращаются частицы) падает ниже скорости, с которой вращаются частицы.
Наиболее изученным примером ударной волны является ударная волна, возникающая там, где солнечный ветер сталкивается с магнитопаузой Земли , хотя ударные волны возникают вокруг всех планет, как ненамагниченных, таких как Марс [2] и Венера [3] , так и намагниченных, таких как Юпитер [4] или Сатурн . [5] Ударная волна Земли имеет толщину около 17 километров (11 миль) [6] и расположена на расстоянии около 90 000 километров (56 000 миль) от планеты. [7]
Головные ударные волны образуются на кометах 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 заставляет газ выделяться из ядра кометы , создавая атмосферу, называемую комой . Кома частично ионизирована солнечным светом, и когда солнечный ветер проходит через эту ионную кому, появляется головная ударная волна.
Первые наблюдения были сделаны в 1980-х и 90-х годах, когда несколько космических аппаратов пролетали мимо комет 21P/Giacobini–Zinner , [8] 1P/Halley , [9] и 26P/Grigg–Skjellerup . [10] Затем было обнаружено, что ударные волны на кометах шире и более постепенны, чем резкие планетарные ударные волны, наблюдаемые, например, на Земле. Все эти наблюдения были сделаны вблизи перигелия, когда ударные волны уже полностью развились.
Космический аппарат Rosetta следовал за кометой 67P/Чурюмова–Герасименко издалека в Солнечной системе, на гелиоцентрическом расстоянии 3,6 а.е. , в направлении перигелия на расстоянии 1,24 а.е. и обратно. Это позволило Rosetta наблюдать головную ударную волну, которая формировалась, когда выделение газа увеличивалось во время движения кометы к Солнцу. На этой ранней стадии развития ударная волна называлась «младенческой головной ударной волной». [11] Младенческая головная ударная волна асимметрична и, относительно расстояния до ядра, шире полностью развитых головных ударных волн.
В течение нескольких десятилетий считалось, что солнечный ветер образует ударную волну на краю гелиосферы , где он сталкивается с окружающей межзвездной средой. Двигаясь от Солнца, точка, где поток солнечного ветра становится дозвуковым, является конечной ударной волной , точка, где давление межзвездной среды и солнечного ветра уравновешивается, является гелиопаузой , а точка, где поток межзвездной среды становится дозвуковым, будет головной ударной волной. Считалось, что эта солнечная ударная волна находится на расстоянии около 230 а.е. [12] от Солнца — более чем в два раза больше расстояния конечной ударной волны, с которой столкнулся космический аппарат Voyager.
Однако данные, полученные в 2012 году с помощью межзвездного исследовательского аппарата NASA (IBEX), указывают на отсутствие какой-либо ударной волны в солнечной головке. [13] Наряду с подтверждающими результатами с космического корабля Voyager , эти результаты побудили к некоторым теоретическим уточнениям; в настоящее время считается, что образование ударной волны в головке предотвращается, по крайней мере, в галактической области, через которую проходит Солнце, сочетанием силы локального межзвездного магнитного поля и относительной скорости гелиосферы. [14]
В 2006 году вблизи звезды AGB R Гидры была обнаружена ударная волна в дальнем инфракрасном диапазоне . [15]
Головные ударные волны также являются обычным явлением в объектах Хербига-Аро , в которых гораздо более сильный коллимированный поток газа и пыли от звезды взаимодействует с межзвездной средой, создавая яркие головные ударные волны, которые видны в оптическом диапазоне.
Космический телескоп «Хаббл» сделал эти снимки ударных волн, состоящих из плотных газов и плазмы в туманности Ориона .
Если массивная звезда является убегающей звездой , она может сформировать инфракрасную ударную волну, которая обнаруживается в 24 мкм, а иногда и в 8 мкм космическим телескопом Spitzer или каналами W3/W4 WISE . В 2016 году Кобульницки и др. создали крупнейший на сегодняшний день каталог ударных волн Spitzer/WISE с 709 кандидатами на ударные волны. [17] Чтобы получить более крупный каталог ударных волн, проект Milky Way ( проект гражданской науки ) ставит своей целью картографирование инфракрасных ударных волн в галактической плоскости. Этот более крупный каталог поможет понять звездный ветер массивных звезд. [18]
Ближайшие звезды с инфракрасными ударными волнами:
Большинство из них принадлежат к ассоциации Скорпиона–Центавра , а Тета Карины , которая является самой яркой звездой IC 2602 , также может принадлежать к подгруппе Нижнего Центавра–Южного Креста. Эпсилон Персея не принадлежит к этой звездной ассоциации . [19]
Похожий эффект, известный как эффект магнитного драпирования, возникает, когда сверхальфвеновский поток плазмы воздействует на ненамагниченный объект, как это происходит, когда солнечный ветер достигает ионосферы Венеры: [20] поток отклоняется вокруг объекта, драпируя магнитное поле вдоль кильватерного потока. [21]
Условие для потока быть сверхальфвеновским означает, что относительная скорость между потоком и объектом, , больше локальной альфвеновской скорости , что означает большое альфвеновское число Маха: . Для ненамагниченных и электропроводящих объектов окружающее поле создает электрические токи внутри объекта и в окружающей плазме, так что поток отклоняется и замедляется, поскольку временной масштаб магнитного рассеяния намного больше временного масштаба адвекции магнитного поля . Индуцированные токи, в свою очередь, генерируют 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 магнитном драпировании линии поля обертываются и драпируются вокруг ведущей стороны объекта, создавая узкую оболочку, похожую на головные ударные волны в планетарных магнитосферах. Концентрированное магнитное поле увеличивается до тех пор, пока давление тарана не станет сопоставимым с магнитным давлением в оболочке:
где - плотность плазмы, - драпированное магнитное поле вблизи объекта, - относительная скорость между плазмой и объектом. Магнитная драпировка была обнаружена вокруг планет, лун, солнечных корональных выбросов массы и галактик. [22]
