Головная ударная волна

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Головная ударная волна около половины светового года в поперечнике, образовавшаяся при столкновении звёздного ветра молодой звезды LL Ориона с потоком из туманности Ориона[1]. Источник: Хаббл, 1995

Головная ударная волна (англ. Bow shock) — область взаимодействия между магнитосферой звезды или планеты и окружающей средой, в которой наблюдается повышенная плотность вещества. Для звёзд, как правило, это граница между звёздным ветром и межзвёздной средой. Для планет головной ударной волной является граница, на которой скорость солнечного ветра резко падает, по мере его приближения к магнитопаузе[2]. Наиболее изученным примером головной ударной волны является место, где солнечный ветер встречается с магнитопаузой Земли, создавая фронт волны характерной дугообразной формы, как и вокруг всех планет, имеющих магнитное поле. Толщина головной ударной волны вокруг Земли составляет около 17 км[3] и расположена на расстоянии около 90 000 км от Земли[4].

В течение нескольких десятилетий считалось, что солнечный ветер образуют головную ударную волну при столкновении с окружающей межзвёздной средой. В 2012 году данная гипотеза оказалась под вопросом, когда данные от научно-исследовательского спутника IBEX показали, что Солнечная система, движется через межзвёздную среду медленнее, чем предполагали предыдущие расчёты (84 000 км/ч вместо ранее предполагавшихся 95 000 км/ч)[5]. Это новое открытие позволяет допустить, что нет никакого ударного столкновения звёздного ветра с гелиопаузой, окружающей солнечную систему, и, соответственно, никакой головной ударной волны на границах солнечной системы не образуется[5].

Теория формирования головных ударных волн[править | править исходный текст]

Головная ударная волна имеет ту же физическую природу, что и ударная волна, создаваемая реактивным истребителем в воздухе. Ударные волны образуют области (фронты), в которых имеют место резкие скачки плотности, давления, температуры, степени ионизации газа и др. его параметров. Во многих космических явлениях ударные волны играют важную роль. Толщина фронта головной ударной волны определяется диссипативными процессами[6].

Определяющим критерием возникновения любой ударной волны является то, что скорость движущейся жидкости или газа (в данном случае, звёздного ветра) падает от «сверхзвуковой» до «дозвуковой», где скорость звука в физике плазмы определяется как:

c_s^2 = \gamma p/ \rho

где cs — скорость звука,  \gamma  — показатель адиабаты, p — давление и  \rho  — плотность плазмы.

Увеличение температуры и плотности в головной ударной волне усиливает излучательную способность газа. При этом энергия излучения может беспрепятственно уноситься из области фронта. Головные ударные волны с высвечиванием часто встречаются в межзвездном пространстве (столкновения облаков межзвездного газа, движение оболочек[7], сброшенных новой или сверхновой звездой, и т. п.) и часто наблюдаются, если они достаточно интенсивны, в форме волокнистых туманностей.

Головная ударная волна вокруг Земли[править | править исходный текст]

Головная ударная волна появляется при столкновении магнитосферы Земли c солнечным ветром

Частицы, составляющие солнечный ветер, налетают на земную магнитосферу со скоростью около 500 км/с (больше скорости звука в ней), затем они должны внезапно остановиться из-за давления магнитного поля Земли. На границе магнитосферы образуется область плотной плазмы с высокой температурой и с интенсивной плазменной турбулентностью, которая служит передаточным звеном в аномально быстрой диссипации кинетической энергии солнечного ветра в теплоту[6].

Головная ударная волна вокруг Солнечной системы[править | править исходный текст]

Диаграмма, изображающая положение Вояджера-1 в гелиосферной мантии. В настоящее время Вояджер-2 также находится в мантии.

Ещё в 1961 году американский астрофизик Юджин Паркер предположил, что на солнечную систему набегает дозвуковой поток газа межзвездной среды, который газодинамическим образом взаимодействует с плазмой солнечного ветра. Он предположил также, что для описания картины возникающего при этом течения справедливы гидродинамические уравнения Эйлера. Построенная Паркером модель делит всю область течения на три подобласти: сверхзвуковой солнечный ветер, дозвуковой солнечный ветер, прошедший через гелиосферную ударную волну, и поток несжимаемого (скорость много меньше скорости звука) межзвездного газа, который отделяется от солнечного ветра контактной поверхностью, названной впоследствии гелиопаузой[8].

Альтернативная модель, предложенная в 1970 году советскими физиками В. Б. Барановым, К. В. Краснобаевым и А. Г. Куликовским, основана на сверхзвуковом обтекании Солнечной системы межзвездным газом. Использовалось предположение, что направление движения межзвездного газа относительно Солнечной системы и его скорость имеют то же направление к апексу и ту же скорость движения, что и Солнце (относительно ближайших звёзд). Эта скорость составляет 20 км/с, а направление на апекс — угол 53° к плоскости эклиптики. При температуре межзвездного газа порядка 10 000K величина скорости 20 км/с является сверхзвуковой с числом Маха (отношением скорости к скорости звука) М=2. В такой модели по сравнению с моделью Паркера имеется ещё один физический элемент, а именно головная ударная волна, которая создает дополнительную область сжатого в этой ударной волне межзвездного газа[8].

По словам представителей НАСА Роберта Немирова (Robert Nemiroff) и Джерри Бонелли (Jerry Bonnell), головная ударная волна вокруг солнечной системы может находится на расстоянии около 230 а.е.[9] от Солнца. Тем не менее, данные, полученные в 2012 году со спутника IBEX и подтверждённые результатами с Вояджеров, показывают, что относительная скорость гелиосферы и местного межзвездного магнитного поля не позволит сформироваться головной ударной волне в той области галактики, которою Солнце проходит в настоящее время[5]. Таким образом, гипотеза Паркера, находит всё больше подтверждений.

Головные ударные волны вокруг звёздных объектов[править | править исходный текст]

Головные ударные волны вокруг быстродвижущихся звёзд. Изображения сделаны космическим телескопом Хаббл в период с октября 2005 по июль 2006 года. Источник — NASA

Головная ударная волна является общей чертой объектов испускающих мощный звёздный ветер или движущихся со сверхзвуковой скоростью через плотную межзвёздную среду[10].

Каждый объект Хербига-Аро, создаёт яркие головные ударные волны, которые видны в оптическом диапазоне Они образуются, когда газ, выброшенный формирующимися звёздами, вступает во взаимодействие с близлежащими облаками газа и пыли на скоростях в несколько сотен километров в секунду.

Головные ударные волны также создают самые яркие и мощные звёзды, такие гипергиганты (например, Эта Киля[11]), яркие голубые переменные, звёзды Вольфа — Райе и т. д.

Головная ударная волна очень часто сопутствует убегающим звёздам, которые движутся через межзвёздную среду со скоростями в десятки и сотни километров в секунду и сверхскоростным звёздам, которые движутся через межзвёздную среду со скоростями в сотни и тысячи километров в секунду.

Пять кадров, снятые с интервалом в год, показывают формирование головных ударных волн вокруг объекта Хербига-Аро HH 47[12]

Головная ударная волна также бывает результатом взаимодействия в двойной системе. Примером такой системы может быть BZ Жирафа (BZ Cam). Её блеск меняется непредсказуемым образом, и этот процесс сопровождается необычно мощным звездным ветром, который состоит из выбрасываемых звездой частиц. Звёздный ветер порождает гигантскую головную ударную волну, в результате движения двойной системы сквозь окружающий её межзвездный газ[13].

Головная ударная волна в инфракрасном диапазоне[править | править исходный текст]

Головная ударная волна R Гидры. Слева: снимок в инфракрасном диапазоне; справа: рисунок художника[14]

Головная ударная волна может наблюдаться не только в видимом, но и инфракрасном диапазоне.

В 2006 году в инфракрасном диапазоне была обнаружена головная ударная волна вокруг звезды R Гидры[15]

Инфракрасное изображение головной ударной волны (желтая дуга), созданный звездой ζ Змееносца в межзвездном облаке пыли и газа

При движении звезда ζ Змееносца образует перед собой дугообразную волну из межзвёздного вещества, которая отлично видна на инфракрасном снимке, сделанном космическим аппаратом WISE. На фотографии в искусственных цветах ζ Змееносца выглядит голубоватой. Она расположена вблизи центра картинки и движется вверх со скоростью 24 км/с[16]. Сильный звёздный ветер летит впереди звезды, сжимая и нагревая межзвёздное вещество и формируя головную ударную волну. Вокруг лежат облака относительно невозмущённого вещества. Фотография WISE простирается на 1.5 градуса, что охватывает около 12 световых лет[17].

Головные ударные волны в Туманности Ориона[править | править исходный текст]

Ниже представлены изображения, которые показывают головные ударные волны в плотных областях газа и пыли в туманности Ориона. В этой области много молодых звезд высокой светимости, вытекающие из них ветры и потоки образуют светящиеся головные ударные волны. Порожденные звездами выбросы и потоки выталкивают окружающее вещество со скоростью в несколько сотен километров в секунду[18].

Примечания[править | править исходный текст]

  1. Обсерватории "Чандра" и "Хаббл" наблюдают ударные волны в межгалактическом и межзвёздном газе. (рус.). АКД. astronet.ru (18 марта 2002). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  2. Sparavigna A.C, Marazzato R (10 мая 2010). «Observing stellar bow shocks». Bibcode:2010arXiv1005.1527S. (англ.)
  3. Cluster reveals Earth's bow shock is remarkably thin (англ.). European Space Agency (16 ноября 2011). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  4. Cluster reveals the reformation of the Earth's bow shock (англ.). European Space Agency (11 мая 2011). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  5. 1 2 3 Karen C. Fox. IBEX Reveals a Missing Boundary At the Edge Of the Solar System (англ.). NASA (11 мая 2011). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  6. 1 2 М. Е. Прохоров. Ударные волны в космосе (рус.). astronet.ru. Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  7. M. van Kerkwijk, S. Kulkarni, VLT Kueyen,. Туманность и нейтронная звезда (рус.). АКД. astronet.ru (1 февраля 2003). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  8. 1 2 Влияние межзвездной среды на строение гелиосферы (рус.). Соросовская Энциклопедия. astronet.ru (12 декабря 2005). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  9. P. C. Frisch, R. Nemiroff, J. Bonnell. Гелиосфера и гелиопауза (рус.). АКД. astronet.ru (24 июня 2002). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  10. P. C. Frisch, R. Nemiroff, J. Bonnell. Телескоп Джемини-Север: головная ударная волна вблизи центра Галактики (рус.). АКД. astronet.ru (17 октября 2000). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  11. Н. Смит, Дж.А. Морзе. Эта Киля и туманность Гомункул (рус.). АКД. astronet.ru (17 июня 2008). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  12. П. Хартиган. HH 47: движение выброса из молодой звезды (рус.). АКД. astronet.ru (5 сентября 2011). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  13. Р. Казаленьо, К. Конселис и др. Головная ударная волна в системе BZ Cam (рус.). АКД. astronet.ru (28 ноября 2000). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  14. Red Giant Plunging Through Space (англ.). JPL (8 декабря 2006). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  15. Ueta T. at all (сентябрь 2006). «Detection of a Far-Infrared Bow Shock Nebula around R Hya: The First MIRIAD Results». The Astrophysical Journal 648 (1): L39-L42. DOI:10.1086/507627. Bibcode:2006ApJ...648L..39U. (англ.)
  16. NASA. WISE. ζ Змееносца: убегающая звезда (рус.). АКД. astronet.ru (29 декабря 2012). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.
  17. NASA. WISE. ζ Oph: убегающая звезда (рус.). АКД. astronet.ru (3 февраля 2011). Архивировано из первоисточника 25 января 2013.
  18. Роберт Гендлер. NGC 1999: к югу от Ориона (рус.). АКД. astronet.ru (30 января 2006). Архивировано из первоисточника 28 января 2013.