Головная ударная волна
(в англ. bow shock ? дуговидная ударная волна) ? 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. Головная ударная волна вокруг Земли имеет толщину 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]
.
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:
где
c
s
?
скорость звука
,
?
показатель адиабаты
,
p
? давление и
?
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
межзвёздном пространстве
(столкновения облаков
межзвёздного газа
, движение оболочек
[7]
, сброшенных
новой
или
сверхновой звездой
, и т. п.) и часто наблюдаются, если они достаточно интенсивны, в форме волокнистых туманностей.
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]
.
Ещё в
1961 году
американский
астрофизик
Юджин Паркер
предположил, что на
солнечную систему
набегает
дозвуковой
поток газа
межзвёздной 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
)
межзвёздного 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
межзвёздным газом
. Использовалось предположение, что направление движения
межзвёздного 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
межзвёздного 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 создаёт дополнительную область сжатого в этой ударной волне
межзвёздного газа
[8]
.
По словам представителей
НАСА
Роберта Немирова (Robert Nemiroff) и Джерри Бонелли (Jerry Bonnell), головная ударная волна вокруг
солнечной системы
может находиться 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 межзвёздного магнитного поля не позволит сформироваться головной ударной волне в той области
галактики
, которую
Солнце
проходит в настоящее время
[5]
.
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:
гипергиганты
(например,
Эта Киля
[12]
),
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.
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
звёздным ветром
, который состоит из выбрасываемых звездой частиц. В результате движения
двойной системы
сквозь окружающий её
межзвёздный газ
[13]
звёздный ветер
порождает гигантскую головную ударную волну.
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]
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]
.
Ниже представлены изображения, которые показывают головные ударные волны в плотных областях газа и пыли в
туманности Ориона
. В этой области много молодых звёзд высокой светимости, вытекающие из них ветры и потоки образуют светящиеся головные ударные волны. Порождённые звёздами выбросы и потоки выталкивают окружающее вещество со скоростью в несколько сотен километров в секунду
[18]
.
- ↑
Обсерватории "Чандра" и "Хаббл" наблюдают ударные волны в межгалактическом и межзвёздном газе.
(рус.)
АКД
.
Астронет
(18 марта 2002).
Архивировано
28 января 2013 года.
- ↑
Sparavigna A.C, Marazzato R.
Observing stellar bow shocks
. ? 2010. ? 10 мая. ?
Bibcode
:
2010arXiv1005.1527S
. ?
arXiv
:
1005.1527
.
Архивировано
12 ноября 2020 года.
(англ.)
- ↑
Cluster reveals Earth's bow shock is remarkably thin
(англ.)
.
European Space Agency
(16 ноября 2011).
Архивировано
28 января 2013 года.
- ↑
Cluster reveals the reformation of the Earth's bow shock
(англ.)
.
European Space Agency
(11 мая 2011).
Архивировано
28 января 2013 года.
- ↑
1
2
3
Karen C. Fox.
IBEX Reveals a Missing Boundary At the Edge Of the Solar System
(англ.)
.
NASA
(11 мая 2011).
Архивировано
28 января 2013 года.
- ↑
1
2
М. Е. Прохоров.
Ударные волны в космосе
(рус.)
.
Астронет
.
Архивировано
14 марта 2012 года.
- ↑
M. van Kerkwijk, S. Kulkarni, VLT Kueyen,.
Туманность и нейтронная звезда
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(1 февраля 2003).
Архивировано
31 октября 2012 года.
- ↑
1
2
Влияние межзвездной среды на строение гелиосферы
(рус.)
.
Соросовская Энциклопедия
.
Астронет
(12 декабря 2005).
Архивировано
12 марта 2012 года.
- ↑
P. C. Frisch, R. Nemiroff, J. Bonnell.
Гелиосфера и гелиопауза
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(24 июня 2002).
Архивировано
7 марта 2012 года.
- ↑
P. C. Frisch, R. Nemiroff, J. Bonnell.
Телескоп Джемини-Север: головная ударная волна вблизи центра Галактики
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(17 октября 2000).
Архивировано
9 декабря 2013 года.
- ↑
П. Хартиган.
HH 47: движение выброса из молодой звезды
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(5 сентября 2011).
Архивировано
8 февраля 2012 года.
- ↑
Н. Смит, Дж.А. Морзе.
Эта Киля и туманность Гомункул
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(17 июня 2008).
Архивировано
7 марта 2012 года.
- ↑
Р. Казаленьо, К. Конселис и др.
Головная ударная волна в системе BZ Cam
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(28 ноября 2000).
Архивировано
3 июня 2011 года.
- ↑
Red Giant Plunging Through Space
(англ.)
.
JPL
(8 декабря 2006).
Архивировано
28 января 2013 года.
- ↑
Ueta T. at all.
Detection of a Far-Infrared Bow Shock Nebula around R Hya: The First MIRIAD Results
(англ.)
//
The Astrophysical Journal
: journal. ?
IOP Publishing
, 2006. ? September (
vol. 648
,
no. 1
). ?
P. L39?L42
. ?
doi
:
10.1086/507627
. ?
Bibcode
:
2006ApJ...648L..39U
. ?
arXiv
:
0607303
.
Архивировано
6 мая 2021 года.
(англ.)
- ↑
NASA
.
WISE
.
ζ Змееносца: убегающая звезда
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(29 декабря 2012).
Архивировано
9 апреля 2016 года.
- ↑
NASA
.
WISE
.
ζ Oph: убегающая звезда
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(3 февраля 2011).
Архивировано
16 мая 2013 года.
- ↑
Роберт Гендлер.
NGC 1999: к югу от Ориона
(рус.)
.
АКД
.
Астронет
(30 января 2006).
Архивировано
10 сентября 2012 года.
Ссылки на внешние ресурсы
|
---|
| |
---|
|
---|
Структура
| | |
---|
Атмосфера
| |
---|
Расширенная
структура
| |
---|
Относящиеся к Солнцу
феномены
| |
---|
Связанные темы
| |
---|
|