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 . 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 и расположена на расстоянии около 90 000 км от Земли .

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 ) . 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 .

Теория формирования головных ударных волн

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 .

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:

${\displaystyle c_{s}^{2}=\gamma p/\rho }$

где c _s — скорость звука , ${\displaystyle \gamma }$ — показатель адиабаты , p — давление и ${\displaystyle \rho }$ — 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 межзвёздном пространстве (столкновения облаков межзвёздного газа , движение оболочек , сброшенных новой или сверхновой звездой , и т. п.) и часто наблюдаются, если они достаточно интенсивны, в форме волокнистых туманностей.

Головная ударная волна вокруг Земли

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 .

Головная ударная волна вокруг Солнечной системы

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 .

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 .

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. 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 .

Головные ударные волны вокруг звёздных объектов

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

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 ), 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 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 звёздный ветер порождает гигантскую головную ударную волну.

Головная ударная волна в инфракрасном диапазоне

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

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 . 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 .

Головные ударные волны в Туманности Ориона

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 .

• 
• 
• 
• 

Примечания

Литература

• Kivelson, M. G.; Russell, C. T. . — New York: Cambridge University Press , 1995. — С. . — ISBN 978-0-521-45104-8 .
• Cravens, T. E. . — New York: Cambridge University Press , 1997. — С. . — ISBN 978-0-521-35280-2 .

Ссылки

• от 7 мая 2020 на Wayback Machine (англ.)
• от 3 февраля 2020 на Wayback Machine (англ.)
• от 12 января 2008 на Wayback Machine (англ.)