Скорость - облако
Cтраница 1
 |
Сравнение темпов ускорения и потерь энергии в механизме ускорения Ферми. [1] |
Скорости облаков в Галактике очень малы по сравнению со скоростью света. Средняя длина свободного пробега ускоряющихся частиц между столкновениями не известна, но для космических лучей она должна быть равна по крайней мере 1 пс. Это значит, что мало надежды добиться таким образом эффективного ускорения частиц. [2]
 |
Функция распределения лучевых скоростей межзвездных. [3] |
Интенсивность линий в среднем зависит от скорости облаков - большим скоростям соответствует меньшая интенсивность. Интенсивность выражена в относительных единицах. [4]
Как видно из таблицы, в каждом источнике скорости частично ионизованного газа в слоях Н, С и S весьма близки друг к другу и к скорости молекулярного облака. Эти составляющие должны быть пространственно связаны, как это и вытекает из анализа Тиленса и Холленбаха ( 1985) модели ОФД. [5]
Можно считать, что облако молекул, диффундирующих в смеси, обладает некоторой статистической скоростью ( по отношению к скорости Um в плоскости, в которой отсутствует результирующий объемный перенос), равной UA - Um - JA / CA - Интуитивно можно ожидать, что поток молекул А будет испытывать сопротивление со стороны силы трения, возникающей в результате молекулярных столкновений и пропорциональной как концентрации взаимодействующих молекул, так и скорости облака молекул А относительно других компонентов смеси. [6]
Эта величина положительна или отрицательна, в зависимости от знака U. Если U - скорость намагниченного облака, с которым связано магнитное зеркало, то она всегда значительно меньше скорости света. [7]
Внутреннее перемешивание считается происходящим настолько быстро, насколько быстро образуется внутри облака однородная концентрация. Интенсивность вовлечения воздуха зависит от степени турбулентности, разности плотностей и скорости облака. В обоих основных типах моделей предполагается, что существует точка, где происходит переход ( резкий или постепенный) к почти нейтральной плавучести, и что модель включает критерии для определения момента указанного состояния. [8]
Имеются данные об очень больших скоростях движения газа в ядрах. Ширина эмиссионных линий и их тонкая структура свидетельствуют о том, что скорость облаков значительно превышает скорость убегания из ядра. [9]
Очевидно, для интерпретации наблюдений необходимо знать спиновую температуру просвечиваемого облака. На практике профиль линии поглощения плохо ложится на простую гауссову кривую, поскольку состоит из отдельных компонентов с различными скоростями и ширинами линий. Это объясняется наложением систематических и случайных скоростей различных облаков, находящихся в направлении на источник. [10]
Но что еще важнее, из песни водорода стало возможно узнать о движении атомов. Как и все волны, это излучение подчиняется эффекту Доплера-Физо. Это позволяет астрономам измерять скорость движущихся облаков водорода и исследовать, наряду с другими параметрами, вращение нашей Галактики. Эта новая технология подтвердила, что Галактика вращается с периодом ( при нашей удаленности от ее центра), равным 200 миллионам лет. [11]
Ввиду этого о применимости теории однородной и изотропной газомагнитной турбулентности ко всей системе межзвездного газа говорить не приходится. Однако возможно, что в небольших областях межзвездного пространства предпосылки этой теории могут оказаться справедливыми. В частности, изложенные выше результаты исследования турбулентности межзвездного газа по скоростям облаков получены для области радиусом около 200 пс вокруг Солнца. При исследовании магнитной турбулентности также следует ограничиться областями такого же размера. Однако здесь нельзя рассматривать лишь околосолнечную область, ибо данные о межзвездных магнитных полях пока относятся к более удаленным областям Галактики. В этом случае методы построения корреляционных функций отличаются от изложенных выше, ибо здесь приходится сопоставлять ( коррелировать) усредненные по лучу зрения величины, в то время как в вышеизложенном методе усреднялись уже отдельные корреляционные функции. [12]
Более точный анализ привел бы, вероятно, к значительно более сложной функции распределения. Например, уже отмечалось, что облака с большими скоростями образуются, по-видимому, путем расширения межзвездного газа в области скопления горячих звезд. Это расширение в каждом случае характеризуется своей дисперсией скоростей, отличной от дисперсии скоростей более медленных и плотных облаков и от дисперсий скоростей межоблачной среды. В этих условиях можно рассматривать (19.3) как более общее и простое апроксимирующее выражение ( не зависящее от дисперсий скоростей) более сложной действительной функции распределения, зависящей от многих параметров. [13]
Средний размер облака порядка 10 пс, и луч зрения на протяжении 1 кпс пересекает около десяти облаков. Скорости облаков поглощения, разумеется, мы определить не можем. Форму больших пылевых облаков можно определить в том случае, если они проектируются в виде темной туманности на яркую диффузную туманность или богатую звездами область Млечного Пути. [14]
В Галактике газ расположен в виде спиральных ветвей, заключенных в слое толщиной ок. Ширина ветвей 500 - 800 парсек, средняя плотность газа в них - ок. На периферии диска газу принадлежит ок. Галактике он составляет лишь 2 % массы ( ок. Средняя дисперсия скоростей облаков по одной координате 6 - 8 км / сек, но отдельные объекты движутся со скоростью до 30 - 50 км / сек и более. Кроме того, газ Галактики вращается со скоростью, определяемой гравитационным потенциалом, и медленно двигается от центра Галактики ( в окрестностях Солнца скорость 5 - 10 км. [15]
Страницы: 1 2