Межзвездная среда
Cтраница 3
При рассмотрении взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой уделяется внимание регулярным случаям, в которых имеется единая головная ударная волна, и нерегулярным, - характеризующимся наличием неэволюционных ударных волн. Они могут присутствовать как в двумерных, так и трехмерных течениях. Рассмотрено поведение этих волн под действием поперечных возмущений набегающего потока. Для прояснения некоторых вопросов структурной устойчивости неэволюционных волн обсуждается задача о сверхзвуковом и сверхальфвеновском МГД-течении около бесконечно проводящего цилиндра. [31]
Рождение звезд связано с джинсовской гравитационной неустойчивостью межзвездной среды. Большое значение имеет также повышение давления на границе протозвездного газоцылевого облака, к-рое может возникнуть либо в результате ионизации наружных слоев облака излучением горячих молодых звезд, либо при обтекании облака ударной волной от взорвавшейся по соседству сверхновой звезды, либо, наконец, при столкновении с др. газопылевым облаком. [32]
Это отношение очень сильно зависит от температуры межзвездной среды. Ионизация обычными звездами поздних спектральных типов малоэффективна, но яркие горячие звезды ранних спектральньйс типов, и особенно сверхмассивные звезды или окруженные излучающими газовыми дисками компактные массивные объекты, могут полностью изменить ионизационную структуру газовых облаков, через которые они проходят. Важное обстоятельство состоит в том, что ионизационный фронт создает волну давления, которая по мере движения через облако может перейти в ударную волну. Поскольку излучение звезды может быть сильно переменным, а форма облака - неправильной, может образоваться сложная система ударных волн, под действием которых произойдет сжатие части облака, испытывающей теперь тепловую и гравитационную неустойчивость. Таким образом, достаточно массивная звезда или другой объект могут стимулировать процесс звездообразования, оставляя за собой след из ярких звезд, освещающих диффузную межзвездную среду. [33]
Имеется перевод: Паркер Е.Н. Динамические процессы в межзвездной среде. [34]
Учитывая существующие типичные условия газовой динамики в межзвездной среде и при обмене веществом между звездами двойных систем, можно полагать, что аккреционное течение на компактные объекты по своему характеру должно быть гидродинамическим. Иногда одних лишь столкновений может оказаться недостаточно, чтобы эффективно связать частицы, как в случае кулоновских столкновений в межзвездной плазме, аккрецируе-мой на компактную звезду с массой порядка солнечной. Однако обычно влияние макроскопически слабых магнитных полей или двухпотоковых плазменных неустойчивостей ( либо другие коллективные плазменные эффекты) сокращает эффективную длину свободного пробега частицы, делая ее малой ( т.е. Xeff г), и тем самым обеспечивает гидродинамический характер течения. [35]
Расширяющаяся оболочка вызывает сильную ударную волну н межзвездной среде; она сгребает межзвездное вещество, ионизует его, возбуждает сильное свечение и сама при этом тормозится. [37]
Здесь мы не приводим описаний радиоастрономических методов исследования межзвездной среды, так как они достаточно полно изложены в книге И. С. Шкловского Космическое радиоизлучение [1], к которой мы и отсылаем интересующегося читателя. [38]
Процессы переноса излучения происходят также в туманностях ц межзвездной среде. Часто процесс переноса состоит в многократном рассеянии света при его прохождении через вещество. [39]
Методами радио астрономии было обнаружено, что в разреженной межзвездной среде устойчиво существуют атомы с уровнями возбуждения до п 1000 и размерами вплоть до 0 1 мм. Это было ново и крайне интересно для физики. [40]
 |
Форма поверхности гелиосферного токового слоя в модели быстрой. [41] |
Физика Солнца, гелиомагнитосферы и ее взаимодействия с межзвездной средой, планетами и телами Солнечной системы, включая магнитосферу Земли, в настоящее время с полным правом может рассматриваться как одна из наиболее перспективных и успешно развивающихся областей человеческих познаний о космосе. Происходит освоение и приложение новых инструментальных методов исследования, вырабатываются усовершенствованные представления об окружающем мире, которые находят практическое применение. [42]
Влияние эффектов, обусловленных тепловой неустойчивостью, на эволюцию межзвездной среды в галактиках, можно изучить только численными методами, поскольку определяющие эволюцию уравнения нелинейны. Численное моделирование эволюции затрудняется не только тем, что в уравнения задачи входит ряд параметров, значения которых определяются недостаточно уверенно, но также необходимостью учитывать одновременно эволюцию МЗС и процессы, происходящие в звездах. В частности, звезды поставляют в межзвездное пространство газ, и вместе с тем существует сток массы из МЗС при звездообразовании. Кроме того, имеется неопределенность при выборе начальных и граничных условий. [43]
С энергией больше 10 МэВ / нук-лон диффундируют из межзвездной среды в область расширяющегося замагниченного солнечного ветра. Скорость их диффузии определяется их жесткостью, структурой межпланетного магн. С изменением солнечной активности меняются скорость диффузии и интенсивность космич. Частицы большей энергии не подвержены влиянию солнечной активности. После вспышек они распространяются как вдоль силовых линий межпланетного поля, так и поперек в результате диффузии на его неоднородностях. Из активных областей происходит утечка энергичных частиц с образованием рекуррентных потоков вдоль силовых линий межпланетного магн. Энергичные частицы генерируются также на фронтах межпланетных ударных волн, как распространяющихся от Солнца по солнечному ветру, так и стоящих в солнечном ветре перед препятствиями - планетами. [44]
Рекомбинационные радиолинии, кроме областей НИ, СП и обширной межзвездной среды, позволяют исследовать также сами звезды и их ближайшее окружение. [45]
Страницы: 1 2 3 4