Всплески - тип - Большая Энциклопедия Нефти и Газа, статья, страница 1

Всплески - тип

Cтраница 1

Зависимость величины расщепления полосы всплесков II типа от основной частоты. Каждая из точек соответствует отдельному измерению. Линиями соединены точки, соответствующие одному и тому же всплеску. [1]

Всплески II типа встречаются гораздо реже, чем всплески III типа, но они коррелируют с ними. В 60 % случаев всплески II типа либо опережаются, либо сопровождаются всплесками III типа. [2]

Часто после всплесков III типа наблюдаются всплески V типа. Излучение в них более широкополосное и сильнее поляризовано ( эллиптически или линейно), чем во всплесках III типа. [3]

Существенным подтверждением описанной в § 9 схемы может служить наблюдаемая в всплесках III типа елочная структура - наложение маленьких всплесков III типа на большие всплески II типа. По-видимому, эта структура связана с возбуждением ленгмюровской турбулентности убегающими электронами. [6]

Минимальное значение v HvTe ( предположим случай неизотермической плазмы) в условиях солнечной короны равно 6 - Ю9 см-сек-1 0 2 с, что действительно близко к наблюдаемой минимальной скорости пучков, возбуждающих всплески III типа. Выражение (8.15) для критической скорэсти v носит оценочный характер, и точное значение численного коэффициента может несколько отличаться от приведенного здесь. Отсюда можно сделать заключение, что роль нелинейной стабилизации пучков в условиях солнечной короны может быть заметной. Отметим, что в достаточно холодной плазме VQ v % ( более точный критерий см. ниже) возможна и полцая, а не частичная стабилизация. [7]

Отметим, что при других значениях параметров численные оценки, как правило, дают большие значения интенсивности на 2 ( оре в сравнении с интенсивностью на соре в согласии с наблюдениями, показывающими, что часто всплески II типа излучают. Увеличение интенсивности с высотой могло бы быть объяснено ув. [8]

Наконец, влиянием магнитного поля можно объяснить и особенности всплесков V и U типов. Всплески V типа, по-видимому, создаются тогда, когда часть частиц потока, генерирующего всплеск III типа, захватывается во внешней части короны в магнитную ловушку и задерживается там некоторое время. Всплеск U типа появляется из-за возвращения потока обратно вниз при его движении вдоль магнитной силовой линии с обоими концами, закрепленными в поверхностных слоях Солнца. [9]

Схема динамического спектра радиовсппесков, свкаащшх с крупной вспышкой. [12]

К 1 5 - 2 м наблюдаются всплески II типа. [13]

Два возможных механизма переноса массы в двойном рентгеновском источнике. Сплошная кривая указывает полость Роша, вне которой нормальный главный компонент начинает сбрасывать газ на компактный компонент. В случае а главный компонент лежит внутри полости Роша, но теряет массу посредством звездного ветра. Вращающаяся по орбите компактная звезда является препятствием для ветра, и около нее под действием гравитационного поля формируется изогнутый ударный фронт. Некоторая часть вещества, переработанного ударной волной, захватывается компактной звездой. В случае б синхронно вращающийся главный компонент расширяется до границ своей полости Роша и начинает переполнять ее. Газ, текущий через внутреннюю точку Лагранжа L, обладает значительным моментом количества движения. Некоторая часть этого газа захватывается компактной звездой и течет к ней, образуя аккреционный диск. [14]

Интересно также, что отношение а. Это значение совместимо с идеей, что всплески I типа вызываются вспышками термоядерных реакций, например, гелия или более тяжелых элементов на поверхностях нейтронных звезд. Выделяющаяся в ядерных реакциях с участием гелия и более тяжелых элементов энергия, которая затем высвобождается в виде излучения при всплеске, равна - 0 1 % твс2 - 1 МэВ на аккрецируемый нуклон. [15]

Страницы: 1 2