Некоторые вопросы динамики и устойчивости ударных волн

• Автор: Еремин, Михаил Анатольевич
• Шифр специальности: 05.13.16
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1998
• Место защиты: Волгоград
• Количество страниц: 137 с.

СОДЕРЖАНИЕ
Введение
1. Точечный взрыв в расширяющейся среде
2. Неустойчивость сферической аккреции на точечный гравитирующий объект
2.1. Неустойчивость безударной аккреции
2.2. Неустойчивость аккреции с ударной волной
2.3. Механизм неустойчивости аккреции с ударной волной
3. Неустойчивость фокусирующейся ударной волны
4. Неустойчивость ударной волны в среде с быстрой тепловой релаксацией
Заключение
Литература

ВВЕДЕНИЕ
В последнее десятилетие изучение возникновения, распространения и неустойчивости ударных волн (УВ) является одним из важнейших направлений исследований современной астрофизики. Огромный интерес к данной тематике объясняется прежде всего той ролью, которую ударные волны играют в межзвездной или межгалактической среде. Исследование распространения ударных волн необходимо для понимания структуры и эволюции межзвездной среды. Несомненно, ударные волны в определенной степени оказывают влияние и на динамику газовой подсистемы Галактики в целом.
Существование ударных волн в межзвездной среде связано с тем, что характерная скорость макроскопического движения газа значительно превышает скорость звука в нем. Это, например, приводит к тому, что столкновения облаков между собой способны создать ударные волны. Ударные волны формируются в результате взрывных явлений, таких как взрывы сверхновых, коллективные взрывы сверхновых в ОВ ассоциациях или центральных частях активных галактик, а также при появлении течений в межзвездном газе, на границе областей межзвездного водорода Н I и Н II.
Спиральные и неправильные галактики содержат огромное число крупномасштабных межзвездных объектов - оболочек, проявляющихся в распределении нейтрального водорода. Эти структуры, обладающие достаточно сложным строением, впервые были обнаружены в Малом Магеллановом облаке, однако, позже было выяснено, что они содержатся в карликовых галактиках, галактиках Местной группы, в нашей и во многих других галактиках. Существуют многочисленные наблюдательные доказательства того, что расширяющиеся и сталкивающиеся оболочки нейтрального водорода, зачастую достигающие размера порядка несколько сотен парсек, способны инициировать звездообразование (см. обзор [39] и ссылки на цитированную там литературу).

Исследование остатков сверхновых, которые представляют собой наблюдательное проявление ударных волн, дает ценную информацию об энергии взрыва и свойствах межзвездной среды, в которой распространяются эти ударные волны. Сверхновые также ответственны за формирование горяних (те < 0.01 см-3, Т ~ 106 К) областей сильного разрежения в межзвездной среде - каверн, которые могут соединяться в долгоживущие коридоры, поддерживаемые новыми ударными волнами от сверхновых.
Остатки сверхновых являются источниками не только теплового излучения горячего газа в оптическом, ультрафиолетовом или рентгеновском диапазоне, но также и сильного радиоизлучения, имеющего синхротронную природу. Это означает, что частицы в остатках сверхновых достигают релятивистских энергий, а, следовательно, остатки сверхновых являются источниками космических лучей. Ударные волны от сверхновых, если они имеют достаточную интенсивность, наблюдаются в форме волокнистых туманностей, самые известные из которых - Крабовидная туманность и Кассиопея А, однако большая часть обнаруженных остатков сверхновых наблюдается только в радиодиапазоне. Наблюдения с большим разрешением в этой области частот показали, что остатки сверхновых, в основном, не обладают сферической симметрией, многие из них имеют неправильную сферическую или овальную структуру. В рентгеновском или оптическом диапазоне большинство остатков сверхновых состоит из мелких сгустков и волокон, и только небольшое их количество имеет оболочечную структуру в видимой части спектра. Взрывы сверхновых играют принципиальную роль в эволюции звездных населений, т.к. в процессе взрыва возможен синтез тяжелых элементов. Межзвездная среда, обогащаясь тяжелыми элементами, служит ’’материалом” из которого формируются звезды новых поколений и планетные системы.
Ударные волны также возникают в результате потери массы массивными звездами (красные или голубые гиганты, долгопериодические

газа с показателем адиабаты 7 = 5/3, но именно этот случай и наиболее интересен в астрофизических приложениях. К достоинствам полученных выше решений следует отнести возможность их обратимости во времени. При замене в формулах £ + £0 на £<> ~ * и г>о на —vo эти формулы будут описывать взрыв и последующую эволюцию ударной волны на сжимающемся фоне, причем моменту времени £о соответствует коллапс среды.
Построенное решение основано на двух приближениях, а именно, на приближении адиабатичности и бесконечной интенсивности УВ. Рассмотрим условия, при которых наши приближения перестают работать.
Во-первых, укажем критерий применимости приближения сильной ударной волны. Ясно, что по мере расширения области, охваченной ударной волной, ее интенсивность ослабевает, таким образом, наше начальное предположение о бесконечной интенсивности скачка может не выполняться на поздних временах. Оценим, какой должна быть энергия взрыва Е0 для возникновения сильной ударной волны. Ударная волна считается сильной, когда отношение давления рг за фронтом к давлению ро перед фронтом заметно превосходит единицу, т.е.
Давление невозмущенной среды падает адиабатически. В случае однородной среды
где ся{ - адиабатическая скорость звука. Тогда интенсивность УВ согласно (1.24), (1.25), (1.34)-(1.36), (1.59) определяется формулой:
(1.58)
(1.59)
Р1 1 Г Е0 "12/5 Г
2 Г, , *о16/5
(1.60)