Исследования механизмов генерации магнитного поля и нетеплового излучения в плазме с релятивистскими частицами

• Автор: Осипов, Сергей Михайлович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 102 с. : ил.

Содержание
1 Введение
2 Генерация МГД-неустойчивости в префронте бесстолкнови-
тельных ударных волн с ускоренными частицами
2.1 Введение
2.2 Дисперсионное соотношение в бесстолкповительиой плазме
ускоренными частицами вблизи префропта бесстолкновитель-ных ударных волн для возмущений, распространяющихся вдоль постоянного магнитного поля
2.3 Уравнения длинноволновой динамики турбулентной плазмы
нетепловыми частицами
2.4 Заключение
3 Исследование длинноволновой МГД - неустойчивости в префронте ударной волны
3.1 Введение
3.2 Ток ускоренных частиц, вызванный длинноволновым МГД возмущением
3.3 Локальный инкремент МГД колебаний
3.4 Заключение
4 Влияние амбиполярного поля и размытия границ мишени на
переходное излучение быстрых электронов лазерной плазмы
4.1 Введение
4.2 Основные уравнения

4.3 Влияние размытия задней границы мишени на спектр переходного излучения
4.4 Влияние амбиполярного поля на спектр переходного излучения
4.5 Заключение
5 Спектр излучения ускоренных электронов при выполнении условия Вавилова-Черенкова в мишени
5.1 Введение
5.2 Спектр излучения при выполнении условия Вавилова-Черенкова
5.3 Заключение
6 Спектрально-угловое распределение жесткого рентгеновского излучения в тонких лазерных мишенях
6.1 Введение
6.2 Спектрально-угловое распределение жесткого рентгеновского
излучения в тонких слоистых лазерных мишенях
6.3 Заключение
7 Заключение
Список литературы

1 Введение
Процессы быстрого выделения энергии в астрофизической плазме часто сопровождаются сверхзвуковыми течениями и формированием ударных волн. Особую роль играют ударные волны в формировании спектров нетеплового излучения и генерации магнитных полей в объектах различной природы. Примеры таких объектов составляют длинный ряд. включающий гамма-всплески [67], [10], остатки сверхновых [79], скопления галактик и межгалактическую среду [37], [95].
В оболочке остатка сверхновой звезды происходит взаимодействие нескольких солнечных масс вещества, выброшенного при взрыве звезды и переносящего около 1051 эрг кинетической энергии, с околозвездным веществом, обогащенным истечением нредсверхновой за время ее эволюции, или с необогащен-ным межзвездным веществом. Получающиеся в ходе такого взаимодействия сильные ударные волны имеют начальные скорости порядка нескольких тысяч километров в секунду и постепенно замедляются в течение десятков тысяч лет. Они нагревают окружающий газ до рентгеновских температур, пока скорости волн не станут меньше нескольких сотен километров в секунду. Современные теории предсказывают (и эти предсказания не противоречат наблюдательным данным), что быстрые ударные волны в оболочках остатков сверхновых передают заметную долю кинетической энергии в ускоренные, надтепловые частицы и магнитное поле. Эта доля может быть большой, и ускоренные в окрестности быстрых бесстолкновительных ударных волн частицы могут оказывать существенное обратное влияние на динамику оболочки остатка. Частицы, ускоренные в оболочках остатков сверхновых, состав-

где Q(x) - функция единичного скачка. Последнее слагаемое в скобках выражения (37) описывает резонансную неустойчивость.
Сложение (30), (31) и (37) при пренебрежении массой электрона по сравнению с массой протона и с учетом (28), дает
_ (?іПі 1 ençrVgkc / ,3,3/, 1 '
j ~ —ЇЕіПі 9 lu — гЕ — ( q=l ± —Г db —— (
J ВІ ш Б0 V 2x 4x V *
, X +
I 1п

’ Ax V, Xі
- m— ( 1 - — ) ©(|x[ - 1) ) . (38)
подставляя (38) в (13), получаем дисперсионное соотношение

,99 с2 9 Arcen-Vskc ( „ 3,3/ І
к2с2 = -г а; +
’ Во 2х2 4:г

_ (* “ р) е(|ж| ~ Х)) ‘ (39)
В работах Белла [29], [30] решается система гидродинамических уравнений, дающих эквивалентный результат, изложенному выше кинетическому
+ V(pu)
„ 1 „
подходу

< дВ

- . , ... еИо-и) X В)
р 4ттр ' ' ср у
(и хВ)
_ , и2 'уРи (В х (и х В)) и
+ у(и + ут1 + ( / ”)—7(ГхВ)
(40)
и2 В2 Р
где и - скорость среды, р - плотность, е = р— + -—I -, 7 - показатель
2 87Г
адиабаты фоновой плазмы. Система уравнений (40) удобна для численных нелинейных расчетов генерации турбулентности, которые проводились рядом групп (см. [29]. [104]).
В работе Белла [29] получен инкремент роста мод, распространяющихся вдоль постоянного магнитного поля для степенного распределения ускорен-