Гидродинамические и плазменные эффекты космических лучей в галактике

• Автор: Зиракашвили, Владимир Николаевич
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 228 с. : ил.

Оглавление
Введение
1 Генерация альфвеновских волн космическими лучами и нелинейное затухание волн
1.1 Введение
1.2 Основные уравнения
1.3 Разложение в ряд по степеням скорости среды
1.4 Вычисление декрементов затухания
1.5 Декременты затухания для плазмы с максвелловской
функцией распределения
1.6 Обсуждение результатов
1.7 Потоковая неустойчивость космических лучей
1.8 Резонансная потоковая неустойчивость космических лучей
1.9 Стабилизация потоковой неустойчивости нелинейным затуханием
2 Космические лучи и галактический ветер
2.1 Введение
2.2 Основные МГД уравнения для галактического ветра с
космическими лучами
2.3 Численное решение
2.4 Скорость галактических потерь массы и углового момента
2.5 Учет случайного магнитного поля
2.6 Учет лучистых потерь и диффузии К Л

2.7 Перенос космических лучей в галактическом ветре
2.8 Решение уравнения переноса
2.9 Заключение
3 Диффузионное ускорение на ударной волне в присутствии нерезонансной потоковой неустойчивости
3.1 Введение
3.2 Основные уравнения
3.3 Рассеяние мелкомасштабным полем
3.4 Вычисление электрического тока КЛ
3.5 Ускорение на плоской параллельной ударной волне
3.6 Нерезонансная потоковая неустойчивость
3.7 Численное моделирование нерезонансной потоковой неустойчивости
3.8 Совместное численное моделирование нерезонансной неус-
тойчивости и ускорения на плоской параллельной ударной волне
3.9 МГД моделирование в области ударного перехода и за
фронтом ударной волны
3.10 Аналитическая оценка для максимальной энергии частиц, ускоренных в ОСН
3.11 Обсуждение
3.12 Заключение
Приложение
4 "Полусферные"уравнения переноса
4.1 Введение
4.2 Основные уравнения
4.3 Самосогласованные уравнения
4.4 Ускорение на плоской ударной волне

4.5 Численное моделирование бесстолкновительных ударных
волн
4.6 Заключение
Приложение
5 Ускорение космических лучей магнитными ловушками в турбулентной среде
5.1 Введение
5.2 Вычисление темпа ускорения
5.3 Заключение
6 Вариационные оценки коэффициента диффузии космических лучей в случайном магнитном поле
6.1 Введение
6.2 Вариационные оценки эффективных параметров
6.3 Оценки эффективного параллельного коэффициента диффузии
6.4 Оценки эффективного перпендикулярного коэффициента
диффузии
6.5 Заключение
7 Модель газового течения из галактики с активным звездообразованием
7.1 Введение
7.2 Самоподобное течение
7.3 Решение внутри тонкого диска
7.4 Аналитическое решение в галактическом гало
7.5 Распространение электронов KJI в галактическом ветре
7.6 Моделирование радиоспектра галактики NGC
7.7 Определение параметров газового течения
7.8 Обсуждение результатов

Рис. 1.1: Решение дисперсионного уравнения (1.44) для АпаГд/сВо = 0.1.
Действительная и мнимая части частоты и> показаны сплошной и штриховой кривыми соответственно.
Здесь jli - электрический ток энергичных частиц. Вычисление интеграла в выражении (1.42) приводит к следующему дисперсионному уравнению
где х = кгд, а гд = V()/uJlз(po) - гирорадиус энергичных частиц. Влияние энергичных частиц на дисперсионное соотношение для альфвеновских волн определяется параметром 4лдр’5/с£>о- Решение дисперсионного уравнения для двух значений этого параметра 0.1 и 10.0 показано на Рис.1.1 и 1.2. В первом случае неустойчивость возникает за счет малой мнимой части в квадратных скобках уравнения (1.44). Инкремент неустойчивости максимален для волн с волновым вектором к ~ гд. Это обычная потоковая неустойчивость [143]. Во втором случае возбуждаются волны с масштабами много меньшими гирорадиуса энергичных частиц. Это нерезонансная потоковая неустойчивость [61].
Несмотря на то, что это два различных режима неустойчивости, максимальный инкремент для обоих случаев дается одной приближенной
[46]:
Иа2 Х сВо 4х х-
(1.44)