Головная ударная волна

Головная ударная волна (в англ. bow shock — дуговидная ударная волна) — область взаимодействия между магнитосферой звезды или планеты и окружающей средой, в которой наблюдается повышенная плотность вещества. Для звёзд, как правило, это граница между звёздным ветром и межзвёздной средой. Для планет головной ударной волной является граница, на которой скорость солнечного ветра резко падает, по мере его приближения к магнитопаузе^[2]. Наиболее изученным примером головной ударной волны является место, где солнечный ветер встречается с магнитопаузой Земли, создавая фронт волны характерной дугообразной формы, как и вокруг всех планет, имеющих магнитное поле. Головная ударная волна вокруг Земли имеет толщину около 17 км^[3] и расположена на расстоянии около 90 000 км от Земли^[4].

В течение нескольких десятилетий считалось, что солнечный ветер образуют головную ударную волну при столкновении с окружающей межзвёздной средой. В 2012 году данная гипотеза оказалась под вопросом, когда данные от научно-исследовательского спутника IBEX показали, что Солнечная система движется через межзвёздную среду медленнее, чем предполагали предыдущие расчёты (84 000 км/ч вместо ранее предполагавшихся 95 000 км/ч)^[5]. Это новое открытие позволяет допустить, что нет никакого ударного столкновения звёздного ветра с гелиопаузой, окружающей солнечную систему, и, соответственно, никакой головной ударной волны на границах солнечной системы не образуется^[5].

Головная ударная волна имеет ту же физическую природу, что и ударная волна, создаваемая реактивным истребителем в воздухе. Ударные волны образуют области (фронты), в которых имеют место резкие скачки плотности, давления, температуры, степени ионизации газа и др. его параметров. Во многих космических явлениях ударные волны играют важную роль. Толщина фронта головной ударной волны определяется диссипативными процессами^[6].

Определяющим критерием возникновения любой ударной волны является то, что скорость движущейся жидкости или газа (в данном случае, звёздного ветра) падает от «сверхзвуковой» до «дозвуковой», где скорость звука в физике плазмы определяется как:

$c_{s}^{2}=\gamma p/\rho$

где c_s — скорость звука, $\gamma$ — показатель адиабаты, p — давление и $\rho$ — плотность плазмы.