Астрофизическая гидродинамика - это современная отрасль астрономии, включающая механику жидкостей, которая занимается движением жидкостей, таких как газы, из которых состоят звезды, или любая жидкость, которая находится в космическом пространстве. [1] Предмет охватывает основы механики жидкостей с использованием различных уравнений, начиная от уравнения неразрывности , Навье-Стокса и заканчивая уравнениями Эйлера столкновительных жидкостей и т.п. [2] Это обширное исследование физических сфер астральных тел и их перемещений в пространстве. Полное понимание этого предмета требует детального знания уравнений механики жидкости. [3]Большинство применений астрофизических динамики жидкости включают в динамике звездных систем , аккреционных дисков , астрофизических струй , [4] ньютоновских жидкостей , а также жидкости динамики галактик .
Вступление
Астрофизическая гидродинамика имеет дело с применением гидродинамики и ее уравнений к движению жидкостей в пространстве. Приложения полностью отличаются от того, что мы обычно изучаем, поскольку все это происходит в вакууме с невесомостью.
Большая часть межзвездной среды не находится в состоянии покоя, а находится в сверхзвуковом движении под действием взрывов сверхновых, звездных ветров и полей излучения, а также зависящего от времени гравитационного поля из-за спиральных волн плотности в звездном диске галактики. Поскольку сверхзвуковые движения почти всегда связаны с ударными волнами, они играют решающую роль. Галактика также содержит динамически значимое магнитное поле, что означает, что динамика определяется уравнениями сжимаемой магнитогидродинамики.
Во многих случаях электропроводность достаточно велика для идеальной магнитогидродинамики, чтобы быть хорошим приближением, но это неверно в областях звездообразования, где плотность газа высока, а степень ионизации низкая.
Одна из самых интересных проблем - проблема звездообразования. Известно, что звезды образуются из межзвездной среды и что это в основном происходит в гигантских молекулярных облаках, таких как, например, туманность Розетка. В течение долгого времени было известно, что межзвездное облако может коллапсировать из-за своей самогравитации, если оно достаточно велико, но в обычной межзвездной среде это может произойти только в том случае, если облако имеет массу в несколько тысяч солнечных масс - много больше, чем у любой звезды. Следовательно, должен быть какой-то процесс, который фрагментирует облако на более мелкие облака с высокой плотностью, массы которых находятся в том же диапазоне, что и звезды. Самогравитация не может этого сделать, но оказывается, что существуют процессы, которые делают это, если магнитное давление намного больше, чем тепловое давление, как в гигантских молекулярных облаках. Эти процессы основаны на взаимодействии магнитогидродинамических волн с тепловой неустойчивостью. Магнитогидродинамическая волна в среде, в которой магнитное давление намного больше, чем тепловое давление, может создавать плотные области, но сами по себе они не могут сделать плотность достаточно высокой для действия самогравитации. Однако газ в областях звездообразования нагревается космическими лучами и охлаждается за счет радиационных процессов. Конечный результат состоит в том, что газ в состоянии теплового равновесия, в котором нагревание уравновешивает охлаждение, может существовать в трех разных фазах при одинаковом давлении: теплая фаза с низкой плотностью, нестабильная фаза с промежуточной плотностью и холодная фаза при низкой температуре. Увеличение давления из-за сверхновой или спиральной волны плотности может перевернуть газ из теплой фазы в нестабильную фазу, а магнитогидродинамическая волна может затем произвести плотные фрагменты в холодной фазе, самогравитация которых достаточно сильна для их коллапса. образовывать звезды.
В этом процессе мы можем изучить динамику космического газа и понять формирование звезд. Это всего лишь один пример. Даже магнитогидродинамика основана на основах астрофизической гидродинамики.
Основные понятия
Концепции гидродинамики
Уравнения гидродинамики - инструменты в развитии понимания явлений в астрофизической гидродинамике. Важные уравнения с их приложениями указаны ниже.
Сохранение массы
Уравнение неразрывности применяет принцип сохранения массы к потоку жидкости. Рассмотрим жидкость, протекающую через резервуар фиксированного объема, имеющий одно входное и одно выходное отверстия, как показано ниже.
Если поток устойчивый, т.е. в резервуаре нет скопления жидкости, тогда скорость потока жидкости на входе должна быть равна скорости потока жидкости на выходе для сохранения массы. Если на входе (или выходе), имеющем площадь поперечного сечения A (м 2 ), частицы жидкости проходят расстояние dL за время dt, то объемный расход (V, м 3 / с) определяется по формуле : V = (A. DL) / ∆t
но поскольку dL / ∆t - скорость жидкости (v, м / с), мы можем записать: Q = V x A
Массовый расход (м, кг / с) определяется произведением плотности на объемный расход.
т.е. m = ρ.Q = ρ .VA
Между двумя точками в текущей жидкости для сохранения массы можно записать: m1 = m2
Или ρ 1 V 1 A 1 = ρ 2 V 2 A 2
Если жидкость несжимаемая, т. Е. Ρ 1 = ρ 2, тогда:
В 1 А 1 = В 2 А 2
Но мы применим эту теорему для астрофизической гидродинамики в сверхзвуковом режиме потока, что потребует от нас рассмотрения состояния сжимаемого потока, в котором плотность не постоянна.
Применение гидродинамики в астрофизике - это нейтронные звезды, которые представляют собой древние остатки звезд, которые достигли конца своего эволюционного путешествия в пространстве и времени.
Эти интересные объекты родились из когда-то больших звезд, которые выросли в четыре-восемь раз больше нашего Солнца, прежде чем взорваться катастрофическими сверхновыми. После того, как такой взрыв уносит внешние слои звезды в космос, ядро остается, но оно больше не производит ядерного синтеза. Без внешнего давления от термоядерного синтеза, чтобы уравновесить притяжение внутренней силы тяжести, звезда конденсируется и схлопывается сама по себе.
Несмотря на свой небольшой диаметр - около 12,5 миль (20 километров) - нейтронные звезды почти в 1,5 раза превышают массу нашего Солнца и, таким образом, обладают невероятной плотностью. Просто сахарный кубик вещества нейтронной звезды на Земле будет весить около ста миллионов тонн.
Почти непостижимая плотность нейтронной звезды заставляет протоны и электроны объединяться в нейтроны - процесс, который дал таким звездам свое название. Состав их ядер неизвестен, но они могут состоять из нейтронной сверхтекучей жидкости или какого-то неизвестного состояния вещества.
Нейтронные звезды обладают чрезвычайно сильным гравитационным притяжением, намного большим, чем у Земли. Эта гравитационная сила особенно впечатляет из-за небольшого размера звезд.
Когда они образуются, нейтронные звезды вращаются в космосе. Когда они сжимаются и сжимаются, это вращение ускоряется из-за сохранения углового момента - по тому же принципу, который заставляет вращающуюся фигуристку ускоряться, когда она тянет за руки.
Эти звезды постепенно замедляются в течение эонов, но те тела, которые все еще быстро вращаются, могут испускать излучение, которое с Земли, кажется, мигает и гаснет по мере вращения звезды, как луч света от вращающегося маяка. Этот "пульсирующий" вид дал некоторым нейтронным звездам название пульсары.
После вращения в течение нескольких миллионов лет пульсары теряют свою энергию и становятся нормальными нейтронными звездами. Немногие из известных существующих нейтронных звезд являются пульсарами. Известно, что существует всего около 1000 пульсаров, хотя в галактике могут быть сотни миллионов старых нейтронных звезд.
Ошеломляющие давления, существующие в ядре нейтронных звезд, могут быть такими же, как те, которые существовали во время большого взрыва, но эти состояния невозможно смоделировать на Земле.
Уравнения ЭМГ (материальной геодезии Эстахра)
Кажется, что уравнения ЭМГ [5] [6] [7] [8] играют наиболее важную роль в этой новой области астрономии. Это уравнение было введено впервые Американского физического общества в 2013 г. Estakhr по материально-Геодезические уравнений развита модель уравнений Навье-Стокса в качестве обобщающего термина , это релятивистская версия NS-уравнений, и именно поэтому так важно .
Рекомендации
- ^ "Цели и объем" Геофизическая и астрофизическая гидродинамика Тейлор и Фрэнсис [1] Доступ 10 декабря 2015 г.
- ^ Шор, Стивен Н. Астрофизическая гидродинамика: Введение. Вайнхайм: ВИЛИ-ВЧ, 2007.
- ^ Отделение астрономии Кембриджского университета. Часть II Astrophysical Fluid Dynamics [2] Доступно 10 декабря 2015 г.
- ^ Смит, Майкл Д. Астрофизические струи и лучи. Кембридж: Издательство Кембриджского университета, 2012.
- ^ "Ковариантная формулировка гидродинамики и материального геодезического уравнения Эстахра" . APS . Американское физическое общество . Проверено 15 июня 2013 .
- ^ "Релятивистское разложение Эстахра четырехскоростного векторного поля Большого взрыва (турбулентности Большого взрыва)" . APS . Американское физическое общество . Проверено 22 сентября 2016 .
- ^ «Среднее собственное время Эстахра для материально-геодезических уравнений (обобщающее уравнение для релятивистской астрофизики, релятивистских джетов, гамма-всплесков, гидродинамики Большого взрыва, гидродинамики сверхновых)» . APS . Американское физическое общество . Проверено 22 июля 2016 .
- ^ "Астрофизика континуума Эстахра, гидродинамика и турбулентность Большого взрыва (гидродинамическая природа остатка Большого взрыва)" . APS . Американское физическое общество . Проверено 18 октября 2016 .
дальнейшее чтение
- Кларк, К.Дж. и Карсвелл, RF Принципы астрофизической гидродинамики , Cambridge University Press (2014)
- Введение в магнитогидродинамику, автор П.А. Дэвидсон, Cambridge University Press