Межзвездная МГД-турбулентность
<< 1. Введение | Оглавление | 3. Закономерности в хаосе >>
2. Генерация и затухание
Любая турбулентность, предоставленная самой себе, постепенно затухает из-за диссипативных процессов: вязкости, теплопроводности и трения между различными компонентами газа. Время свободного затухания межзвездной турбулентности достаточно велико (до лет!) поскольку велики ее масштабы. По порядку величины это время равно времени оборота самых больших турбулентных вихрей , где пк, км/с - размер и скорость этих вихрей [1]. Но звезды не дают межзвездному газу жить спокойно. Они то рождаются, выбрасывая узкие струи (джеты), то умирают, дуя ветрами и взрываясь сверхновыми (рис. 1). В этих областях происходит "впрыск" энергии в межзвездную турбулентность. Поскольку гидромагнитные волны переносят часть этой энергии в более спокойные области, то межзвездная турбулентность не является свободно затухающей. В ней есть и области роста, и области уменьшения турбулентной энергии [2]. Межзвездная среда турбулизуется не только звездами, но и более глобальными источниками. Самым глобальным источником можно назвать космические лучи. Они порождаются не только внутри галактики, но и приходят из далеких галактик с активными ядрами. Космические лучи приводят к ионизации и нагреву межзвездной среды. Поскольку этот нагрев неоднороден, то возникают градиенты давления, вызывающие движение газа и его расширение в некоторых областях. Если расширение газа способствует еще большему его нагреву, то расширение становится самоускоряющимся! Это явление называется тепловой неустойчивостью. Поскольку области неустойчивости расположены хаотически, то потоки газа запутываются, и рождается турбулентность. Магнитное поле препятствует поперечному движению плазмы, поэтому тепловая неустойчивость легче развивается вдоль магнитного поля. Газовые конденсации сплющиваются и нанизываются на магнитное поле, как блины на веревочку. Поскольку магнитное поле влияет только на заряженную компоненту плазмы (ионы, электроны, пылинки), то в модели тепловой неустойчивости межзвездного газа нужно учитывать вариации степени ионизации. Такая неустойчивость называется ионизационно-тепловой. На рис. 2 изображено поле плотности, полученное в результате двумерного численного моделирования ионизационно-тепловой неустойчивости Начальное магнитное поле направлено по диагонали. Вдоль него вытягиваются крупномасштабные возмущения плотности, а мелкомасштабные складочки расположились поперек.Рис. 2. Численный расчет ионизационно-тепловой неустойчивости в магнитном поле (направлено по диагонали). Изображено распределение плотности |
Рис. 3. Численный расчет неустойчивости Кельвина - Гельмгольца в магнитном поле [3]. Эволюция плотности |
<< 1. Введение | Оглавление | 3. Закономерности в хаосе >>
Публикации с ключевыми словами:
магнитная гидродинамика - турбулентность - численное моделирование
Публикации со словами: магнитная гидродинамика - турбулентность - численное моделирование | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |
Астрометрия
-
Астрономические инструменты
-
Астрономическое образование
-
Астрофизика
-
История астрономии
-
Космонавтика, исследование космоса
-
Любительская астрономия
-
Планеты и Солнечная система
-
Солнце