Перегляд вихідного коду сторінки Дугоподібна ударна хвиля

[[Файл:52706main_hstorion_lg.jpg|праворуч|міні|Дугоподібна ударна хвиля навколо LL Оріона в туманності Оріона]]
'''Дугоподібна ударна хвиля'''&nbsp;— явище, яке виникає, коли [[магнітосфера]] астрофізичного об'єкта взаємодіє з натікаючою на неї навколишньою [[Плазма (агрегатний стан)|плазмою]]. Для Землі та інших планет з магнітним полем це межа, на якій швидкість [[Зоряний вітер|зоряного вітру]] різко падає в результаті його наближення до [[Магнітопауза|магнітопаузи]]. Для зір цією межею зазвичай є край [[Бульбашка зоряного вітру|бульбашки зоряного вітру]], де зоряний вітер зустрічається з [[Міжзоряне середовище|міжзоряним середовищем]]<ref>{{Cite arXiv |arxiv=1005.1527 |class=physics.space-ph |first=A.C. |last=Sparavigna |first2=R. |last2=Marazzato |title=Observing stellar bow shocks |date=10 травня 2010}}</ref>.

== Опис ==
Визначальним критерієм [[Ударна хвиля|ударної хвилі]] є те, що об'ємна швидкість [[Плазма (агрегатний стан)|плазми]] падає від [[Надзвукова швидкість|надзвукової]] до дозвукової. При цьому [[швидкість звуку]] ''c<sub>s</sub>'' визначається як <math>c_s^2 = \gamma p/ \rho </math>, де <math> \gamma </math>&nbsp;— [[показник адіабати]], <math> p </math>&nbsp;— [[тиск]], а <math> \rho </math>&nbsp;— густина плазми.

Поширеним ускладненням в астрофізиці є наявність магнітного поля. Наприклад, заряджені частинки, що утворюють сонячний вітер, рухаються по спіралі вздовж ліній магнітного поля. Швидкість кожної частинки, коли вона обертається навколо силової лінії поля, можна розглядати так само, як теплову швидкість у звичайному газі, а в звичайному газі середня теплова швидкість приблизно дорівнює швидкості звуку. Під час утворення дугоподібної ударної хвилі об'ємна швидкість вітру (яка є компонентою швидкості, паралельною лініям поля, навколо яких обертаються частинки) падає нижче швидкості, з якою обертаються частинки.

== Навколо планет ==
Дугоподібні ударні хвилі виникають навколо всіх планет, як ненамагнічених, таких як [[Марс (планета)|Марс]]<ref>{{Cite journal|last=Mazelle|first=C.|last2=Winterhalter|first2=D.|last3=Sauer|first3=K.|last4=Trotignon|first4=J.G.|displayauthors=et al|date=2004|title=Bow Shock and Upstream Phenomena at Mars|journal=Space Science Reviews|volume=111|issue=1|pages=115–181|bibcode=2004SSRv..111..115M|doi=10.1023/B:SPAC.0000032717.98679.d0}}</ref> чи [[Венера (планета)|Венера]]<ref>{{Cite journal|last=Martinecz|first=C.|displayauthors=et al|date=2008|title=Location of the bow shock and ion composition boundaries at Venus - initial determinations from Venus express ASPERA-4|journal=Planetary and Space Science|volume=56|issue=6|pages=780–784|bibcode=2008P&SS...56..780M|doi=10.1016/j.pss.2007.07.007}}</ref>, так і намагнічених, таких як [[Юпітер (планета)|Юпітер]]<ref>{{Cite journal|last=Szego|first=Karoly|date=18 липня 2003|title=Cassini plasma spectrometer measurements of Jovian bow shock structure|url=https://hal.science/hal-04110024/file/Journal%20of%20Geophysical%20Research%20Space%20Physics%20-%202003%20-%20Szego%20-%20Cassini%20plasma%20spectrometer%20measurements%20of%20Jovian%20bow.pdf|journal=Journal of Geophysical Research: Space Physics|volume=108|issue=A7|pages=1287|bibcode=2003JGRA..108.1287S|doi=10.1029/2002JA009517|doi-access=free}}</ref> або [[Сатурн (планета)|Сатурн]]<ref>{{Cite news|url=http://www-pw.physics.uiowa.edu/space-audio/cassini/bow-shock/|title=Cassini encounters Saturn's bow shock|work=Department of Physics and Astronomy, University of Iowa}}</ref>. Найкраще вивченим прикладом дугоподібної ударної хвилі є зіткнення [[сонячний вітер|сонячного вітру]] з [[Магнітосфера Землі|магнітосферою Землі]]. Товщина дугоподібної ударної хвилі Землі становить близько 17 км<ref>{{Cite news|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=49637|title=Cluster reveals Earth's bow shock is remarkably thin|date=16 листопада 2011|work=[[European Space Agency]]}}</ref>. Вона розташована приблизно за {{nobr|90 000 км}} від планети<ref>{{Cite news|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=40994|title=Cluster reveals the reformation of the Earth's bow shock|date=11 травня 2011|work=European Space Agency}}</ref>.

== Навколо комет ==
Дугоподібні ударні хвилі утворюються навколо [[Комета|комет]] в результаті взаємодії між сонячним вітром і кометною іоносферою. Далеко від Сонця комета являє собою крижане тіло без атмосфери. Під час наближення до Сонця нагрівання викликає виділення газу з [[Ядро комети|кометного ядра]], створюючи атмосферу, яка називається [[Кома (астрономія)|комою]]. Кома частково іонізується сонячним світлом, і коли сонячний вітер проходить крізь цю іонну кому, з'являється дугоподібна ударна хвиля.

Перші спостереження були зроблені в 1980-х і 1990-х роках, коли кілька космічних апаратів пролетіли поряд з кометами [[21P/Джакобіні — Ціннера|21P/Джакобіні-Ціннера]]<ref>{{Cite journal|last=Jones|first=D. E.|last2=Smith|first2=E. J.|last3=Slavin|first3=J. A.|last4=Tsurutani|first4=B. T.|last5=Siscoe|first5=G. L.|last6=Mendis|first6=D. A.|date=1986|title=The Bow wave of Comet Giacobini-Zinner - ICE magnetic field observations|journal=Geophys. Res. Lett.|volume=13|issue=3|pages=243–246|bibcode=1986GeoRL..13..243J|doi=10.1029/GL013i003p00243}}</ref>, [[Комета Галлея|1P/Галлея]]<ref>{{Cite journal|last=Gringauz|first=K. I.|last2=Gombosi|first2=T. I.|last3=Remizov|first3=A. P.|last4=Szemerey|first4=I.|last5=Verigin|first5=M. I.|displayauthors=et al|date=1986|title=First in situ plasma and neutral gas measurements at comet Halley|journal=Nature|volume=321|pages=282–285|bibcode=1986Natur.321..282G|doi=10.1038/321282a0}}</ref>, і {{iw|26P/Грігга-Ск'єллерупа|||26P/Grigg–Skjellerup}}<ref>{{Cite journal|last=Neubauer|first=F. M.|last2=Marschall|first2=H.|last3=Pohl|first3=M.|last4=Glassmeier|first4=K.-H.|last5=Musmann|first5=G.|last6=Mariani|first6=F.|displayauthors=et al|date=1993|title=First results from the Giotto magnetometer experiment during the P/Grigg-Skjellerup encounter|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=268|issue=2|pages=L5–L8|bibcode=1993A&A...268L...5N}}</ref>. Тоді було виявлено, що дугоподібні ударні хвилі на кометах ширші та більш плавні, ніж різкі планетарні ударні хвилі. Усі ці спостереження були зроблені поблизу [[Апсиди|перигелію]], коли дугоподібні ударні хвилі вже були повністю розвинені.

Космічний корабель [[Розетта (космічний апарат)|«Розетта»]] слідував за кометою [[Комета Чурюмова — Герасименко|67P/Чурюмова–Герасименко]] від геліоцентричній відстані 3,6 [[Астрономічна одиниця|астрономічних одиниць]] до перигелію на 1,24 астрономічних одиниць, а потім знову в бік збільшення відстані до Сонця. Це дозволило «Розетті» спостерігати дугоподібну ударну хвилю в процесі її утворення та посилення виділення газів під час подорожі комети до Сонця<ref>{{Cite journal|last=Gunell|first=H.|last2=Goetz|first2=C.|last3=Simon Wedlund|first3=C.|last4=Lindkvist|first4=J.|last5=Hamrin|first5=M.|last6=Nilsson|first6=H.|last7=LLera|first7=K.|last8=Eriksson|first8=A.|last9=Holmström|first9=M.|date=2018|title=The infant bow shock: a new frontier at a weak activity comet|url=https://www.duo.uio.no/bitstream/10852/67125/1/aa34225-18.pdf|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=619|pages=L2|bibcode=2018A&A...619L...2G|doi=10.1051/0004-6361/201834225|doi-access=free}}</ref>. Зародок дугоподібної ударної хвилі виявився асиметричним і, у термінах відстані до ядра, ширшим, ніж повністю розвинена дугоподібна ударна хвиля.

== Навколо Сонця ==
[[Файл:Voyager_1_entering_heliosheath_region.jpg|міні| [[Геліосфера]], що рухається в міжзоряному середовищі, та різні структури в ній.]]
Кілька десятиліть вважалося, що сонячний вітер утворює дугоподібну ударну хвилю на краю [[Геліосфера|геліосфери]], де він стикається з навколишнім міжзоряним середовищем. У порядку збільшення відстані від Сонця, розташовані [[Геліосфера|ударна хвиля зупинки]] (termination shock, точка, точка, де потік сонячного вітру стає дозвуковим), [[Геліосфера|геліопауза]] (точка, де досягпається рівновага між тиском міжзоряного середовища та тиском сонячного вітру), та дугоподібна ударна хвиля (точка, де потік міжзоряного середовища стає дозвуковим). Вважалося, що ця сонячна дугоподібна ударна хвиля знаходиться на відстані близько 230 астрономічних одиниць<ref>{{Cite web|url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap020624.html|title=APOD: 2002 June 24 - the Sun's Heliosphere and Heliopause}}</ref> від Сонця&nbsp;— що у понад два рази перевищує відстань ударної хвилі зупинки, з якою зіткнувся космічний корабель [[Вояджер-2|«Вояджер-2»]].

Однак дані, отримані в 2012 році від [[Interstellar Boundary Explorer]], вказують на відсутність будь-якої сонячної ударної хвилі<ref name="bow">{{Cite web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/ibex/news/nobowshock.html|title=NASA - IBEX Reveals a Missing Boundary At the Edge Of the Solar System|archive-url=https://web.archive.org/web/20130307135237/http://www.nasa.gov/mission_pages/ibex/news/nobowshock.html|archive-date=2013-03-07|url-status=dead|access-date=2012-05-12}}</ref>. Поряд із результатами космічного корабля «Вояджер» ці висновки спонукали до деяких теоретичних уточнень. За сучасною моделлю, сила місцевого міжзоряного магнітного поля та відносна швидкість геліосфери є такими, що дугоподібна ударна хвиля не утворюється, принаймні в тому районі Галактики, через який зараз проходить Сонце<ref>{{Cite journal|last=McComas|first=D. J.|last2=Alexashov|first2=D.|last3=Bzowski|first3=M.|last4=Fahr|first4=H.|last5=Heerikhuisen|first5=J.|last6=Izmodenov|first6=V.|last7=Lee|first7=M. A.|last8=Möbius|first8=E.|last9=Pogorelov|first9=N.|date=2012|title=The Heliosphere's Interstellar Interaction: No Bow Shock|journal=Science|volume=336|issue=6086|pages=1291–1293|bibcode=2012Sci...336.1291M|doi=10.1126/science.1221054|pmid=22582011|doi-access=free}}</ref>.

== Навколо інших зір ==
[[Файл:Red_Giant_Plunging_Through_Space.jpg|праворуч|міні|Дугоподібна ударна хвиля навколо R Гідри<ref>[http://www.spitzer.caltech.edu/images/2183-sig06-029-Red-Giant-Plunging-Through-Space Spitzer Science Center Press Release: Red Giant Plunging Through Space]</ref>]]
У 2006 році в далекому інфрачервоному діапазоні була виявлена дугоподібна ударна хвиля біля зорі на [[Асимптотична гілка гігантів|асимптотичній гілці гігантів]] {{iw|R Гідри|||R Hydrae}}<ref>[http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2006ApJ...648L..39U&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=45ba3a9f6d12619 Detection of a Far-Infrared Bow Shock Nebula around R Hya: The First MIRIAD Results]</ref>.

Дугоподібна ударна хвиля також є загальною рисою [[Об'єкт Гербіга — Аро|об'єктів Гербіга&nbsp;— Аро]], з яких витікає потужний газово-пиловий потік та взаємодіє з міжзоряним середовищем, створюючи яскраві дугоподібні ударні хвилі, видимі в оптичному діапазоні.

[[Габбл (телескоп)|Космічний телескоп Габбла]] зробив наступні зображення дугоподібних ударних хвиль, створених щільним газом та плазмою в [[Туманність Оріона|туманності Оріона]].<gallery>
Файл:Heliosheath.JPG
Файл:Heliosheath2.JPG
Файл:Heliosheath3.JPG
Файл:Heliosheath4.JPG
</gallery>

== Навколо масивних зір ==
Зорі, які дуже швидко рухаються Галактикою, можуть утворювати перед собою такі дугоподібні ударні хвилі, які вдається спостерігати в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному]] діапазоні за допомогою космічних телескопів [[Спітцер (космічний телескоп)|Spitzer]] та [[WISE]]<ref>{{Cite web|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-3?-source=J/ApJS/227/18/table1&-out.max=50&-out.form=HTML%20Table&-out.add=_r&-out.add=_RAJ,_DEJ&-sort=_r&-oc.form=sexa|title=VizieR|website=vizier.u-strasbg.fr|access-date=2017-04-28}}</ref>. На їхній пошук, зокрема, направлений [[Громадянська наука|громадський науковий]] проєкт {{iw|Milky Way Project|||The Milky Way Project}}<ref>{{Cite web|url=https://www.zooniverse.org/projects/povich/milky-way-project/about/research|title=Zooniverse|website=www.zooniverse.org|access-date=2017-04-28}}</ref>.
[[Файл:Sig12-014.png|міні| [[Зета Змієносця|Дзета Змієносця]] є найвідомішим амортизатором масивної зорі. Зображення зроблено космічним телескопом Spitzer.]]
Найближчими зорями з інфрачервоними дугоподібними ударними хвилями:
{| class="wikitable sortable"
!Ім'я
! Відстань ([[Парсек|пк]])
! [[Спектральна класифікація зір|Спектральний тип]]
! Група
|-
| [[Бекрукс|Мімоза]]
| 85
| B1IV
| Нижня підгрупа Центавр–Крукс
|-
| {{iw|Альфа Мухи|||Alpha Muscae}}
| 97
| B2IV
| Нижня підгрупа Центавр–Крукс
|-
| [[Акрукс]]
| 99
| B1V+B0,5IV
| Нижня підгрупа Центавр–Крукс
|-
| {{iw|Дзета Змієносця|||Zeta Ophiuchi}}
| 112
| O9.2IVnn
| Верхня підгрупа Скорпіона
|-
| [[HD93030|Тета Корми]]
| 140
| B0Vp
| IC 2602
|-
| {{iw|Тау Скорпіона|||Tau Scorpii}}
| 145
| B0,2 В
| Верхня підгрупа Скорпіона
|-
| {{iw|Дельта Скорпіона|||Delta Scorpii}}
| 150
| B0.3IV
| Верхня підгрупа Скорпіона
|-
| {{iw|Епсилон Персея|||Epsilon Persei}}
| 195
| B1.5III
|
|-
| {{iw|Сигма Скорпіона|||Sigma Scorpii}}
| 214
| O9,5(V)+B7(V)
| Верхня підгрупа Скорпіона
|}
Більшість із них належить до {{iw|Асоціація Скорпіона–Центавра|асоціації Скорпіона–Центавра||Scorpius–Centaurus association}}, а [[HD93030|Тета Кіля]], яка є найяскравішою зорею [[IC 2602]], також може належати до нижньої підгрупи Центавра–Хреста. {{iw|Епсилон Персея|||Epsilon Persei}} не належить до цієї [[Зоряна асоціація|зоряної асоціації]]<ref>{{Cite web|url=https://melinasworldblog.wordpress.com/2017/04/26/close-bowshocks/|title=Close Bowshocks|last=melinasworldblog|date=2017-04-26|website=Melina's World|access-date=2017-04-28}}</ref>.

== Ефект магнітної драпірування ==
Подібний ефект, відомий як ефект магнітного драпірування, виникає, коли [[Альвенівські хвилі|надальвенівський]] потік плазми стикається з ненамагніченим об'єктом (наприклад, таке відбувається, коли сонячний вітер досягає іоносфери Венери<ref>{{Cite journal|last=Lyutikov|first=M.|date=2006|title=Magnetic draping of merging cores and radio bubbles in clusters of galaxies|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=373|issue=1|pages=73–78|arxiv=astro-ph/0604178|bibcode=2006MNRAS.373...73L|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10835.x}}</ref>). В цьому випадку потік відхиляється навколо об'єкта, драпіруючи [[магнітне поле]] уздовж магнітного хвоста<ref>{{Cite journal|last=Shore|first=S. N.|last2=LaRosa|first2=T. N.|date=1999|title=The Galactic Center Isolated Non-thermal Filaments as Analogs of Cometary Plasma Tails|journal=Astrophysical Journal|volume=521|issue=2|pages=587–590|arxiv=astro-ph/9904048|bibcode=1999ApJ...521..587S|doi=10.1086/307601}}</ref>.

Умова надальвенівського потоку означає, що відносна швидкість між потоком і об'єктом, <math> v</math>, більша за місцеву [[Альвенівські хвилі|альфвенівську швидкість]] <math>V_A</math> що означає велике альвенівське число Маха: <math> M_A \gg 1</math>. Для ненамагнічених та [[Електричний опір та електропровідність|електропровідних]] об'єктів навколишнє поле створює [[Електричний струм|електричні струми]] всередині об'єкта та в навколишній плазмі, так що потік відхиляється та сповільнюється, оскільки часовий масштаб [[Дисипація|розсіювання]] магнітного поля набагато довший за часовий масштаб його [[Адвекція|адвекції]]. Індуковані струми, у свою чергу, створюють магнітні поля, які відхиляють потік, утворюючи дугоподібну ударну хвилю. Наприклад, [[Іоносфера|іоносфери]] Марса і Венери забезпечують провідне середовище для взаємодії з сонячним вітром. Без іоносфери потік намагніченої плазми поглинається непровідним тілом. Останнє відбувається, наприклад, коли сонячний вітер взаємодіє з [[Місяць (супутник)|Місяцем]], який не має іоносфери. У магнітному драпіруванні лінії поля обертаються та драпіруються навколо провідної сторони об'єкта, створюючи вузьку оболонку, подібну до дугоподібної ударної хвилі у планетарних магнітосферах. Зосереджене магнітне поле зростає доти, поки [[напірний тиск]] не стане порівнянним з магнітним тиском в оболонці:

: <math>\rho_0 v^2 = \frac{B_0^2}{2\mu_0},</math>

де <math> \rho_0 </math>&nbsp;— густина плазми, <math>B_0 </math>&nbsp;— драповане магнітне поле поблизу об'єкта, а <math> v </math>&nbsp;— відносна швидкість між плазмою та об'єктом. Магнітне драпірування було виявлено навколо планет, супутників, викидів сонячної корональної маси та галактик<ref>{{Cite journal|last=Pfrommer|first=Christoph|last2=Dursi|first2=L. Jonathan|date=2010|title=Detecting the orientation of magnetic fields in galaxy clusters|journal=Nature Physics|volume=6|issue=7|pages=520–526|arxiv=0911.2476|bibcode=2010NatPh...6..520P|doi=10.1038/NPHYS1657}}</ref>.

== Див. також ==

* [[Ударна хвиля]]
* [[Геліосфера|Геліооболонка]]

== Примітки ==
{{Reflist}}

== Література ==

* {{Cite book
|url=https://archive.org/details/introductiontosp00kive_617
|title=Introduction to Space Physics
|last=Kivelson
|first=M. G.
|last2=Russell
|first2=C. T.
|year=1995
|publisher=[[Cambridge University Press]]
|location=New York
|page=[https://archive.org/details/introductiontosp00kive_617/page/n135 129]
|isbn=978-0-521-45104-8
|url-access=limited
}}
* {{Cite book
|url=https://archive.org/details/physicssolarsyst00crav
|title=Physics of Solar System Plasmas
|last=Cravens
|first=T. E.
|year=1997
|publisher=Cambridge University Press
|location=New York
|page=[https://archive.org/details/physicssolarsyst00crav/page/n147 142]
|isbn=978-0-521-35280-2
|url-access=limited
}}

== Посилання ==

* NASA Astronomy Picture of the Day: Bow shock image (BZ Cam) (28 November 2000)
* NASA Astronomy Picture of the Day: Bow shock image (IRS8) (17 October 2000)
* [https://apod.nasa.gov/apod/ap170408.html NASA Astronomy Picture of the Day: Zeta Oph: Runaway Star (8 April 2017)]
* [http://www.eso.org/public/images/eso9702a/ Bow shock image (HD77581)]
* [http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/pr2002005a/ Bow shock image (LL Ori)]
* [https://web.archive.org/web/20100601193808/http://www.dartmouth.edu/~hrm/R/heliosphere.html More on the ''Voyagers'']
* [http://www-pw.physics.uiowa.edu/space-audio/sounds/ Hear the Jovian bow shock (from the University of Iowa)]
* [http://www.physorg.com/news98367923.html Cluster spacecraft makes a shocking discovery (Planetary Bow Shock)]
[[Категорія:Хвилі у плазмі]]
[[Категорія:Ударні хвилі]]
[[Категорія:Сонце]]
[[Категорія:Планетологія]]