Головная ударная волна солнца

Астрофизики восстановили трехмерную структуру ударных волн на Солнце

Ученые разработали новый метод трехмерной реконструкции движения ударных волн в короне Солнца, которые возникают во время корональных выбросов массы. Полученные результаты могут помочь в понимании и прогнозировании экстремальных космических погодных явлений, влияющих на работу аппаратуры как на орбите Земли, так и на ее поверхности, сообщают авторы в The Astrophysical Journal.

Корональный выброс массы — это один из видов активности Солнца и других светил, который заключается в отделении заметного количества плазмы и связанных с ней магнитных полей от внешних слоев звезды. Эти события часто происходят вслед за солнечными вспышками и сопровождаются появлением протуберанцев — сгустков относительно холодного вещества фотосферы Солнца, поднимающихся над ее поверхностью в область горячей короны.

Во время коронального выброса выделяется большое количество энергии в разных видах. Одно из сопутствующих явлений — возникновение крупномасштабных ударных волн в короне, которые можно наблюдать в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне (длины волн от 121 до 10 нанометров). Такие волны, имеющие магнитозвуковую природу, впервые были зафиксированы при помощи спутника SOHO в конце XX века.

Отделяющиеся от Солнца облака плазмы могут разгоняться до тысяч километров в секунду и при взаимодействии с Землей и ее магнитосферой вызывать магнитные бури. Потоки заряженных частиц могут повредить электронику на борту высокоорбитальных спутников, а в случае особо сильных событий способны повлиять на работу и наземной аппаратуры. Сопутствующая выбросу волна также может путешествовать вместе с плазмой в межпланетном пространстве и принимать участие в ускорении частиц.

Такие волны изучают при помощи космических аппаратов, чувствительных к ультрафиолетовому излучению, но на отдельном изображении будет видна только проекция фронта волны вдоль луча зрения, что не позволяет узнать всю структуру изучаемого явления. В 2006 году в космос была выведена миссия NASA STEREO, состоящая из двух одинаковых телескопов, один из которых постоянно немного обгоняет Землю при движении по орбите, а второй чуть отстает, в результате чего угол между ними увеличивается примерно на 45 градусов в год. Благодаря этому появляется возможность одновременно наблюдать Солнце из разных точек.

Самостоятельной проблемой является нечеткая форма возмущения, что значительно затрудняет процесс отождествления объектов на изображениях с разных инструментов, из-за чего попыток использовать стереоскопический эффект для восстановления структуры волн в ультрафиолете принималось достаточно мало. Как следствие, ученые приходили к противоречивым результатам: в частности, высота волнового фронта в разных работах оценивалась от 35 до 150 тысяч километров.

Ученые из Сколтеха, Грацского университета имени Карла и Франца, а также Королевской обсерватории Бельгии под руководством профессора Сколтеха Татьяны Подладчиковой на основе полученных STEREO данных разработали новый метод реконструкции возмущений короны Солнца, которые наблюдаются в экстремальном ультрафиолете. Исследователи придумали два способа отождествления волнового фронта, один из которых годится для начала процесса, когда космические аппараты видят его совсем по-разному, а второй применим для поздней стадии, когда фронт расширяется и становится похож на обоих кадрах, но диффузен и слаборазличим. Метод применили ко двум корональным выбросам массы, которые произошли 7 декабря 2007 года и 13 февраля 2009 года.

Схематическая иллюстрация наблюдения поднимающегося над поверхностью волнового фронта в короне Солнца с двух аппаратов. Точка C лежит на фронте волны, точка P — проекция C на поверхность звезды, A, B — направления на телескопы, M, N — проекции точки C на сферическую поверхность вдоль лучей зрения.

T. Podladchikova et al./ The Astrophysical Journal, 2019

Источник

Космическая скорость 455 км/с: как появились сверхскоростные звезды

Высокоскоростными называются звезды с огромной пространственной скоростью, которые могут в какой-то момент покинуть свою галактику. Рассказываем подробнее о самых быстрых звездах.

Что такое сверхскоростные звезды?

Убегающая звезда, звезда-беглянка — та, которая движется с аномально высокой скоростью по отношению к окружающей межзвездной среде.

Собственное движение подобной звезды часто указывается именно относительно звездной ассоциации, членом которой она когда-то должна была стать, прежде чем была выброшена из нее. Наше Солнце является лишь одной из 400 млрд звезд в нашей галактике — Млечный Путь.

Галактика вращается медленно, совершая один оборот за 250 млн лет. Большинство звезд в Млечном Пути идут в ногу с его медленным вращением: скорость Солнца, например, относительно других звезд составляет 19,4 км/с. Но в галактике существуют и «убегающие звезды»: их скорость относительно других звезд составляет до 200 км/с.

Около 10–30% звезд спектрального класса О и 5–10% всех звезд спектрального класса В обладают скоростями подобного порядка. Все они — относительно молодые жители галактики — возрастами до 50 млн лет, и за это время они проходят в пространстве относительно небольшие расстояния — от сотен парсек до нескольких килопарсек, поэтому иногда представляется возможным определить скопление, в котором они родились.

Убегающие звезды и головная ударная волна

Некоторые убегающие звезды производят головную ударную волну сжатого вещества, которая очень похожа на головную волну вокруг лодки, плывущей по воде. Эта волна имеет ту же физическую природу, что и ударная волна, создаваемая реактивным истребителем в воздухе.

Когда звезда-беглец движется с большой скоростью через межзвездную среду (очень тонкую смесь газа и пыли) со сверхзвуковой скоростью, то межзвездное вещество становится заметно в виде головной ударной волны.

Термин «Сверхзвуковая скорость» означает, что скорость движущегося объекта выше, чем скорость звука в окружающей среде. В то время как в нижнем слое атмосферы Земли эта скорость составляет около 330 м/с, то в почти пустом межзвездном пространстве ее значение примерно 10 км/с.

Таким образом, обнаружение головной ударной волны вокруг OB-звезды означает, что она движется со сверхзвуковой скоростью, и тем самым ее можно надежно идентифицировать как убегающую звезду, даже если ее скорость не была измерена непосредственно.

Характеристики звезд

На расстоянии 750 пк от Солнца известно 56 убегающих звезд. Эти звезды почти не отличаются от остальных звезд дисковой составляющей галактики по всем своим параметрам, кроме высокой пространственной скорости. Четыре звезды из этой группы обладают массой выше 25 солнечной (для них масса определяется по виду спектра с не очень высокой точностью).

Сейчас предполагается, что такие звезды образуются либо при динамической эволюции скоплений и ассоциаций в которых они родились (наиболее вероятная причина — тесное тройное сближение), либо в результате распада двойной системы при взрыве сверхновой, когда бегущая звезда получает начальный импульс при взрыве звезды-компаньона.

В то время как теоретически возможны оба механизма, астрономы на практике обычно склоняются к гипотезе взрыва сверхновой. Р. Хугерверт и его коллеги из Лейденской обсерватории в Нидерландах использовали данные, полученные спутником Hipparcos, чтобы проследить во времени движение 56 убегающих звезд и нашли доказательства в поддержку обеих теорий.

Авторы проследили движение этих звезд в галактике и для большинства из них (в том числе для всех четырех массивных) нашли, когда и из какой ассоциации эти звезды вылетели, а также какой из двух возможных механизмов выброса действовал для каждой конкретной звезды (большинство звезд было выброшено при распаде двойных).

Скорее всего все четыре массивные убегающие звезды приобрели свою высокую пространственную скорость в результате взрывов сверхновых в двойных системах.

Авторы приводят несколько аргументов в пользу такого вывода:

• Эти звезды очень массивные. Для того, чтобы быть выкинутыми из скопления (ассоциации) им надо было пролететь вблизи не намного менее массивных звезд. Иначе, по закону сохранения импульса, выброшенными из системы оказались бы именно менее массивные звезды. А столь массивных звезд очень мало — это прямое следствие закона Солпитера. Близкий пролет нескольких массивных звезд оказывается чрезвычайно редким событием, по сравнению с достаточно редкими тесными тройными сближениями звезд малых масс.
• Массивные звезды живут всего несколько миллионов лет. Этот факт накладывает на описанное редкое событие дополнительное ограничение — сближение должно успеть произойти, пока массивные звезды не взорвались как сверхновые.
• Эти звезды летят со скоростями в несколько раз выше дисперсии скоростей тех ассоциаций, в которых они родились. Сам по себе этот факт ничему не противоречит, после удачного тесного сближения звезды могут приобретать достаточно высокие скорости. Однако это происходит только в редких случаях, средняя величина приобретаемой в таких процессах скорости существенно ниже. Таким образом с очень большой вероятностью каждая из этих четырех звезд входила в состав достаточно тесной массивной двойной системы и приобрела свою пространственную скорость после ее распада из-за взрыва сверхновой.

Определение процентного соотношения первого и второго механизма в формировании убегающих звезд накладывает сильные ограничения на теории формирования скоплений и эволюции звезд.

Численное моделирование, проделанное в 2000 году, показало, что число убегающих звезд может помочь определить, например, число рождавшихся двойных пар в скоплениях.

Радиальные скорости измерены всего для одной трети звезд О-В каталога Hipparcos. По имеющимся данным можно сказать, что оба механизма примерно равнозначны. С ростом количества убегающих звезд, для которых будет определены скорость и положение в пространстве, можно будет найти их родительские скопления, а также возраст и их начальные скорости.

Звезда находится в созвездии Жирафа и удалена от Земли на четыре тысячи световых лет. Ее масса превышает массу Солнца в 25–30 раз, она в пять раз горячее Солнца (ее температура равна 30 тыс. градусов) и в 500 тыс. раз ярче Солнца.

Убегающая звезда α Жирафа создает головную ударную волну, которая распространяется со скоростью 60 км/с и сжимает межзвездную среду на своём пути. Головная волна отстоит от самой звезды примерно на десять световых лет.

Звезда испускает также мощный звездный ветер. Астрономы долго полагали, что α Жирафа была выброшена из ближайшего скопления молодых горячих звезд вследствие гравитационного взаимодействия с другими членами скопления. Согласно другой гипотезе, звезда могла приобрести скорость (вылетев из двойной системы) в результате взрыва массивной звезды-компаньона как сверхновой.

При движении ζ Змееносца образует перед собой дугообразную волну из межзвездного вещества, которая отлично видна на этом красочном инфракрасном снимке, сделанном космическим аппаратом WISE.

На фотографии в искусственных цветах ζ Змееносца выглядит голубоватой. Она расположена вблизи центра картинки и движется вверх со скоростью 24 км/с. Масса звезды в 20 раз превышает солнечную. Сильный звездный ветер летит впереди звезды, сжимая и нагревая межзвёздное вещество и формируя головную ударную волну.

АЕ Возничего — яркая звезда чуть ниже и левее центра этого красочного портрета туманности IC 405, также известной под названием Туманность пламенеющей звезды.

Окруженная космическим облаком горячая переменная звезда спектрального типа О своим энергичным излучением заставляет светиться водород, расположенный вдоль газовых волокон. Голубой свет звезды отражается от межзвездной пыли. Звезда АЕ Возничего родилась совсем не в том облаке, которое она подсвечивает.

Рекорд скорости

Одна из самых быстро убегающих звезд — US 708 в созвездии Большой Медведицы. Ее обнаружили в 1982-м и переоткрыли в 2005-м. Долгое время считали, что ее, как и другие объекты этого типа, выкинула сверхмассивная черная дыра из центра Галактики.

В 2019 году новый рекорд US 708 поставила S5-HSV1 в созвездии Журавля. Объект открыли в обзоре Англо-австралийского телескопа. Ее скорость — 1,7 тыс. километров в секунду. Сейчас это единственная с большой вероятностью доказанная сверхскоростная звезда, пришедшая из центра Млечного Пути.

Чем могут помочь сверхскоростные звезды?

Сейчас сверхскоростные звезды обнаруживают в гало — за пределами видимой части галактики. В противоположность типичному «населению» окраин, состоящему из красных затухающих старых звезд, это молодые горячие голубые гиганты.

Такие рождаются в центре Млечного Пути, где идет активное звездообразование. Однако сильное гравитационное поле сверхмассивной черной дыры отрывает их от пары и разгоняет до скорости убегания из Галактики. Они очень яркие, и потому их легче обнаруживать.

На существование гало ученых навела аномалия скорости вращения внешних областей Галактики. Ее не объяснить, если бы там были только звезды. Нужна большая дополнительная масса. Ее называют темной материей, поскольку напрямую мы ее не фиксируем.

Какая форма у гало, сферическая или уплощенная, неизвестно, но траектории сверхскоростных звезд помогут ответить на этот вопрос. Анализируя эти данные, профессор Ави Леб из Гарварда с коллегами оценили массу Млечного Пути вместе с темной материей в 1,2-1,9 триллион масс Солнца.

Источник

Головная ударная волна солнца

Гелиосфера — область околосолнечного пространства, в которой плазма солнечного ветра движется относительно Солнца со сверхзвуковой скоростью. Извне гелиосфера ограничена бесстолкновительной ударной волной, возникающей в солнечном ветре из-за его взаимодействия с межзвёздной плазмой и межзвёздным магнитным полем.
Первые 10 миллиардов километров скорость солнечного ветра составляет около миллиона километров в час. По мере того, как он сталкивается с межзвёздной средой, происходит его торможение и смешение с ней. Граница, на которой происходит замедление солнечного ветра, носит название гелиосферной границы ударной волны; граница, вдоль которой уравновешивается давление солнечного ветра и межзвёздной среды, носит название гелиопаузы; граница, на которой происходит столкновение межзвёздной среды с набегающим солнечным ветром — головная ударная волна.

Расстояние границы гелиосферы от Солнца определяется балансом динамического давления солнечного ветра и давления межзвёздного газа и магнитного поля. Так как Солнечная система движется относительно межзвёздной среды со скоростью 20-25 км/с, то гелиосфера несферична. Теоретические оценки и косвенные экспериментальные данные показывают, что минимальное расстояние ударной волны от Солнца равно 50-200 а.е., а расстояние контактной поверхности (гелиопаузы) от ударной волны примерно в 2-3 раза меньше. Поскольку межзвёздный газ движется относительно Солнца со сверхзвуковой скоростью, то за контактной поверхностью находится, внешняя ударная волна (головная), в которой происходит торможение межзвёздной плазмы. На больших расстояниях от Солнца (более 10 а. е.) солнечный ветер влияет только на движение ионизованного компонента межзвёздной среды. На движение нейтральных атомов солнечная радиация и другие факторы начинают заметно влиять только на расстояниях примерно 5 а. е. от Солнца.

Понятие «гелиосфера» является частным примером более общего явления — астросферы («пузырь звёздного ветра»). При этом физика формирования и существования пузырей в основном аналогична физике гелиосферы.

• Солнце: солнечный ветер

Солнечный ветер представляет собой поток частиц (ионизированных атомов солнечной короны) и полей, в частности, магнитных. По мере того как Солнце вращается, делая оборот за 27 суток, магнитное поле, переносимое солнечным ветром, принимает форму спирали.

• Солнце: гелиосферный токовый слой

Гелиосферный токовый слой представляет собой «рябь» в гелиосфере, которая создаётся магнитным полем Солнца, вращающимся и меняющим свою полярность. Гелиосферный токовый слой представляет собой поверхность в пределах Солнечной системы, при пересечении которой изменяется полярность магнитного поля Солнца. Эта поверхность простирается вдоль экваториальной плоскости Солнца и достигает границ гелиосферы. Гелиосферный токовый слой вращается вместе с Солнцем, делая один оборот за 27 дней.В процессе вращения Солнца его магнитное поле извивается в особой формы спираль.

ВНЕШНЯЯ СТРУКТУРА:
Внешняя структура гелиосферы определяется взаимодействием солнечного ветра с потоком частиц в межзвёздном пространстве. Потоки солнечного ветра движутся во все стороны от Солнца, вблизи Земли имея скорости в несколько сотен километров в секунду. На определённом расстоянии от Солнца, далеко за орбитой Нептуна, этот сверхзвуковой поток начинает снижать свою скорость. Это торможение происходит в несколько этапов:

• Гелиосферная ударная волна

Граница ударной волны — это поверхность внутри гелиосферы, на которой происходит резкое замедление солнечного ветра до звуковых скоростей (относительно скорости самого Солнца). Это происходит из-за того, что вещество солнечного ветра «наталкивается» на межзвёздное вещество. Полагают, что в нашей Солнечной системе граница ударной волны находится на расстоянии 75-90 астрономических единиц (около 11-13,5 млрд км). В 2007 году Вояджер-2 пересёк границу ударной волны. (Фактически он пересекал её пять раз, из-за того, что граница непостоянна и меняет свое расстояние от Солнца в результате колебаний солнечной активности и испускаемого Солнцем вещества).
Ударная волна возникает потому, что частицы солнечного ветра движутся со скоростью около 400 км/с, в то время как скорость звука в межзвёздном пространстве составляет примерно 100 км/с (точное значение зависит от плотности, и потому может меняться). Хотя межзвёздное вещество имеет очень малую плотность, оно все-таки создаёт постоянное, хоть и незначительное давление, которого на определённом расстоянии от Солнца становится достаточно, чтобы затормозить солнечный ветер до звуковых скоростей. В этом месте и возникает ударная волна.

Гелиосферная мантия — область гелиосферы за пределами ударной волны. В ней солнечный ветер тормозится, сжимается и его движение приобретает турбулентный характер. Гелиосферная мантия начинается на расстоянии 80-100 а. е. от Солнца. Однако, в отличие от внутренней области гелиосферы, мантия не имеет сферической формы. Её форма скорее похожа на вытянутую кометную кому, простирающуюся в противоположном движению Солнца направлении. Толщина мантии со стороны набегающего межзвёздного ветра намного меньше, чем с противоположной.

Гелиопауза — теоретическая граница, на которой происходит окончательное торможение солнечного ветра. Его давление уже неспособно оттеснять межзвёздное вещество из Солнечной системы и происходит перемешивание вещества солнечного ветра с межзвёздным.
Согласно одной из гипотез, между головной ударной волной и гелиопаузой существует область, заполненная горячим водородом, называемая водородной стеной. Эта стена содержит межзвёздное вещество, сжатое взаимодействием с гелиосферой. Когда частицы, испускаемые Солнцем, сталкиваются с частицами межзвёздного вещества, они теряют свою скорость, преобразовывая кинетическую энергию в тепловую, что приводит к формированию области нагретого газа.
В качестве альтернативы предлагается определение, что гелиопауза — это магнитопауза, граница, ограничивающая солнечную магнитосферу, за которой начинается общегалактическое магнитное поле.

• Головная ударная волна

Гипотеза утверждает, что Солнце так же создаёт ударную волну при движении через межзвёздное вещество. Эта ударная волна имеет форму дуги натянутого лука, из-за чего и получила своё второе название — дуговая. Она подобна волне, возникающей на водной поверхности перед носом движущегося судна, и возникает по тем же самым причинам. Головная волна возникнет в случае, если межзвёздное вещество движется навстречу Солнцу со сверхзвуковой скоростью. «Ударяясь» о гелиосферу, межзвёздный ветер тормозится и формирует ударную волну аналогичную волне, которая формируется внутри гелиосферы при торможении солнечного ветра.

Источник