Dinamica gazelor este o ramură a fizicii care studiază legile mișcării gazului. Deseori întâlnim probleme de dinamică a gazelor în viața de zi cu zi: acestea sunt valuri sonore și curg în jurul unor corpuri care se mișcă rapid și valuri de șoc, care sunt bine cunoscute de toată lumea în epoca vitezelor supersonice. Dar condițiile mediului interstelar schimbă semnificativ legile mișcării gazului.
Să începem cu valuri sonore. Așa cum cititorul știe probabil, undele sonore reprezintă o secvență de comprimări și dispersii de gaze care se propagă în mediu. Dacă strângeți ușor gazul într-un anumit volum, și apoi se lasă-l să se întoarcă la banda, apoi starea inițială, inerția El apoi se dilată ușor, comprima din jurul acestui volum straturi de hectare de, iar apoi se va micșora din nou. Vor exista fluctuații, care vor fi transmise straturilor vecine, iar de la acestea - și mai departe. Aceasta este propagarea undelor sonore. Viteza lor depinde doar de temperatura gazului. Viteza undelor sonore în aer la o temperatură de 300 K este bine cunoscută - 330 m / s, iar cu creșterea temperaturii crește proporțional cu (T) 1/2.
Dar astfel de valuri sonore sunt adiabatice, adică se presupune că compresia și rărirea gazului în undă sonoră are loc fără pierderi de căldură. În spațiul interstelar, nu este așa. Pe măsură ce crește densitatea, pierderile de radiații cresc și ele semnificativ. Prin urmare, undele sonore interstelare nu sunt în nici un caz adiabatice. În prima aproximare, ele pot fi totuși considerate izoterme, adică să presupunem că atunci când gazul este comprimat și expandat, temperatura în val nu se schimbă deloc. Apoi, viteza undelor sonore va fi mai puțin (în aer - cu 20%) și poate fi calculată prin formula: cs = (RT / mu) 1/2. unde R este constanta universala a gazului si mu este greutatea moleculara. Liu bopytno că, chiar și Newton, care a calculat mai întâi viteza undei de sunet, asumat de izotermă-TION, și așa mai departe pentru o lungă perioadă de timp nu a putut înțelege de ce viteza sunetului în aer a fost mai bine calculat Noi. Cu toate acestea, pentru undele de sunet interstelare, această formulă, obținută de Newton, este destul de aplicabilă.
Următorul fenomen important, care își schimbă și proprietățile în condiții interstelare, este valurile de șoc. Pentru a explica, considerăm cazul arătat în Fig. 16. Lăsați un gaz cu o concentrație n1 și o viteză v să curgă într-un tub lung, închis la un capăt. Float pe perete, trebuie să se oprească. Se formează o regiune a unui gaz staționar, care ar trebui să crească tot timpul în timp ce se introduc mai multe porțiuni noi de gaz. Între gazul de odihnă și cel în mișcare, se formează o limită (punctată în figura 16), care se deplasează de-a lungul tubului către curentul de gaz.
Forma de formare a undelor de șoc
Denumim concentrația gazului din spatele acestei limite ca n2. Se pare că, dacă viteza v este foarte mare (mult mai mare decât viteza sunetului), această limită ascuțite (val kick-evaluate), iar concentrația de salt, adică. E. Valoarea n2 / n1, este limitată (de exemplu, o singură atomic n2 / gaz n1 <4, в двухатомном п2 /п1 <6). Объяс-няется это просто. Кинетическая энергия налетающего газа не только сжимает, но и нагревает остановившийся газ. В неподвижной области, таким образом, возникает большое газовое давление, которое и препятствует даль-нейшему сжатию.
Dar în spațiul interstelar acest lucru nu poate fi. De îndată ce gazul este comprimat, radiația va crește brusc și temperatura nu va mai crește. Presiunea gazului rămâne mică și nu împiedică comprimarea suplimentară a gazului. Ca urmare, în undele de șoc interstelare, care sunt mai bine cunoscute ca „valuri de șoc“, poate fi o concentratie foarte mare de salturi. Amploarea salt n2 / n1-turnării poate fi determinată prin compararea presiunii gazului în domeniul comprimat (de ex., E. O valoare proporțională n2RT) parcurgeti-dinamice presiune p1v2 curent de gaz proporțională lovește. Astfel, obținem că saltul de concentrație în valul de șoc interstelar este caracterizat de valoarea n2 / n1
v2 / cs2, unde T este temperatura obișnuită a gazului interstelar (aproximativ 10 4 K în zonele H II și mult mai mici, 10-20 K, în nori moleculari). Cititorul poate vedea cu ușurință că, chiar și la viteze reduse de deplasare a gazelor (de exemplu, la o viteză de 7-8 km / s, - viteza normală nori interstelari) pot fi preparate (când se ciocnesc unele cu altele) sigiliu sare zeci sau chiar sute de ori schimbare de concentrare .
Desigur, cazul descris în Fig. 16, există o idealizare - nu există conducte în spațiul interstelar, dar caracteristicile generale ale mișcării există exact așa.
Unul dintre cazurile importante ale dinamicii mediului interstelar este prezentat în Fig. 17 - picătură de gaz interstelar sub acțiunea propriei gravitații spre centrul norului. Această cădere creează o regiune de compresie în centrul norului, înconjurată de o undă de șoc sferică care se propagă din centru. Evident, chiar și aici poate exista o contracție foarte puternică a materiei, dar deja într-un obiect real, adică acest fenomen este foarte posibil în formarea de stele.
Formarea undei de șoc
A treia caracteristică a dinamicii gazului interstelar este rolul esențial al câmpurilor magnetice. Luați în considerare această caracteristică într-un exemplu familiar pentru cititor din cursul fizicii școlare. Dacă un câmp magnetic este deplasat de un conductor, atunci este indus un curent electric, care la rândul său creează un câmp magnetic. Ca urmare a interacțiunii acestor domenii, există o forță care inhibă deplasarea conductorului (regula Lenz). Când rezistența electrică a conductorului este mare, curenții indusci și câmpurile magnetice se dovedesc a fi slabi, iar conductorii se mișcă ușor într-un câmp magnetic. Dar dacă rezistența electrică a conductorului este foarte mică, atunci apar curenți induși puternici, iar forța de rezistență la deplasarea conductorului crește substanțial - conductorul se blochează. Este cunoscut, de exemplu, că un superconductor nu poate fi împins în regiunea ocupată de un câmp magnetic. (Vă reamintim că dacă un fir se deplasează de-a lungul unui câmp magnetic, atunci nu există nici un curent și nu există nici o rezistență la o astfel de mișcare.)
Și acum înapoi la gazul interstelar. Aici, după cum știm, o mulțime de electroni liberi și, astfel, conductivitatea a gazului interstelar este suficient de mare-ka (chiar mai bine decât conductivitatea electrică a cuprului). Prin urmare, mișcarea gazului prin câmp magnet interstelar-ing poate fi comparată cu mișcarea Horo conductor Sheha-metalic în același domeniu. Aici trebuie să luăm în considerare faptul că dimensiunea mare de nori interstelari fac efectul lor de frânare în câmpul magnetic este foarte vizibil.
Astfel, câmpul magnetic interstelar trebuie să împiedice mișcarea norii interstelari pe direcția câmpului și să nu împiedice mișcarea acestora de-a lungul câmpului. Se poate aștepta ca fluxurile de gaz interstelar să fie direcționate predominant de-a lungul liniilor de forță magnetică. Această concluzie este confirmată de observații: într-adevăr, gazul se deplasează cel mai adesea în paralel cu planul Galaxiei, iar câmpul magnetic are aceeași direcție.
Cu toate acestea, dacă câmpul magnetic interstelar este slab, astfel încât acesta nu mai poate opri mișcarea gazului pe liniile forței, atunci gazul începe să zboare cu el însuși și cu câmpul magnetic. Cu alte cuvinte, fluxurile de gaze în mișcare vor trage linii magnetice de forță în spatele lor, trăgând și răsuciți-le. În acest caz, se spune că liniile magnetice de forță sunt "înghețate" în gaz interstelar (sau gazul interstelar este "lipit" de liniile magnetice de forță).
Se știe din definiția conceptului liniilor de forță ale câmpului magnetic că intensitatea câmpului magnetic H (sau inducția magnetică B) este proporțională cu numărul de linii de forță care trec printr-o singură zonă. Atunci când mișcarea de gaze atrage și "încurcă" liniile magnetice de forță, crește astfel H (și B). Se poate spune că aici energia cinetică a gazului se transformă în energie magnetică. Creșterea câmpului magnetic în timpul mișcării gazului este suspendată atunci când aceste energii se dovedesc a fi de aceeași ordine: pv2 / 2
B2 / 8n (aici p este densitatea gazului, densitatea energiei cinetice din stânga și densitatea energetică magnetică pe dreapta). Îmbunătățirea câmpului magnetic este deosebit de vizibilă în sarcinile de densitate menționate mai sus. Creșterea densității este însoțită, în virtutea principiului "înghețat-în" al câmpului, de o creștere proporțională a valorii lui B.
A patra caracteristică a dinamicii de gaz interstelar este existența unor fronturi de ionizare - dvi-moving-granițele dintre zone și regiuni HII HI. Ele apar datorită faptului că presiunea gazului în zonele H II este de obicei mult mai mare decât presiunea gazului în regiunile HI. De fapt, având în vedere termodinamica de inter-stele, am constatat că un sistem cu două componente constând din nori și de presiune medie mezhoblach clorhidric (sau mai precis, produsul nT) nu este mai mare de 3 • Martie 10 K / cm 3. Pe de altă parte, în zona de NO, unde T = 10 K 4, această valoare este la valoarea „standard“ a concentrației de protoni și electroni (n
cu m -3) mai mult, iar la concentrații mai mari diferența este și mai vizibilă.
Astfel, zonele HII trebuie să se extindă în spațiul din jur. Dar extinderea densității de gaz în interiorul zonei scade, mai puține recombinare națiuni, și, ca rezultat, în această zonă este o parte a razelor ionizante „nu utilizate“. Acestea trec prin limita masei inițiale a zonei H II și ionizează noii atomi de hidrogen. Astfel, întregul pro-proces al unui membru nu numai al agentului de expandare în sine regiunea HII, dar, de asemenea, de mai multe granițe rapide de promovare între regiunile de hidrogen ionizate și neionizante-vannogo - Zona HII este în creștere atât în sale de timp măsuri și magnitudinea masei sale .
Această mișcare se numește HII mișcare zona de delimitare a frontului de ionizare, viteza de deplasare a-TION, care poate fi comparat cu viteza sunetului în HI pe domenii. În cazul în care viteza de ionizare față de durere-ea viteza sunetului în același gaz, apoi vorbesc despre front-tip R. Aici, când trece prin acest front, gazul este ionizat și condensat.
Dimpotrivă, dacă viteza frontului este mai mică decât viteza sonoră corespunzătoare, atunci pe frontul de ionizare (numit frontul de tip D) concentrația scade. Pentru a asigura această reducere, frontul de tip D "trimite" adesea un val de șoc în fața acestuia, care anterior "presează" gazul în regiunea HI.
De îndată ce se formează o nouă stea fierbinte în regiunea HI, ea creează mai întâi o zonă mică HII, care se extinde rapid ca o față de ionizare de tip R. Apoi, viteza zonei extinse H II scade, un val de șoc este trimis înainte, urmat de un front de ionizare de tip D la o distanță scurtă.
Cunoașterea proprietăților dinamicii gazelor interstelare este absolut necesară pentru înțelegerea proceselor de condensare a stelelor din mediul interstelar - această condensare nu este altceva decât mișcarea gazului interstelar. Și după cum vom vedea mai jos, trăsăturile dinamicii gazelor interstelare apar în diferite aspecte ale problemei formării stelelor.
Trimiteți-le prietenilor: