보우 쇼크

천체물리학에서 활 쇼크는 천체물리학 물체의 자기권이 태양풍과 같이 주변으로 흐르는 주변 플라즈마와 상호작용할 때 발생한다. 지구와 다른 자화된 행성들에게 있어, 그것은 자석파괴에 접근한 결과로 별 바람의 속도가 갑자기 떨어지는 경계선이다. 별의 경우, 이 경계는 일반적으로 별의 바람이 성간 매체를 만나는 아스트로피어(Astrosphere에서는 별의 바람이 성간 매체를 만난다.^[1]

설명

충격파의 평가 기준을 규정하는"초음속"에서" 아음속"는 플라즈마의 체적 속도 떨어지면 어디 건전한 cs의 속도 cs2)γ에 의해 p정의된다/ρ{\displaystyle c_{s}^{2}=\gamma p/\rho}p{p\displaystyle}은 pressure, 비열은γ{\displaystyle \gamma}은 비율이다. and $\rho {\displaystyle }$ ${\displaystyle \rho }$은(는) 플라즈마의 밀도 입니다.

천체물리학의 공통적인 복잡성은 자기장의 존재다. 예를 들어, 태양 바람을 구성하는 전하 입자들은 자기장 선을 따라 나선 경로를 따른다. 각 입자가 자기장 선을 중심으로 회전하는 속도는 일반 기체의 열 속도와 유사하게 처리될 수 있으며, 일반 기체에서는 평균 열 속도가 대략 음속이다. 활 쇼크에서 바람의 대량 전방 속도(입자 규율과 평행한 속도의 구성 요소)는 입자가 회전하는 속도 아래로 떨어진다.

어라운드 어라운드 어웨이즈

활충격의 가장 잘 연구된 예는 비록 활충격이 화성이나^[2] 금성과^[3] 같이 자화되지 않고^[4] 목성이나 토성과 같이 자화된 모든 행성들 주변에서 발생하지만 태양의 바람이 지구의 자화상과 맞닥뜨리는 경우다.^[5] 지구의 나비 충격은 약 17 킬로미터(11 mi) 두께로^[6] 행성에서 약 9만 킬로미터(56,000 mi) 떨어져 있다.^[7]

혜성에서

태양풍과 행성 전리층 사이의 상호작용의 결과로 혜성에서 활 충격이 형성된다. 태양으로부터 멀리 떨어진 곳에서 혜성은 대기권 없이 얼음으로 덮인 바위다. 태양에 가까워질수록 태양열은 행성핵에서 가스가 방출되어 혼수상태라는 대기권을 형성한다. 혼수상태는 햇빛에 의해 부분적으로 이온화되는데, 태양풍이 이 이온 혼수상태를 통과하면 활 쇼크가 나타난다.

최초의 관측은 1980년대와 90년대에 혜성 21P/^[8]자이코비니-자이너, 1P/할리,^[9] 26P/그릭-스켈러업으로 여러 우주선이 비행하면서 이루어졌다.^[10] 그 후 혜성의 나비 충격은 예를 들어 지구에서 볼 수 있는 날카로운 행성 나비 충격보다 넓고 점진적이라는 것이 밝혀졌다. 이러한 관찰은 모두 활 충격이 이미 완전히 발달했을 때 근친상간에서 이루어졌다.

로제타 우주선은 태양계에서 멀리 떨어진 곳에 있는 혜성 67P/추류모프-게라시멘코를 따라 3.6AU의 태양 중심 거리로, 1.24AU에서 심층 방향으로 들어갔다가 다시 물러났다. 이로 인해 로제타는 혜성의 태양을 향한 여정 중 돌출부가 증가하면서 형성되는 활의 충격을 관찰할 수 있었다. 이 초기 발달 상태에서는 그 충격을 "유아 활 쇼크"라고 불렀다.^[11] 유아 활 충격은 비대칭이며 핵까지의 거리에 비례하여 완전히 발달된 활 충격보다 넓다.

어라운드 더 선

수십 년 동안 태양풍은 주변의 성간 매개체와 충돌하는 헬리오스피어 가장자리에서 나비 충격을 형성하는 것으로 생각되어 왔다. 태양에서 멀어지면 태양풍 흐름이 아음속(subsonic)이 되는 지점은 종단 충격이고, 성간 중압과 태양풍압의 균형이 헬리오파지점이며, 성간 매체의 흐름이 아음속(bow shock)이 되는 지점이 된다. 이 태양 활 충격은 보이저 우주선에 부딪힌 종단 충격의 두 배 이상의 거리인 태양으로부터 약 230AU^[12] 거리에 놓여 있는 것으로 생각되었다.

그러나 NASA의 IBEX(Interstellar Boundary Explorer)로부터 2012년에 얻은 데이터는 태양 활의 충격이 없음을 나타낸다.^[13] 보이저 우주선의 확실한 결과와 함께, 이러한 발견은 이론적인 정밀한 작업에 동기를 부여했다; 현재의 사고는 적어도 태양이 지나가는 은하계에서 국소간 자기장과 상대적 벨트의 힘을 결합하여 활 쇼크의 형성을 막는 것이다.태양권의 ^[14]광도

다른 별 주위

2006년, 원적외선 활 쇼크가 AGB 별 R 하이드레이 근처에서 감지되었다.^[15]

활 충격은 허빅하로 물체에서도 흔히 볼 수 있는 특징으로, 항성의 기체와 먼지의 훨씬 더 강한 시준된 유출이 성간 매개체와 상호작용하여 광학 파장에서 볼 수 있는 밝은 활 충격을 생성한다.

다음 이미지는 오리온 성운에 밀집된 기체와 플라즈마로부터 활 쇼크가 존재한다는 추가적인 증거를 보여준다.

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거대한 별 주위에

거대한 별이 런어웨이 항성일 경우 24μm, 때로는 8μm의 스피처 우주망원경이나 WISE의 W3/W4 채널에서 검출 가능한 적외선 활쇼크를 형성할 수 있다. 2016년 코불니키 외는 709명의 나비 쇼크 후보들과 함께 현재까지 가장 큰 스피처/WISE 나비 쇼크 카탈로그를 만들었다.^[17] 더 큰 나비 쇼크 카탈로그를 얻기 위해 은하수 프로젝트(시민과학 프로젝트)는 은하계의 적외선 나비 쇼크를 지도 제작하는 것을 목표로 한다. 이 더 큰 카탈로그는 거대한 별들의 별빛 바람을 이해하는 데 도움이 될 것이다.^[18]

적외선 보우쇼크가 있는 가장 가까운 별은 다음과 같다.

대부분이 스콜피우스-센타우루스 협회에 속해 있고, IC 2602의 가장 밝은 별인 테타 카리네도 하부 센타우루스-크룩스 하위그룹에 속할 수 있다. 엡실론 페르세이는 이 별난 협회에 속하지 않는다.^[19]

자기 천막 효과

자기장 박리 효과라고 알려진 유사한 효과는 초알프 플라즈마 흐름이 비너스의 전리층에 태양풍이 도달했을 때 일어나는 것과 같은 비자기화된 물체에 충격을 가했을 때 발생한다:^[20] 그 흐름은 웨이크 유량을 따라 자기장을 감싼 물체 주위로 비껴간다.^[21]

The condition for the flow to be super-Alfvenic means that the relative velocity between the flow and object, ${\displaystyle v}$, is larger than the local Alfven velocity ${\displaystyle V_{A}}$ which means a large Alfvenic Mach number: ${\displaystyle M_{A}\gg 1}$. For unmagnetized and electrically conductive 물체, 주변 장은 물체 내부에서, 그리고 주변 플라스마 속으로 전류를 생성하여, 자분 소산의 시간 척도가 자기장 부착의 시간 척도보다 훨씬 길면 흐름이 꺾이고 느려진다. 유도된 전류는 차례로 자기장을 생성하여 흐름을 비껴가며 활로 충격을 준다. 예를 들어, 화성과 금성의 이오노스피어는 태양풍과의 상호작용을 위한 전도성 환경을 제공한다. 전리층이 없으면 흐르는 자화 플라즈마는 비전도체 신체에 흡수된다. 예를 들어, 후자는 태양풍이 전리층이 없는 달과 상호작용할 때 발생한다. 자석 천막에서는 자기장 선이 물체의 앞쪽을 감싸고 휘감아 행성의 자석 공간에서의 나비 충격과 유사한 좁은 피복을 만든다. 집중 자기장은 램 압력이 피복의 자기 압력과 비교할 때까지 증가한다.

${\displaystyle \rho _{0}v^{2}={\frac {B_{0}^{2}}:{2\mu_{0}}}},}$

여기서 $\rho {\displaystyle {}_{}}$ ${\$는 플라즈마의 밀도, $B{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle {0\mathrm{}}_{}}$ ${\$는 물체 근처의 드레이핑된 자기장$$, $v{\displaystyle }$ ${\displaystyle v}$는 플라즈마와 물체 사이의 상대 속도다. 행성, 달, 태양관상 질량 유출, 은하계 주변에서 자기 천장이 검출되었다.^[22]

참고 항목

• 충격파
• 천체물리학에서의 충격파
• 헬리오스하트
• 페르미 야광
• 보우 쇼크(역학)

메모들

참조

• Kivelson, M. G.; Russell, C. T. (1995). Introduction to Space Physics. New York: Cambridge University Press. p. 129. ISBN 978-0-521-45104-8.
• Cravens, T. E. (1997). Physics of Solar System Plasmas. New York: Cambridge University Press. p. 142. ISBN 978-0-521-35280-2.

외부 링크

• NASA 천문학 사진: Bow shock image (BZ Cam) (2000년 11월 28일)
• NASA 천문학 사진: Bow shock image (IRS8) (2000년 10월 17일)
• NASA 천문학 사진: 제타 오프: 런어웨이 스타 (2017년 4월 8일)
• Bow 쇼크 이미지(HD77581)
• 보우 쇼크 이미지(LL Ori)
• 보이저스에 대한 자세한 정보
• 조비안 활 쇼크 듣기 (아이오와 대학교에서)
• 클러스터 우주선이 충격적인 발견을 한다(행성 보우 쇼크)