Астрофизическая гидродинамика

Астрофизическая гидродинамика — это раздел современной астрономии , который занимается движением жидкостей в космическом пространстве с использованием механики жидкостей , таких как те, из которых состоит Солнце и другие звезды . Предмет охватывает основы механики жидкости с использованием различных уравнений , таких как уравнения неразрывности , уравнения Навье-Стокса и уравнения Эйлера для столкновительных жидкостей. Некоторые из приложений астрофизической гидродинамики включают динамику звездных систем , аккреционных дисков , астрофизических струй , Ньютоновские и гидродинамика галактик . жидкости

Введение

Астрофизическая гидродинамика применяет гидродинамику и ее уравнения к движению жидкостей в пространстве . Приложения отличаются от обычной механики жидкости тем, что почти все расчеты происходят в вакууме с невесомостью .

Большая часть межзвездной среды не находится в покое, а находится в сверхзвуковом движении из-за взрывов сверхновых , звездных ветров , радиационных полей и зависящего от времени гравитационного поля, вызванного спиральными волнами плотности в звездных дисках галактик. Поскольку сверхзвуковые движения почти всегда сопровождаются ударными волнами , ударные волны необходимо учитывать в расчетах. Галактика также содержит динамически значимое магнитное поле, а это означает, что динамика определяется уравнениями сжимаемой магнитогидродинамики . Во многих случаях электропроводность достаточно велика, чтобы идеальные уравнения МГД были хорошим приближением, но это не так в областях звездообразования, где плотность газа высока, а степень ионизации низка.

Звездообразование

Примером проблемы является образование звезд. Звезды формируются из межзвездной среды, причем это образование в основном происходит в гигантских молекулярных облаках, таких как туманность Розетка . Межзвездное облако может коллапсировать из-за собственной гравитации , если оно достаточно велико; однако в обычной межзвездной среде это может произойти лишь в том случае, если облако имеет массу в несколько тысяч солнечных масс — гораздо большую, чем у любой звезды . Однако звезды все еще могут образовываться в результате процессов, которые происходят, если магнитное давление намного превышает тепловое давление , что имеет место в гигантских молекулярных облаках . Эти процессы основаны на взаимодействии магнитогидродинамических волн с тепловой неустойчивостью. Магнитогидродинамическая волна в среде, в которой магнитное давление намного превышает тепловое давление, может создавать плотные области, но сами по себе они не могут сделать плотность достаточно высокой, чтобы действовала самогравитация. Однако газ в областях звездообразования нагревается космическими лучами и охлаждается радиационными процессами. Конечным результатом является то, что газ в Состояние теплового равновесия , при котором тепловые балансы охлаждения могут существовать в трех различных фазах при одном и том же давлении : теплая фаза с низкой плотностью , нестабильная фаза с промежуточной плотностью и холодная фаза с низкой температурой . Увеличение давления из-за сверхновой или спиральной волны плотности может перевести газ из теплой фазы в нестабильную фазу, при этом магнитогидродинамическая волна сможет производить плотные фрагменты в холодной фазе, самогравитация которых достаточно сильна для них. рухнуть в звезды.

Основные понятия

Концепции гидродинамики

Многие регулярные уравнения гидродинамики используются в астрофизической гидродинамике. Некоторые из этих уравнений:

• Уравнения непрерывности
• Уравнения Навье –Стокса.
• Уравнения Эйлера

Сохранение массы

Уравнение неразрывности является распространением закона сохранения массы на поток жидкости. Рассмотрим жидкость, текущую через резервуар фиксированного объема, имеющий один вход и один выход. Если поток устойчивый (нет скопления жидкости внутри резервуара), то для сохранения массы скорость потока жидкости на входе должна быть равна скорости потока жидкости на выходе. Если при входе (или выходе), имеющем площадь поперечного сечения $A$ м ² , жидкий пакет проходит расстояние $dL$ вовремя $dt$, то объемный расход ( $V$ м ³ $\cdot$с ⁻¹ ) дается: $V=A\cdot {\frac {dL}{\Delta t}}$

но поскольку ${\frac {dL}{\Delta t}}$ - скорость жидкости ( $v$ м $\cdot$с ⁻¹ ) мы можем написать:

$Q=V\times A$

Массовый расход ( $m$ кг $\cdot$с ⁻¹ ) определяется произведением плотности и объемного расхода

$m=\rho \cdot Q=\rho \cdot V\cdot A$

Ввиду сохранения массы между двумя точками текущей жидкости мы можем написать $m_{1}=m_{2}$. Это эквивалентно:

$\rho _{1}V_{1}A_{1}=\rho _{2}V_{2}A_{2}$

Если жидкость несжимаема ( $\rho _{1}=\rho _{2}$) затем:

$V_{1}A_{1}=V_{2}A_{2}$

Этот результат может быть применен ко многим областям астрофизической гидродинамики, таким как нейтронные звезды .

Дальнейшее чтение

• Кларк, Си Джей и Карсвелл, Радиочастотные принципы астрофизической гидродинамики , издательство Кембриджского университета (2014)
• Введение в магнитогидродинамику П.А. Дэвидсона, издательство Кембриджского университета.