Astrofizyczna dynamika płynów

Astrofizyczna dynamika płynów jest gałęzią współczesnej astronomii , która zajmuje się ruchem płynów w przestrzeni kosmicznej za pomocą mechaniki płynów , takich jak te, które tworzą Słońce i inne gwiazdy . Przedmiot obejmuje podstawy mechaniki płynów za pomocą różnych równań , takich jak równania ciągłości , równania Naviera-Stokesa i równania płynów zderzeniowych Eulera . Niektóre zastosowania astrofizycznej dynamiki płynów obejmują dynamikę układów gwiezdnych , dyski akrecyjne , dżety astrofizyczne , płyny newtonowskie i dynamikę płynów w galaktykach .

Wstęp

Astrofizyczna dynamika płynów stosuje dynamikę płynów i jej równania do ruchu płynów w przestrzeni . Zastosowania różnią się od zwykłej mechaniki płynów tym, że prawie wszystkie obliczenia odbywają się w próżni przy zerowej grawitacji . ^{[ potrzebne źródło ]}

Większość ośrodka międzygwiazdowego nie pozostaje w spoczynku, ale porusza się z prędkością naddźwiękową z powodu wybuchów supernowych , wiatrów gwiazdowych , pól promieniowania i zależnego od czasu pola grawitacyjnego wywołanego przez spiralne fale gęstości w gwiezdnych dyskach galaktyk. Ponieważ ruchy naddźwiękowe prawie zawsze obejmują fale uderzeniowe , fale uderzeniowe muszą być uwzględnione w obliczeniach. Galaktyka zawiera również dynamicznie znaczące pole magnetyczne, co oznacza, że dynamiką rządzą równania ściśliwej magnetohydrodynamiki . W wielu przypadkach przewodność elektryczna jest wystarczająco duża, aby idealne równania MHD były dobrym przybliżeniem, ale nie jest to prawdą w obszarach formowania się gwiazd, gdzie gęstość gazu jest wysoka, a stopień jonizacji niski. ^{[ potrzebne źródło ]}

Formacja gwiazd

Przykładem problemu jest problem powstawania gwiazd. Gwiazdy powstają z ośrodka międzygwiazdowego, przy czym formacja ta występuje głównie w gigantycznych obłokach molekularnych , takich jak Mgławica Rozeta . Chmura międzygwiazdowa może zapaść się pod wpływem własnej grawitacji, jeśli jest wystarczająco duża; jednak w zwykłym ośrodku międzygwiazdowym może się to zdarzyć tylko wtedy, gdy chmura ma masę kilku tysięcy mas Słońca - znacznie większą niż masa jakiejkolwiek gwiazdy . Gwiazdy mogą jednak nadal powstawać w wyniku procesów zachodzących, gdy ciśnienie magnetyczne jest znacznie większe niż ciśnienie termiczne , co ma miejsce w gigantycznych obłokach molekularnych . Procesy te polegają na oddziaływaniu fal magnetohydrodynamicznych z niestabilnością termiczną. Fala magnetohydrodynamiczna w ośrodku, w którym ciśnienie magnetyczne jest znacznie większe niż ciśnienie termiczne, może wytwarzać gęste obszary, ale same nie mogą sprawić, że gęstość będzie wystarczająco wysoka, aby zadziałała grawitacja własna. Jednak gaz w obszarach formowania się gwiazd jest ogrzewany przez promieniowanie kosmiczne i chłodzony przez procesy radiacyjne. Wynik netto jest taki, że gaz w równowagi termicznej , w którym ogrzewanie równoważy chłodzenie, może istnieć w trzech różnych fazach pod tym samym ciśnieniem : faza ciepła o niskiej gęstości , faza niestabilna o średniej gęstości i faza zimna o niskiej temperaturze . Wzrost ciśnienia spowodowany supernową lub spiralną falą gęstości może przesunąć gaz z fazy ciepłej do fazy niestabilnej, przy czym fala magnetohydrodynamiczna może wówczas wytworzyć gęste fragmenty w fazie zimnej, których grawitacja własna jest dla nich wystarczająco silna zapaść się w gwiazdy. ^{[ potrzebne źródło ]}

Podstawowe koncepcje

Pojęcia dynamiki płynów

W astrofizycznej dynamice płynów stosuje się wiele regularnych równań dynamiki płynów. Niektóre z tych równań to:

Ochrona masy

Równanie ciągłości jest rozszerzeniem zachowania masy na przepływ płynu. ^{[ potrzebne źródło ]} Rozważmy płyn przepływający przez zbiornik o stałej objętości, mający jeden wlot i jeden wylot. Jeśli przepływ jest stały (brak gromadzenia się płynu w zbiorniku), wówczas natężenie przepływu płynu na wejściu musi być równe natężeniu przepływu płynu na wylocie, aby zachować masę. $Displaystyle$ $m$ polu przekroju 2 ^płynna paczka pokonuje odległość $A}$ , objętość jest ZA {\ natężenie przepływu ( m ³ $\ cdot}$ $\ Displaystyle$ s ^-1 ) jest określone wzorem: ${\ delta t}}}$

ale ponieważ ${\ Delta t}}}$ prędkością płynu ( ( ${\ Displaystyle v}$ m ${\ Displaystyle \ cdot}$ s ^-1 ) re

${\ Displaystyle Q = V \ razy A}$

Masowe natężenie przepływu ( s ⁻¹ ) jest określone jako iloczyn gęstości i objętościowego natężenia przepływu ${\ Displaystyle m}$ kg ${\ Displaystyle \ cdot} } s -1$

${\ Displaystyle m = \ rho \ cdot Q = \ rho \ cdot V \ cdot A}$ ^{[ niespójne ]}

Ze względu na zachowanie masy między dwoma punktami w przepływającym płynie możemy napisać ${\ Displaystyle m_ {1} = m_ {2}}$ . Jest to równoważne z:

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

Jeśli płyn jest nieściśliwy , ( ) to: ${\ Displaystyle \ rho _ {1} = \ rho _ {2}}$

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

Wynik ten można zastosować do wielu obszarów astrofizycznej dynamiki płynów, takich jak gwiazdy neutronowe . ^{[ potrzebne źródło ]}

Równania EMG (materiałowo-geodezyjne Estakhra).

Równania materiałowo-geodezyjne Estakhra (EMG) mają zastosowanie w astrofizycznej dynamice płynów. ^{[ potrzebny przykład ]} Zostały one wprowadzone przez Amerykańskie Towarzystwo Fizyczne w 2013 roku. Równania te są relatywistyczną wersją równań Naviera-Stokesa .

Dalsza lektura

Clarke, CJ & Carswell, RF Zasady astrofizycznej dynamiki płynów , Cambridge University Press (2014)
Wprowadzenie do magnetohydrodynamiki PA Davidson, Cambridge University Press