Astrofiziksel sıvı dinamiği - Astrophysical fluid dynamics

Astrofiziksel sıvı dinamiği modern bir dalıdır astronomi içeren akışkanlar mekaniği yıldızların oluşturduğu gazlar veya uzayda bulunan herhangi bir sıvı gibi akışkanların hareketiyle ilgilenir.[1] Konu, çeşitli denklemler kullanılarak akışkanların mekaniğinin temellerini kapsar. Süreklilik denklemi, Navier Stokes -e Euler denklemleri çarpışma sıvıları ve benzerleri.[2] Astral bedenlerin fiziksel alemleri ve uzaydaki hareketleri üzerine kapsamlı bir çalışmadır. Bu konunun tam olarak anlaşılması, akışkanlar mekaniğini yöneten denklemler hakkında ayrıntılı bilgi gerektirir.[3] Astrofiziksel akışkan dinamiğinin uygulamalarının çoğu, yıldız sistemleri, toplama diskleri, Astrofiziksel jetler,[4] Newtoniyen sıvılar ve akışkan dinamiği galaksiler.

Giriş

Astrofiziksel akışkanlar dinamiği, akışkanların uzayda hareketinde akışkanlar dinamiği ve denklemlerinin uygulanmasıyla ilgilenir. Uygulamalar, tüm bunlar sıfır yerçekimi ile vakumda gerçekleştiği için, genellikle incelediğimizden tamamen farklıdır.

Yıldızlararası Ortamın çoğu hareketsiz değil, süpernova patlamalarının, yıldız rüzgarlarının ve radyasyon alanlarının etkisi altında süpersonik hareket ve galaksinin yıldız diskindeki sarmal yoğunluk dalgalarından kaynaklanan zamana bağlı yerçekimi alanı. Süpersonik hareketler neredeyse her zaman şok dalgaları içerdiğinden, bunlar çok önemli bir rol oynar. Galaksi ayrıca dinamik olarak önemli bir manyetik alan içerir, bu da dinamiklerin sıkıştırılabilir manyetohidrodinamik denklemleri tarafından yönetildiği anlamına gelir.

Çoğu durumda elektriksel iletkenlik, ideal manyetohidrodinamiğin iyi bir yaklaşım olması için yeterince büyüktür, ancak bu, gaz yoğunluğunun yüksek ve iyonizasyon derecesinin düşük olduğu yıldız oluşum bölgeleri için doğru değildir.

En ilginç sorunlardan biri yıldız oluşumudur. Yıldızların Yıldızlararası Ortamdan oluştuğu ve bunun daha çok örneğin Rozet Bulutsusu gibi Dev Moleküler Bulutlarda meydana geldiği bilinmektedir. Uzun zamandır bir yıldızlararası bulutun yeterince büyük olması durumunda kendi yerçekimi nedeniyle çökebileceği biliniyordu, ancak sıradan yıldızlararası ortamda bu yalnızca bulutun birkaç bin güneş kütlesine sahip olması durumunda gerçekleşebilir - çok herhangi bir yıldızınkinden daha büyük. Bu nedenle, bulutu, kütleleri yıldızlarla aynı aralıkta olan daha küçük yüksek yoğunluklu bulutlara parçalayan bir süreç olmalıdır. Kendi kendine yerçekimi bunu yapamaz, ancak bunu yapan süreçler olduğu ortaya çıkıyor, eğer manyetik basınç, Dev Moleküler Bulutlarda olduğu gibi, termal basınçtan çok daha büyükse. Bu işlemler, manyetohidrodinamik dalgaların termal kararsızlıkla etkileşimine dayanır. Manyetik basıncın termal basınçtan çok daha büyük olduğu bir ortamdaki manyetohidrodinamik bir dalga yoğun bölgeler oluşturabilir, ancak yoğunluğu kendi kendine yerçekiminin etki etmesi için yeterince yüksek yapamazlar. Ancak yıldız oluşum bölgelerindeki gaz, kozmik ışınlarla ısıtılır ve ışıma süreçleri ile soğutulur. Net sonuç, ısıtmanın soğutmayı dengelediği bir termal denge durumundaki gazın aynı basınçta üç farklı fazda var olabilmesidir: düşük yoğunluklu ılık faz, orta yoğunluklu kararsız faz ve düşük sıcaklıkta soğuk faz. Bir süpernova veya bir spiral yoğunluk dalgası nedeniyle basınçtaki bir artış, gazı sıcak fazdan kararsız faza çevirebilir ve daha sonra bir Magnetohidrodinamik dalga, soğuk fazda kendi kendine yerçekimi çökmeleri için yeterince güçlü olan yoğun parçalar üretebilir. yıldızlar oluşturmak için.

Bu süreçte kozmik gazın dinamiklerini inceleyebilir ve yıldızların oluşumunu anlayabiliriz. Bu sadece bir örnek. Manyetohidrodinamik bile astrofiziksel sıvı dinamiğinin temellerine dayanmaktadır.

Temel konseptler

Akışkanlar Dinamiği Kavramları

Akışkanlar Dinamiği denklemleri, Astrofiziksel Akışkanlar Dinamiği'ndeki fenomenlerin anlaşılmasını geliştiren araçlardır. Uygulamaları ile birlikte önemli denklemler aşağıda belirtildiği gibidir.

Kütlenin Korunması

Süreklilik denklemi, kütlenin korunumu ilkesini sıvı akışına uygular. Aşağıda gösterildiği gibi bir girişi ve bir çıkışı olan sabit hacimli bir tanktan akan bir sıvıyı düşünün.

Akış sabitse, yani tank içinde sıvı birikimi yoksa, girişteki sıvı akış hızı, kütlenin korunması için çıkıştaki sıvı akış hızına eşit olmalıdır. Girişte (veya çıkışta) enine kesit alanı A (m2), bir akışkan paketi dt süresi içinde bir dL mesafesi, ardından hacim akış hızı (V, m3/ s) tarafından verilir: V = (A. dL) / ∆t

ancak dL / ∆t sıvı hızı (v, m / s) olduğu için şunu yazabiliriz: Q = V x A

Kütle akış hızı (m, kg / s) yoğunluk ve hacim akış hızı çarpımı ile verilir.

yani m = ρ.Q = ρ .V.A

Kütle korunumu için akan sıvıda iki nokta arasına şunu yazabiliriz: m1 = m2

 Veya ρ1 V1 Bir1 = ρ2 V2 Bir2

Sıvı ise sıkıştırılamaz yani ρ1 = ρ2 sonra:

V1Bir1 = V2Bir2

Ancak, bu teoremi, yoğunluğun sabit olmadığı bir Sıkıştırılabilir akış koşulunu dikkate almamızı gerektiren süpersonik Akış rejiminde Astrofizik Akışkanlar Dinamiği için uygulayacağız.

Astrofizikte akışkanlar dinamiği için bir uygulama, uzay ve zaman içindeki evrimsel yolculuklarının sonuna ulaşan yıldızların eski kalıntıları olan Nötron yıldızlarıdır.

Bu ilginç nesneler, felaket niteliğindeki süpernovalarda patlamadan önce kendi güneşimizin dört ila sekiz katı büyüklüğünde büyüyen bir zamanlar büyük yıldızlardan doğar. Böyle bir patlama bir yıldızın dış katmanlarını uzaya uçurduktan sonra çekirdek kalır - ancak artık nükleer füzyon üretmez. Füzyondan kütle çekiminin içe doğru çekişini dengelemek için dışarıya doğru bir basınç olmaksızın yıldız kendi üzerine yoğunlaşır ve çöker.

Nötron yıldızları küçük çaplarına rağmen - yaklaşık 12.5 mil (20 kilometre) - güneşimizin kütlesinin yaklaşık 1.5 katıdır ve bu nedenle inanılmaz derecede yoğundurlar. Sadece bir küp nötron yıldızı maddesinden oluşan şeker, Dünya'da yaklaşık yüz milyon ton ağırlığındadır.

Bir nötron yıldızının neredeyse anlaşılmaz yoğunluğu, proton ve elektronların nötronlarla birleşmesine neden olur - bu yıldızlara isimlerini veren süreç. Çekirdeklerinin bileşimi bilinmemektedir, ancak bir nötron süperakışkanından veya bilinmeyen bir madde halinden oluşabilirler.

Nötron yıldızları, Dünya'nınkinden çok daha fazla, son derece güçlü bir yerçekimi kuvvetine sahiptir. Bu yerçekimi gücü, yıldızların küçük olması nedeniyle özellikle etkileyicidir.

Nötron yıldızları oluştuklarında uzayda dönerler. Sıkıştıkça ve küçüldükçe, bu dönme açısal momentumun korunması nedeniyle hızlanır - aynı ilke, dönen bir patencinin kollarını çektiğinde hızlanmasına neden olur.

Bu yıldızlar çağlar boyunca kademeli olarak yavaşlar, ancak hala hızla dönmekte olan bu cisimler, dönen bir deniz fenerinden gelen ışık huzmesi gibi yıldız döndükçe Dünya'dan yanıp sönen radyasyon yayabilir. Bu "titreşen" görünüm, bazı nötron yıldızlarına pulsar adını verir.

Birkaç milyon yıl döndükten sonra pulsarlar enerjilerini tüketir ve normal nötron yıldızları olurlar. Bilinen mevcut nötron yıldızlarının çok azı pulsar. Galakside yüz milyonlarca eski nötron yıldızı bulunmasına rağmen, yalnızca yaklaşık 1000 pulsarın var olduğu biliniyor.

Nötron yıldızlarının merkezinde var olan şaşırtıcı baskılar, büyük patlama zamanında var olanlara benziyor olabilir, ancak bu durumlar Dünya'da simüle edilemez.

EMG (Estakhr's Material Geodesic) Denklemleri

EMG Denklemlerine benziyor[5][6][7][8] Astronominin bu yeni dalında en önemli rolü oynamaktadır. Bu denklem ilk kez Amerikan Fizik Derneği Estakhr'ın Malzeme-Jeodezik denklemleri, Navier-Stokes denklemleri içinde şemsiye terimi NS denklemlerinin göreceli versiyonudur ve bu yüzden bu kadar önemlidir.

Referanslar

  1. ^ "Hedefler ve kapsam" Jeofizik ve Astrofiziksel Akışkanlar Dinamiği Taylor ve Francis [1] Erişim tarihi 10 Aralık 2015
  2. ^ Shore, Steven N. Astrofiziksel Hidrodinamik: Giriş. Weinheim: WILEY-VCH, 2007.
  3. ^ Cambridge Üniversitesi Astronomi Bölümü. Bölüm II Astrofiziksel Akışkanlar Dinamiği [2] Erişim tarihi 10 Aralık 2015
  4. ^ Smith, Michael D. Astrofiziksel Jetler ve Kirişler. Cambridge: Cambridge University Press, 2012.
  5. ^ "Akışkanlar Dinamiğinin Kovaryant Formülasyonu ve Estakhr Malzeme Jeodezik Denklemi". APS. Amerikan Fizik Derneği. Alındı 2013-06-15.
  6. ^ "Estakhr'ın Büyük Patlamanın Dört Hız Vektör Alanının Göreli Ayrıştırması (Büyük Patlama Türbülansı)". APS. Amerikan Fizik Derneği. Alındı 2016-09-22.
  7. ^ "Estakhr'ın Malzeme-Jeodezik Denklemlerin Uygun Zaman Ortalamalı Ortalaması (Göreli Astrofizik, Göreli Jetler, Gama Işını Patlaması, Büyük Patlama Hidrodinamiği, Süpernova Hidrodinamiği için bir şemsiye terim denklemi)". APS. Amerikan Fizik Derneği. Alındı 2016-07-22.
  8. ^ "Estakhr's Continuum Astrophysics, Big Bang's Hydrodynamics & Turbulence (Big Bang'in kalıntısının akışkan dinamikleri doğası)". APS. Amerikan Fizik Derneği. Alındı 2016-10-18.

daha fazla okuma

  • Clarke, C.J. ve Carswell, R.F. Astrofiziksel Akışkanlar Dinamiğinin Prensipleri, Cambridge University Press (2014)
  • Magnetohydrodynamics'e giriş, P.A Davidson, Cambridge University Press