Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Гинзбург В.Л. -> "Теоретическая физика и астрофизика" -> 168

Теоретическая физика и астрофизика - Гинзбург В.Л.

Гинзбург В.Л. Теоретическая физика и астрофизика — Москва, 1981. — 505 c.
Скачать (прямая ссылка): teorfiziastrofiz1981.djvu
Предыдущая << 1 .. 162 163 164 165 166 167 < 168 > 169 170 171 172 173 174 .. 204 >> Следующая


В Галактике концентрация космических лучей /V11. л ~ ~ 10~10 част./см3 (см. (16.9)); поэтому для оценки концентрации частиц в «пучке», входящем в межзвездное пространство из оболочек или выходящем из Галактики, также примем оценку Ns ~ Л^к.л ~ Ю-10 част./см3, откуда для протонов м2 = =Ane2NJM 0,3; эта оценка справедлива вплоть до энергий E ~ Mc2 ~ IO9 эВ, т. е. для большей части космических лучей

*) Правильнее сказать, что левая часть в (16.48) является адиабатическим инвариантом при движении частицы в магнитном поле. Адиабатический инвариант остается постоянным при медленном изменении параметров задачи, в данном случае при медленном изменении поля Н. Это значит, что поле должно лишь незначительно изменяться на расстояниях порядка радиуса кривизны гн и за время порядка 1/ш^, со*н = (eZH/Mc) (Mc2JE), В космических условиях такие требования во многих случаях хорошо соблюдаются. Нужно, однако, иметь в виду, что здесь считается отсутствующим не только электрическое поле (кроме поля, связанного с изменением H во времени), но и пренебрегается потерями. Последние могут, конечно, приводить к непостоянству адиабатического инварианта. Например, магнитотор-мозные потери, особенно существенные для электронов, ведут при H = const к уменьшению угла %.

421 (в релятивистском случае ю2 = (4ne2N JM^(Mc2IE)sJ. Вместе с тем для материнской плазмы в Галактике сор=д/4ne2N/m = == 5,64 • IO4 УЛГ 5 • IO4C-1 (N ^ 1 см-3) и в Метагалактике Юр с< IO2 с-1 (N IO-5 см-3). Отсюда для инкремента нарастания плазменных волн вследствие пучковой неустойчивости (см. (16.47) с vTs ~ с) получим

Для самых коротких волн, могущих играть роль в задаче,

Y ~ Ymin ~ (vT/c)2 Ymax ~ (кТ/тС2) ymax ~ Ю~6утах

(при T ~ IO4 К) И ymin ~ IO-4 Ушах (при T ~ IO6 к, ЧТО, вероятно, отвечает межгалактическому газу). Но даже при значении |у| ~ 10_ІО с-1 происходит существенное нарастание плазменных волн за время*) T ~ 1/|у| ~ Ю10 с ~ 300 лет, т. е. за ничтожное время по сравнению с характерным временем эволюции Галактики Tг ~ IO9 — IO10 лет и временем жизни космических лучей в Галактике Тк.л ~ 107— IO8 лет. Мы не будем умножать число подобных примеров и оценок, так как их единственная цель здесь состоит в демонстрации того, что в астрофизике космических лучей плазменные эффекты, вообще говоря, существенны [1066, в, 159, 226, 233]. Дело просто в том, что частоты космической плазмы сор и частоты cos в возможных пучках космических лучей малы лишь по «лабораторным» масштабам; то же относится к инкрементам различных неустойчи-востей, которые нужно, очевидно, сравнивать с величинами 1 /Г, где T — характерное время в задаче (время расплывания оболочки сверхновой, возраст космических лучей и т. п.).

Инкремент у различен для разных неустойчивостей и, например, при возбуждении плазменных волн или магнитогидро-динамических волн пучком частиц. Кроме того у зависит от параметров материнской плазмы и от характеристики самого пучка, в частности от степени анизотропии частиц в пучке (для пучка с распределением (16.36)речь идет об отношении nTJMvf). Так, например, для потока космических лучей с малой анизотропией б < 1 практически играет роль лишь возбуждение маг-нитогидродинамических волн [2336, в]. Таким образом, инкремент |у| является наибольшим, а тем самым, вообще говоря, и наиболее существенным в различных условиях для разных типов неустойчивостей, разных типов волн и т. п. Сделанная оговорка, «вообще говоря», связана с двумя моментами. Во-первых, ин-

*) Время и температура обозначены здесь одной и той же буквой Т, но это не должно приводить к недоразумениям.

(16.50)

422 кремент у характеризует нарастание, скажем, плазменных волн только в начальной, линейной, стадии. Характер же установившегося состояния определяется нелинейными процессами. Поэтому неустойчивость с большим инкрементом может фактически приводить на нелинейной стадии к менее существенным возмущениям, чем некоторые медленнее развивающиеся неустойчивости. Во-вторых, нас обычно интересует не неустойчивость сама по себе и не интенсивность возникающих волн, а то или иное действие этих волн (возмущений). Если речь идет, например, об излучении в результате неустойчивостей электромагнитных (поперечных) волн, то учет взаимной трансформации волн разных типов не менее важен, чем определение интенсивности плазменных волн. В астрофизике космических лучей особенно интересен обычно вопрос об обратном действии генерируемых волн и других возмущений на сам пучок и на магнитное поле, в котором он движется. В результате развития неустойчивостей, приводящих к появлению разных волн и других возмущений (скажем, апериодических искажений магнитного поля), пучок, вообще говоря, размывается и изотропизуется, а магнитное поле из регулярного превращается во все более хаотическое, турбулентное. Такова общая и достаточно очевидная тенденция, но ее сколько-нибудь детальный анализ требует больших усилий и еще не завершен. Особенно это относится к космическим условиям, где значительная доля неопределенности связана с недостаточным знанием параметров задачи (характеристики пучков и магнитного поля, не говоря уже о параметрах межзвездной плазмы). Однако уже проведенные оценки для пучковой неустойчивости позволяют сделать некоторые выводы, подкрепляемые учетом вклада магнитогидродинамических волн, анализом роли нелинейных процессов и т. д. (см. [220, 233] и указанную там литературу).
Предыдущая << 1 .. 162 163 164 165 166 167 < 168 > 169 170 171 172 173 174 .. 204 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed