ボウショック

天体物理学において、バウショックとは、恒星風の吹くことによって密度と圧力の条件が劇的に変化する領域で発生する衝撃波のことである。^{[1]バウショックは、天体}磁気圏が太陽風などの近くの流れる周囲プラズマと相互作用するときに発生する。地球やその他の磁化された惑星の場合、これは恒星風が磁気圏界面に近づくことで恒星風の速度が急激に低下する境界である。恒星の場合、この境界は通常、恒星風が星間物質と出会う天体圏の端である。^[1]

衝撃波の定義基準は、プラズマの体積速度が「超音速」から「亜音速」に低下することです。ここで、 音速c s_は、比熱比、圧力、プラズマの密度によって定義されます 。 ${\displaystyle c_{s}^{2}=\gamma p/\rho }$${\displaystyle \gamma}$${\displaystyle p}$${\displaystyle \rho}$

天体物理学でよくある問題は、磁場の存在です。たとえば、太陽風を構成する荷電粒子は、磁力線に沿って螺旋状の軌道を描きます。磁力線の周りを回転する各粒子の速度は、通常のガスの熱速度と同様に扱うことができ、通常のガスでは平均熱速度は音速とほぼ同じです。バウショックでは、風の全体的な前進速度 (粒子が回転する磁力線に平行な速度の成分) は、粒子が回転する速度よりも低くなります。

最もよく研​​究されているバウショックの例は、太陽風が地球の磁気圏界面にぶつかる場所で発生するものですが、バウショックは 火星^[2]や金星^{[3]などの磁化されていない惑星や木星[4]}や土星[ ^5]などの磁化されている惑星の周囲で発生します。地球のバウショックの厚さは約17キロメートル（11マイル）^[6]で、惑星から約9万キロメートル（56,000マイル）離れた場所にあります。^[7]

ボウショックは、太陽風と彗星の電離層の相互作用の結果として、彗星で発生します。太陽から遠く離れた彗星は、大気のない氷の塊です。太陽に近づくと、太陽光の熱によって彗星の核からガスが放出され、コマと呼ばれる大気が形成されます。コマは太陽光によって部分的にイオン化され、太陽風がこのイオンコマを通過すると、ボウショックが発生します。

最初の観測は1980年代から90年代にかけて、いくつかの宇宙船が21P/ジャコビニ・ツィナー彗星、^{[8] 、} 1P/ハレー彗星、^[9]、26P/グリッグ・シェレルプ彗星^[10]のそばを飛んだときに行われました。その後、彗星の弓状衝撃波は、たとえば地球で見られる鋭い惑星の弓状衝撃波よりも幅が広く、緩やかであることがわかりました。これらの観測はすべて、弓状衝撃波がすでに完全に発達していた 近日点近くで行われました。

ロゼッタ探査機は、太陽系のはるか遠く、太陽中心から3.6 AUの距離からチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星を追跡し、1.24 AUの近日点に向かって進み、また戻ってきた。これにより、ロゼッタは、彗星が太陽に向かう途中でガス放出が増加したときに形成されたバウショックを観測することができた。この発達初期の段階では、このショックは「幼少期のバウショック」と呼ばれていた。^[11]幼少期のバウショックは非対称で、核までの距離に比べて、完全に発達したバウショックよりも幅が広い。

数十年にわたって、太陽風は太陽圏の端で周囲の星間物質と衝突して弓状衝撃波を形成すると考えられてきました。太陽から離れていくと、太陽風の流れが亜音速になる点が終端衝撃波、星間物質と太陽風の圧力がバランスする点がヘリオポーズ、そして星間物質の流れが亜音速になる点が弓状衝撃波です。この太陽弓状衝撃波は、太陽から約230 AU ^[12]の距離にあると考えられていましたが、これはボイジャー宇宙船が遭遇した終端衝撃波の2倍以上の距離です。

しかし、2012年にNASAの星間境界探査機（IBEX）から得られたデータは、太陽の弓状衝撃波が存在しないことを示しています。^[13]ボイジャー宇宙船からの裏付けとなる結果とともに、これらの発見はいくつかの理論的な改良を促しました。現在の考えでは、少なくとも太陽が通過する銀河領域では、局所的な星間磁場の強さと太陽圏の相対速度の組み合わせによって、弓状衝撃波の形成が妨げられています。^[14]

2006年、AGB星 R Hydraeの近くで遠赤外線の弓状衝撃波が検出されました。^[15]

弓状衝撃波もハービッグ・ハロー天体ではよく見られる特徴で、恒星からの非常に強い平行流のガスと塵が星間物質と相互作用し、可視光の波長で見える明るい弓状衝撃波を生成します。

ハッブル宇宙望遠鏡は、オリオン星雲内の高密度のガスとプラズマでできた弓状衝撃波の画像を撮影しました。

大質量星が暴走星である場合、スピッツァー宇宙望遠鏡やWISEのW3/W4チャンネルで24μm、時には8μmで検出可能な赤外線バウショックを形成する可能性があります。2016年にKobulnickyらは、709個のバウショック候補を含む、これまでで最大のスピッツァー/WISEバウショックカタログを作成しました。^[17]より大きなバウショックカタログを取得するために、ミルキーウェイプロジェクト（市民科学プロジェクト）は、銀河面の赤外線バウショックをマッピングすることを目指しています。このより大きなカタログは、大質量星の恒星風を理解するのに役立ちます。^[18]

赤外線弓状衝撃波を持つ最も近い星は次のとおりです。

それらのほとんどはさそり座・ケンタウルス座連星に属しており、IC 2602の中で最も明るい星であるカリーナ座θ星もケンタウルス座下部・南十字星サブグループに属している可能性があります。ペルセウス座ε星はこの恒星の連星には属していません。^[19]

磁気ドレープ効果として知られる同様の効果は、太陽風が金星の電離層に到達したときに起こるような、超アルヴェーンプラズマ流が磁化されていない物体に衝突したときに発生します。^[20]流れは物体の周りを逸れ、後流に沿って磁場をドレープします。 ^[21]

流れが超アルヴェン速度となる条件は、流れと物体の相対速度 が局所アルヴェン速度よりも大きいことであり、これはアルヴェンマッハ数 が大きいことを意味します: 。非磁化で導電性の物体の場合、周囲の磁場によって物体内部と周囲のプラズマに電流が生成され、磁気散逸の時間スケールが磁場の移流の時間スケールよりもはるかに長いため、流れは偏向して減速します。誘導電流は次に磁場を生成し、それが流れを偏向させて弓状衝撃波を作り出します。たとえば、火星と金星の電離層は、太陽風との相互作用のための導電性環境を提供します。電離層がなければ、流れる磁化されたプラズマは非導電性の物体に吸収されます。後者は、たとえば太陽風が電離層のない月と相互作用するときに発生します。磁気ドレープでは、磁力線が物体の先端側に巻き付いてドレープされ、惑星の磁気圏のバウショックに似た狭いシースを形成します。集中した磁場は、ラム圧がシース内の 磁気圧に匹敵するまで増加します。${\displaystyle v}$ ${\displaystyle V_{A}}$${\displaystyle M_{A}\gg 1}$

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

ここで、はプラズマの密度、は物体付近の覆われた磁場、はプラズマと物体の相対速度です。磁気ドレープは、惑星、衛星、太陽コロナ質量放出、銀河の周囲で検出されています。^[22]${\displaystyle \rho_{0}}$${\displaystyle B_{0}}$${\displaystyle v}$

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• Kivelson, MG; Russell, CT (1995).宇宙物理学入門. ニューヨーク: Cambridge University Press . p. 129. ISBN 978-0-521-45104-8。
• Cravens, TE (1997).太陽系プラズマの物理学. ニューヨーク: ケンブリッジ大学出版局. p. 142. ISBN 978-0-521-35280-2。

• NASA 天文写真集: バウショック画像 (BZ Cam) (2000 年 11 月 28 日)
• NASA 天文写真集: バウショック画像 (IRS8) (2000 年 10 月 17 日)
• NASA 天文写真集: ゼータ・オーフ: 逃げ出した星 (2017 年 4 月 8 日)
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