極超音速

航空力学では、極超音速とは音速の5倍を超える速度のことで、マッハ5以上の速度から始まるとよく言われます。 ^[1]

機体が極超音速で飛行していると言える正確なマッハ数は、気流の個々の物理的変化（分子解離やイオン化など）が異なる速度で発生するため異なります。これらの影響はマッハ5～10あたりで総合的に重要になります。極超音速領域は、移動する物体の運動エネルギーが熱に変換されるため、比熱容量が流れの温度によって変化する速度として定義することもできます。 ^[2]

極超音速流の定義は非常に曖昧で、一般的に議論の余地があるが（特に超音速流と極超音速流の間に不連続性がないため）、極超音速流は、超音速流のように分析的に無視できない特定の物理現象によって特徴付けられる可能性がある。^{[引用が必要]}極超音速流の特殊性は以下のとおりである。^{[引用が必要]}

1. 衝撃層
2. 空気力学的加熱
3. エントロピー層
4. 実在気体効果
5. 低密度効果
6. 空力係数とマッハ数の独立性。

物体のマッハ数が増加すると、物体によって生成された衝撃波の背後の密度も増加し、これは質量保存則による衝撃波の背後の体積の減少に対応する。その結果、マッハ数が高くなると衝撃波と物体の間の距離は減少する。^[3]

マッハ数が増加すると、衝撃波全体のエントロピー変化も増加し、強いエントロピー勾配と境界層と混合する強い渦流が生じます。

高マッハ数での流れに伴う大きな運動エネルギーの一部は、粘性効果により流体の内部エネルギーに変換されます。内部エネルギーの増加は温度の上昇として実現されます。境界層内の流れに垂直な圧力勾配は、低から中程度の極超音速マッハ数ではほぼゼロであるため、境界層を通る温度の上昇は密度の減少と一致します。これにより境界層の底部が膨張し、物体上の境界層が厚くなり、物体の前縁付近で衝撃波と合流することがあります。^{[引用が必要]}

粘性散逸の発現による高温は、振動励起、分子の解離およびイオン化などの非平衡化学流動特性を引き起こし、対流および放射熱流束をもたらします。^[要出典]

「亜音速」と「超音速」は通常、それぞれ局所的な音速より低い速度と高い速度を指しますが、航空力学者はこれらの用語をマッハ値の特定の範囲を指すためによく使用します。航空機が遷音速（マッハ1付近）に近づくと、特別な領域に入ります。亜音速設計には有効なナビエ・ストークス方程式に基づく通常の近似は、自由流でも流れの一部が局所的にマッハ 1 を超えるため、破綻し始めます。そのため、この複雑な動作を処理するには、より洗練された方法が必要です。^[4]

「超音速領域」とは、通常、線形化理論が使用できるマッハ数のセットを指します。たとえば、（空気の）流れが化学反応しておらず、計算で空気と機体の間の熱伝達が合理的に無視できる場合です。一般的に、NASA は「高」極超音速をマッハ数 10 から 25 までと定義し、再突入速度をマッハ 25 を超えるものと定義しています。これらの領域で運用されている宇宙船には、帰還するソユーズおよびドラゴン 宇宙カプセル、以前に運用されたスペースシャトル、 SpaceX スターシップやロケット ラボ エレクトロンなどの開発中のさまざまな再利用可能な宇宙船、および（理論上の）スペースプレーンがあります。^[要出典]

次の表では、「亜音速」と「超音速」の通常の意味の代わりに、「領域」または「マッハ値の範囲」が参照されています。^{[引用が必要]}

気流の分類は、多数の類似性パラメータに依存しており、これにより、ほぼ無限の数のテストケースを類似性のグループに簡略化できます。遷音速および圧縮性流れの場合、マッハ数とレイノルズ数だけで、多くの流れのケースを適切に分類できます。^{[引用が必要]}

しかし、極超音速流には他の類似パラメータが必要である。第一に、斜め衝撃波角の解析方程式は、マッハ数が高い（～＞10）とマッハ数にほとんど依存しなくなる。第二に、空力物体の周囲に強い衝撃波が形成されるため、自由流レイノルズ数は物体上の境界層の挙動の推定値としてはあまり役に立たなくなる（それでも重要であるが）。最後に、極超音速流の温度が上昇すると、実在気体の効果が重要になる。そのため、極超音速の研究は、空気力学ではなく、空気熱力学と呼ばれることが多い。^[5]

実在気体効果の導入は、気体の完全な状態を記述するためにより多くの変数が必要であることを意味する。静止気体は 3 つの変数 (圧力、温度、断熱指数) で記述でき、運動気体は 4 つの変数 (流速) で記述できるが、化学平衡にある高温気体では気体の化学成分の状態方程式も必要であり、非平衡の気体では時間を追加の変数として使用してこれらの状態方程式を解く。つまり、非平衡流の場合、任意の時点での気体の状態を記述するために 10 から 100 個の変数が必要になる可能性がある。さらに、希薄極超音速流 (通常、クヌーセン数が 0.1 を超えるものと定義される) はナビエ・ストークス方程式には従わない。^[要出典]

極超音速流は、通常、総エンタルピー(MJ/kg)、全圧 (kPa-MPa)、よどみ圧 (kPa-MPa)、よどみ温度(K)、または流速 (km/s) として表される総エネルギーによって分類されます。^{[引用が必要]}

ウォレス・D・ヘイズは、ホイットコム面積則に似た相似性パラメータを開発し、これにより類似の構成を比較できるようになりました。 ^[要出典]細長い物体上の極超音速流の研究では、自由流マッハ数と流れの偏向角 の積である極超音速相似性パラメータは、重要な支配パラメータであると考えられています。^[5]車両の細長比（ は直径、は長さ）は、 の代わりに使用されることがよくあります。 ${\displaystyle M_{\infty}}$${\displaystyle \theta}$$${\displaystyle K=M_{\infty }\theta }$$${\displaystyle \tau =d/l}$${\displaystyle d}$${\displaystyle l}$${\displaystyle \theta}$

極超音速流は、いくつかの領域に大まかに分けることができます。特定の効果が見られる境界があいまいなため、これらの領域の選択は大まかです。^{[引用が必要]}

この領域では、ガスは理想気体とみなすことができます。この領域での流れは依然としてマッハ数に依存します。シミュレーションは、低速で通常使用される断熱壁ではなく、一定温度の壁の使用に依存し始めます。この領域の下限はマッハ 5 付近で、ラムジェットが非効率になります。上限はマッハ 10～12 付近です。^{[引用が必要]}

これは完全気体状態のサブセットであり、化学的には完全であると考えられるが、気体の回転温度と振動温度を別々に考慮する必要があり、2 つの温度モデルが生まれる。特に、振動凍結が重要になる超音速ノズルのモデリングを参照のこと。^[要出典]

この状態では、二原子または多原子ガス（ほとんどの大気中に存在するガス）は、物体によって生成された衝撃波と接触すると解離し始めます。表面触媒は表面加熱の計算に役割を果たします。つまり、表面材料の種類も流れに影響します。この状態の下限は、ガス混合物の任意の成分が流れのよどみ点（窒素の場合は約 2000 K）で最初に解離し始める場所です。この状態の上限では、イオン化の影響が流れに影響し始めます。^{[引用が必要]}

この領域では、停滞流のイオン化電子の数が顕著になるため、電子を別々にモデル化する必要があります。多くの場合、電子温度は残りのガス成分の温度とは別に扱われます。この領域は、自由流の流速が約 3～4 km/s のときに発生します。この領域のガスは非放射プラズマとしてモデル化されます。^{[引用が必要]}

約 12 km/s を超えると、車両への熱伝達は伝導優勢から放射優勢に変わります。この領域でのガスのモデル化は 2 つのクラスに分かれます: ^{[引用が必要]}

1. 光学的に薄い：ガスがガスの他の部分から放出された放射線を再吸収しない場所
2. 光学的に厚い: 放射線を別のエネルギー源として考慮する必要がある場合。

光学的に厚いガスのモデリングは、各ポイントでの放射を計算するため、考慮するポイントの数が増加するにつれて計算負荷が理論的には指数関数的に増大するため、極めて困難です。

エンジン

• ロケットエンジン
• ラムジェット
• スクラムジェット
• 反動エンジン SABRE、LAPCAT（設計研究）

ミサイル

• 3M22 ジルコン対艦極超音速巡航ミサイル（製作中）
• ブラモスII巡航ミサイル – （開発中）

その他のフローレジーム

• 亜音速飛行
• 遷音速
• 超音速

ウィキメディア・コモンズには、極超音速に関連するメディアがあります。

• NASA の極超音速ガイド
• インペリアル・カレッジの極超音速グループ
• クイーンズランド大学極超音速センター
• ニューサウスウェールズ大学の高速流グループ
• オックスフォード大学の極超音速グループ 2021年8月14日アーカイブ、Wayback Machineにて