Yay şoku

Astrofizikte yay şoku, astrofiziksel bir nesne manyetosferinin güneş rüzgarı gibi yakındaki akışkan ortam plazmasıyla etkileştiği zaman oluşur. Dünya ve diğer manyetize gezegenler için yıldız rüzgarı hızının, 'a yaklaşması sonucu ani bir şekilde düştüğü sınırdır. Yıldızlar için bu sınır genellikle, yıldız rüzgarının yıldızlararası ortamla buluştuğu kenarıdır.

Orion Bulutsusu'ndaki LL Orionis yay şoku. (Hubble, 1995)

Bir şok dalgasının belirleyici ölçütü, plazmanın toplam hızının "süpersonik"ten "ses altı"na düşmesidir. Burada ses hızı c_s, ${\displaystyle c_{s}^{2}=\gamma p/\rho }$ şeklinde tanımlanır. Bu denklemde ${\displaystyle \gamma }$ ısı sığası oranı, ${\displaystyle p}$ basınç ve ${\displaystyle \rho }$ plazmanın yoğunluğudur.

Astrofizikte sık karşılaşılan bir komplikasyon, manyetik alanın varlığıdır. Örneğin, güneş rüzgarını oluşturan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca sarmal yollar izlerler. Her parçacığın bir alan çizgisi boyunca kıvrılarak dönerken hareket ettiği hız, normal bir gazdaki termal hıza benzer şekilde ele alınabilir ve normal bir gazda ortalama termal hız yaklaşık olarak ses hızı kadardır. Yay şokunda, rüzgarın kitlesel ileri hızı (parçacıkların döndüğü alan çizgilerine paralel olan hız bileşeni) parçacıkların kıvrılarak döndüğü hızın altına düşer.

Kaynakça

1. ^ Sparavigna, A.C.; Marazzato, R. (10 Mayıs 2010). "Observing stellar bow shocks". arXiv:1005.1527 $2.