WWW.KNIGI.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     || 2 | 3 | 4 | 5 |   ...   | 6 |

«Процесс сублимации вещества играет большую роль как в физике, так и в динамике комет. В результате сублимации вещества ядра кометы возникает достаточно плотная ...»

-- [ Страница 1 ] --

Конференция «Ломоносов-2011» Секция «Физика»

Подсекция «Астрофизика»

Количественный анализ массовых потерь ядра кометы

Снеткова Юлия Анатольевна

Инженер-конструктор 2 категории

Федеральное государственное унитарное предприятие «Государственный научнопроизводственный ракетно-космический центр «ЦСКБ-Прогресс», Самара, Россия E–mail: JSnet@mail.ru Процесс сублимации вещества играет большую роль как в физике, так и в динамике комет. В результате сублимации вещества ядра кометы возникает достаточно плотная газопылевая атмосфера (кома). Сублимация также вызывает реактивное давление на поверхность ядра и, вследствие этого, изменение орбиты и вращения ядра, а также определяет температуру ядра кометы. Это же явление служит главной причиной гибели комет. Чем меньше период обращения кометы вокруг Солнца, тем меньше ее время жизни. Астрономы уже неоднократно наблюдали процесс распада комет.

Длительное существование ряда периодических комет, многократно пролетавших вблизи Солнца, объясняется незначительной потерей вещества при каждом пролете (из-за образования пористого теплоизолирующего слоя на поверхности ядер или наличия в ядрах тугоплавких веществ). Среднее время жизни короткопериодических комет больше, чем время сублимации, поэтому можно предположить, что существуют кометы, которые израсходовали все свои летучие вещества – так называемые вымершие кометы. Такие объекты динамически подобны активным кометам, но кома у них отсутствует, поэтому их трудно идентифицировать на основе физических наблюдений. Предполагается, что некоторые астероиды являются ядрами таких комет.

В отличие от планет и абсолютного большинства астероидов, движущихся по стабильным эллиптическим траекториям и поэтому вполне предсказуемых при своих появлениях, с кометами дело обстоит намного сложнее. Ни одна комета, пересекающая планетные орбиты, не может двигаться по идеальным коническим сечениям, поскольку гравитационные воздействия планет постоянно искажают ее "правильную" траекторию (по которой она бы двигалась в поле тяготения одного Солнца). Реальный путь кометы в межпланетном пространстве извилист, и методы небесной механики позволяют вычислить только среднюю орбиту, которая совпадает с истинной не во всех точках. Таким образом, вымершие кометы представляют еще большую опасность, чем активные кометы или астероиды, и требуют тщательного отслеживания их орбит.

В соответствии с вышеизложенным целью настоящей работы является количественный анализ массовых потерь ядра кометы на примере 12 короткопериодических комет.

Основными задачами данной работы являются:

1. Определение эффективного времени сублимации ядра кометы.

2. Определение массовых потерь ядра кометы за период с использованием модели Уиппла [4].

Конференция «Ломоносов-2011» Секция «Физика»

Подсекция «Астрофизика»

3. Определение времени жизни кометных ядер.

Новизна работы состоит в том, что при определении массовых потерь мы используем новые значения эффективных радиусов RN, массы MN и массовой плотности N кометных ядер, полученные нами в предыдущих работах [1].

Эффективное время сублимации определяется следующим выражением:

m m лет = 1.01 107 сек, (1) f= p p где p – параметр орбиты кометы, m – истинная аномалия орбиты кометы.

Массовые потери ядра кометы за один период определяются выражением:

M N 3 fF, (2) = 4nH N R N MN где F = 1367 Вт – солнечная постоянная, H = 1882.8кДж/кг – удельная теплота сублимации м водяного льда, =0.1 – доля поглощенной энергии солнечного излучения, затрачиваемой на n сублимацию льдов [4].

Время жизни ядра кометы определяется выражением:

MN (3) t = P P N, M N где P – период обращения кометы вокруг Солнца, N – число оставшихся витков.

Полученные численные результаты представлены в таблице.

M N, f, M N t our, (лет) Название кометы t, (лет) 11P/Tempel–Swift–

LINEAR

1. Снеткова Ю.А. Новые оценки радиуса, массовой плотности и массы ядер некоторых короткопериодических комет // Сборник научных трудов по материалам международной научно-практической конференции «Современные проблемы и пути их решения в науке, транспорте, производстве и образовании 2010». Том 8. Физика и математика. – Одесса: Черноморье, 2010. С. 46-48.

2. Lisse C. On the role of dustmass loss in the evolution of comets and dusty disk systems // Earth, Moon and Planets. 2002. V. 90. P. 497-506.

3. Olsson-Steel D.I. The dynamical lifetime of comet P/Halley // Astron. Astrophys. 1987. V.

187. P. 909-912.

4. Whipple F.L. A Comet Model. II. Physical Relations for Comets and Meteors // Ap. J.

1951. V. 113. P. 464-474.

Формирование состава солнечных космических лучей, богатых тяжелыми элементами Ульяновский Государственный Университет, филиал в г. Димитровграде, Россия Солнечные космические лучи (СКЛ), состав которых обогащен тяжелыми элементами, стали объектом интенсивного изучения на протяжении последних четырех десятилетий. Под термином «обогащение» понимается, что содержание определенного элемента в составе СКЛ превышает в некоторое число раз (которое называется коэффициентом обогащения) содержание этого же элемента в солнечной атмосфере. В большинстве экспериментальных наблюдений коэффициент обогащения изотопа 3Не относительно 4Не составляет 103–105, для тяжелых элементов (C, N, Ne, Mg, Si, S, Ca, Fe, Ni) ~100–102, а для сверхтяжелых (Kr, Rh, Xe, Ba, Au) ~102–104. Коэффициенты обогащения тяжелых и сверхтяжелых элементов определяются относительно кислорода. Чаще всего обогащения обозначенных элементов скоррелированы между собой. Наблюдаются обогащения более тяжелых изотопов по отношению к более легкому (например, обогащение 22Ne по отношению к 20Ne в 2-3 раза) [1].



Также гелий, кислород, тяжелые и сверхтяжелые элементы имеют схожие формы спектров и равные в пределах погрешности времена инжекции, а их зарядовые состояния соответствует примерно одной температуре. Совокупность имеющихся экспериментальных данных свидетельствует в пользу предположения о едином механизме вовлечения элементов в СКЛ [1–3].

Теоретиками было предложено более десятка возможных механизмов обогащения СКЛ, однако общепризнанного механизма в настоящее время не существует, т.к. ни одна модель не способна объяснить всех наблюдаемых данных [3, 4]. Одним из возможных механизмов является модель, предложенная Л.Г. Кочаровым и А.В. Орищенко, в рамках которой удалось объяснить обогащение СКЛ тяжелыми элементами и гелием-3 [5]. Экспериментальные данные по изотопам [6] и сверхтяжелым элементам [2] были получены в прошлом десятилетии и в работах Кочарова и Орищенко не затрагивались. Целью данной работы является рассмотрение возможности обогащения СКЛ сверхтяжелыми элементами и изотопами тяжелых элементов в рамках механизма Кочарова-Орищенко.

Процесс формирования состава СКЛ является двухстадийным: на первой стадии (инжекция) происходит предварительный нагрев частиц, на второй – их вовлечение в основной механизм ускорения (считается, что сформированный на первой стадии состав не претерпевает значительного изменения). Процесс инжекции представляет собой взаимодействие частиц с ионно-звуковой турбулентностью плазмы, и математически описывается уравнением Фоккера-Планка с трением на протонной и электронной компонентах фоновой плазмы:

где f(V,t) – функция распределения по скорости частиц определенного сорта, Dsi – коэффициент диффузии иона с зарядовым числом Z и массовым A в пространстве скоростей, функция F(V) характеризует кулоновское трение частиц. Зависимость коэффициента диффузии Dsi ~ 1, коэффициента кулоновских потерь F ~, а также пороговой скорости Vth ~ от зарядового и массового чисел придают модели свойство селективности.

Параметр Vth характеризует минимальную скорость, которую должен набрать ион в процессе предварительного нагрева (нелинейного рассеяния на ионно-звуковых плазмонах), чтобы попасть в основной механизм ускорения и в СКЛ [5].

Моделирование состава производится с помощью численного метода, аналогичного методу Монте-Карло, названного методом локальных диффузионных потоков [7]. Его особенностью является учет одновременности обоих процессов (инжекции и вовлечения частиц в состав СКЛ) и покидание частиц системы, чего не удавалось добиться с помощью аналитических или стандартных численных методов решения дифференциальных уравнений в частных производных. Применение этого метода позволило улучшить согласие рассчитанных и экспериментальных данных по сравнению с расчетами, производимыми стандартными численными методами решения уравнений в частных производных.

Результаты моделирования изотопного состава СКЛ (для 12C, 13C, 16O, 18O, 20Ne, 22Ne, Mg, 25Mg, 26Mg, 28Si, 29Si, 30Si, 32S, 34S, 40Ca, 44Ca, 54Fe и 56Fe) в целом согласуются с наблюдениями: более тяжелые изотопы элемента интенсивнее вовлекаются в состав, чем легкие изотопы; коэффициенты обогащения изотопов скоррелированы с обогащением железа – чем выше коэффициент обогащения СКЛ железом, тем выше обогащение СКЛ для изотопов; при одинаковых физических параметрах наиболее обогащен изотоп 13С (по отношению к 12С), в то время как обогащения 56Fe относительно 54Fe практически не наблюдается.

При моделировании обогащения сверхтяжелых элементов удалось достичь количественного согласия с экспериментом, только при этом пришлось уменьшить относительную плотность ионно-звуковой турбулентности, т.е. подтверждено, что обогащение СКЛ происходит в слабых по мощности энерговыделения событиях. Кроме того, вариацией пороговой скорости удалось «обогатить» СКЛ как до максимального, так и до минимально наблюдаемого на сегодняшний день значения коэффициентов обогащения.

Таким образом, можно сделать вывод, что механизм Л.Г. Кочарова и А.В. Орищенко позволяет объяснить обогащение СКЛ сверхтяжелыми элементами и изотопами тяжелых элементов. Подобная проверка должна проводиться для всех известных механизмов с целью их верификации. Комплексный анализ параметров вспышечной плазмы, для которого используются не только тяжелые элементы, но и сверхтяжелые элементы и изотопный состав тяжелых элементов, будет обладать более высокой степенью точности.

Автор работы благодарит к.ф.-м.н. доцента Орищенко А.В. за постановку задачи, обсуждение результатов и научное руководство.

1. M.E. Wiedenbeck et al., Proc. 31-st Internat. Cosmic Ray Conf. (2009).

2. G.M. Mason et al., Astrophys. J. 606, p.555 (2004).

3. G.M. Mason et al., Astrophys. J. 303, p.849 (1986).

4. V. Petrosian, arXiv: 0808.1757v1 [astro-ph] (2008).

Л.Г. Кочаров и А.В. Орищенко, Изв. АН СССР, сер. физ., Т. 11, С. 2162 (1984).

6. R.A. Leske et al., ASP conference series 206, p.118, (2000).

А.В. Орищенко и В.В. Авдонин, Материалы 7-й Всероссийской научно-технической конференции ИАМП-2010, с.12 (2010).

Развитие моделей переноса в верхних слоях атмосферы Земли. Метод нейронных сетей.

Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б.Н. Ельцина, физико-технический факультет, Екатеринбург, Россия Общий тепловой баланс планеты включает несколько составляющих, где значительную роль в формировании атмосферной циркуляции и парникового эффекта играют процессы радиационного фазового переноса тепла в системе «атмосфера – земная поверхность» [2].

Комплексное исследование теплофизических характеристик климатической системы в целом и атмосферы в частности с использованием современных технических средств и методов, включая спутниковое зондирование, является актуальной задачей.



Pages:     || 2 | 3 | 4 | 5 |   ...   | 6 |