Son bilgisayar simülasyonlarına göre, dalga-parçacık etkileşimleri ince plazmalara türbülans ve ısınmalarını kontrol eden yararlı bir viskozite kazandırıyor.
Elektromanyetik alanlarla toplu olarak etkileşime giren yüklü parçacıklarla karakterize edilen kaotik bir durum olan plazma, Evren’deki normal maddelerin çoğunu oluşturur. Manyetohidrodinamik adı verilen 3 boyutlu bir akışkan teorisi, tek tek parçacık çarpışmaları toplu plazma hareketlerinden önemli ölçüde daha küçük ölçeklerde meydana geldiğinde toplu plazma hareketlerini doğru bir şekilde tanımlayabilir. Bu durum protogezegensel yığılma disklerinin yanı sıra yıldızların ve gezegenlerin iç kısımlarında da mevcuttur. Bununla birlikte, birçok sıcak, düşük yoğunluklu astrofiziksel plazma akışında hafif çarpışmalar mevcuttur.
Plazmaların Davranışı
Yıldız rüzgârlarını, kara deliklerin etrafındaki yığılmayı ve galaksiler arası uzaya nüfuz eden plazmanın hareketlerini hesaba katmak için 6 boyutlu bir evrendeki parçacık konumlarının ve hızlarının istatistiksel kinetik bir açıklaması gereklidir. New Jersey Princeton’daki İleri Araştırmalar Enstitüsü’nden Lev Arzamasskiy ve meslektaşlarının sayısal simülasyonları, bu plazmalardaki manyetize kinetik türbülans hakkında yeni bilgiler ortaya çıkardı. Astronomların gördüğü muazzam ölçeklerdeki plazma dinamiklerinin kaba taneli bir tanımı da bu simülasyonlar sayesinde mümkün olabilir.
Bir nötron yıldızına yığılma veya bir ana dizi yıldızının içindeki nükleer füzyon gibi güçlü süreçler, kozmik akışkan dinamiklerini büyük ölçeklerde etkiler. Bir gazda parçacıkların ortalama serbest yolu ile orantılı olan viskozite, bir akışın laminer mi yoksa türbülanslı mı olduğunu belirler. Viskozite, evrenin parçacık çarpışmalarının yaygın olduğu bölgelerinde, viskoz sürtünmenin büyük astronomik ölçeklerde enerji harcaması için tipik olarak çok düşüktür. Bunun yerine, viskoz gerilimlerin sonunda ısıya dönüşmesine neden olduğu çok daha küçük ölçeklere iner.
Yıldızlardaki Entropi
Yıldızlardaki entropi veya yığılma süreçlerindeki açısal momentum gibi önemli fiziksel niceliklerin makroskopik taşınımı ve karışımı için birincil mekanizma, bir akışkanın geniş ölçeklerde denge eksikliğine verdiği bu çalkantılı, doğrusal olmayan dinamik tepkidir. Sonuç olarak, çok sayıda kozmik sistemin enerjisini ve gelişimini kontrol eder.
Bununla birlikte, tek tek parçacıklar çarpışmasız kozmik plazmalarda momentumla birlikte büyük mesafeler kat ederler. Bu plazmalar düşük viskoziteye sahip olabilir ya da olmayabilir. Türbülanslı olmaları mümkün mü? Çarpışmasız plazmalarda dalga-parçacık rezonanslarının ve kinetik kararsızlıkların varlığı, çarpışmalı akışkanların aksine, parçacıkları elektromanyetik dalgalanmalar içinde saçar ve hapseder. Bunların hepsi parçacık hareketini engelleyerek plazmaya etkin bir çarpışma özelliği kazandırır.
Kinetik dinamiklerin termalleşme, mikroskobik (çarpışmalı) ve büyük ölçekli (türbülanslı) taşıma süreçlerini nasıl etkilediği çok önemli ve ciddi karmaşıklığa sahip kilit bir konudur.
Manyetik olarak kontrol edilen füzyon üzerinde çalışan bilim insanları tarafından sıcak plazmanın verimli bir şekilde hapsedilmesini engelleyen birçok taşıma mekanizmasını tanımlamak için uzun süreli çabalar sarf edilmiştir. Ancak kozmik plazmalardaki türbülansın fenomenolojik bir temsili daha yeni ortaya çıkmıştır. Manyetik alanın dönme yarıçapı, tipik olarak çok daha az manyetik enerjiye sahip olmalarına rağmen, kozmik plazmalarda füzyon eşdeğerlerinden tipik olarak önemli ölçüde daha küçüktür. Ancak, zayıf çarpışma özellikleri nedeniyle. Kozmik plazmalarda büyük ölçekli plazma karıştırması, manyetik alanın dinamik evrimiyle ilişkili olarak basınç anizotropilerinin ortaya çıkmasına neden olur ve bu da hızlı kinetik kararsızlıkları besler.
Elektromanyetik Dalgalanmalar
Mikroskobik ölçeklerde, heliosferik plazmalarda iyi bilinen ikincisi, parçacıkları saçarak daha büyük ölçeklerde belirli bir miktarda etkili çarpışma özelliği sunan önemli elektromanyetik dalgalanmalar yaratır.
Aşırı çoklu ölçekli doğrusal olmama özelliği sergileyen bir sistemi simüle etmek için yüksek performanslı hesaplama gereklidir. Bununla birlikte, 6D kozmik plazmalar ayrı bir sayısal karmaşıklık sınıfındadır. Bu bağlamda, Arzamasskiy ve arkadaşlarının çalışması bir güç gösterisidir. Yazarlar, 1011 makropartikül ile çarpışmasız manyetohidrodinamik türbülans probleminin yüksek çözünürlüklü hücre içi parçacık kinetik simülasyonlarını gerçekleştirmişlerdir.
Parçacıkların dinamiklerinin incelenmesine göre iki önemli etki akışkan resmini değiştirmektedir. Bunlardan ilki, büyük ölçekli manyetik Alfvén dalgalarında mevcut olan dalga enerjisinin parçacıklara aktarıldığı bir dalga-parçacık rezonans süreci olan çarpışmasız sönümlemedir. Lev Landau bu süreci ilk olarak 1946 yılında önermiştir. İkinci etki, büyüyen Alfvén dalgalarının üzerinde oluşan ve basınçlı bir yangın hortumunun kıvranmasına benzeyen bir kararsızlığın hakim olduğu doğrusal olmayan basınç-anizotropi güdümlü mikro ölçekli kararsızlıklar tarafından parçacıkların dağıtılmasıdır. Bu saçılmayla bir miktar plazma çarpışması meydana gelse de, tahmin edilen etkin viskozite hala çok yüksektir ve bu da türbülanslı kademelenmeyi bir dereceye kadar sınırlamaktadır. Bu nedenle, zayıf mıknatıslanmış çarpışmasız plazmaların türbülanslı hale gelmesinin daha zor olduğu görülmektedir.
Arzamasskiy ve arkadaşlarının bulguları bir dizi açık astrofizik konusuyla ilgilidir. Örneğin, bir galaksi kümesinin ince, sıcak plazması o kadar etkili bir şekilde enerji yayar ki, soğuması ve kümenin merkezindeki yerçekimi kuyusuna çökmesi gerekir. Ancak, öyle olmuyor. Kümenin merkezindeki baskın galaksi, plazmaya parçacıklar ve fotonlar fırlatarak dinamik termalleşmeyi teşvik etmek ve soğuyarak çökmesini önlemek için doğru miktarda türbülans yaratabilir.
Son gelişmelere rağmen, araştırmacılar manyetize plazma türbülansının sırlarını daha yeni yeni çözmeye başlıyor. Arzamasskiy, ortakları ve diğerleri iyonların çarpışmasız dinamikleri üzerinde yoğunlaşırken, elektronları hesaplama amacıyla bir akışkan olarak ele almışlardır. Aslında, aynı kinetik süreçler sıcak, seyreltilmiş kozmik plazmalardaki daha hafif, çarpışmasız elektronlar için de geçerlidir, ancak daha küçük ölçeklerde. Manyetik üretim, yeniden bağlanma, radyasyon, ısı ve yük taşınımı için önemli sonuçları olan bu elektron ölçekli dinamikler, araştırmacıların dikkatini yeni yeni çekmeye başlamıştır.
Arzamasskiy ve meslektaşlarınınki gibi kinetik simülasyonlar ile kozmik yapıların gelişimi veya kara delik birikimine ilişkin manyetohidrodinamik simülasyonlar arasında bir köprü oluşturmak bir başka önemli zorluktur.
Küme içi ortamdaki ölçekler 14 büyüklük mertebesini kapsadığından, astrofiziksel sistemleri en büyük ölçeklerinden elektron ölçeklerine kadar modellemek zordur. Bununla birlikte, Arzamasskiy ve meslektaşlarınınki gibi kinetik simülasyonlar ve bunlarla birlikte gelen analizler oldukça yararlıdır. Tüm kinetiği kopyalamak zorunda kalmadan, mikro ölçekli fiziğin akışkan boyutları üzerindeki net taşıma etkilerini yakalayan fiziksel olarak yönlendirilen modellerin geliştirilmesini sağlarlar. Astrofizik konusundaki ortak anlayışımızı artırmak için bu bulguları kullanmak artık topluluğun görevi.
Kaynak: physics.aps.org/articles/v16/68
