Ian Crawford
http://www.icarusinterstellar.org/papers/LISM_Crawford[dec2010].pdf
Собственно Текст (PROMT):
Проект Icarus: обзор местных межзвездных средних свойств уместности для космических миссий к самым близким звездам
Ian A. Crawford *
Отдел Земли и Планетарных Наук, Колледжа Birkbeck, Университета Лондона, Улицы Malet, Лондона, WC1E 7HX, Великобритания
ИНФОРМАЦИЯ СТАТЬИ
История статьи: я рассматриваю те свойства межзвездной среды в пределах 15 световых лет Солнца,
Полученный I7 August2°l °, который будет важен для планирования быстрого будущего (v> 0.1c) межзвездное место
Полученный в пересмотренных миссиях формы к самым близким звездам. Как детальные свойства местной межзвездной среды
14 октября 2010 (LISM) может только стать очевидным после того, как межзвездные исследования были в состоянии сделать на месте
Принятый 16 октября 2010 измерения, первое такие исследования должны будут быть разработаны консервативно с уважением
к какому может быть изучено о LISM из непосредственной окружающей среды Солнечных Ключевых слов: Система. Из этого следует, что исследования межзвездных транспортных средств должны принять самое низкое вероятное
Межзвездная средняя плотность рассматривая тормозные устройства, которые полагаются на передачу импульса от
Межзвездное путешествие транспортное средство к окружающей среде, но самые высокие вероятные удельные веса, когда
рассмотрение возможного повреждения вызвано воздействием транспортного средства с межзвездным материалом. Предоставлены некоторые предложения для того, чтобы работать ценности этих параметров. Эта бумага - подчинение Проекта Icarus Study Group.
© 2010 Elsevier Ltd. Все права защищены.
1. Введение
Растущая реализация, что планеты - общие компаньоны звезд [1,2], повторно поддержала относящиеся к астронавтике исследования того, как они могли бы быть исследованы, используя межзвездные космические зонды. История Солнечного исследования Системы до настоящего времени - показывает нам, что космические корабли требуются для детального исследования планет, и кажется ясным, что мы в конечном счете потребуем, чтобы космический корабль сделал на месте исследования других планетарных систем также. Желательность такого прямого исследования станет еще более очевидной, если будущие астрономические наблюдения показали бы спектральное свидетельство для жизни на очевидно подобной земле планете, вращающейся вокруг соседней звезды (например [3]). Категорическое доказательство существования такой жизни, и исследований ее основной биохимии, клеточной структуры, экологического разнообразия и эволюционной истории почти наверняка потребует на месте, чтобы измерения были сделаны [4]. Это в свою очередь потребует транспорта сложных научных инструментов через межзвездное место.
Это - контекст проекта Icarus [5] недавно начатый Нулевым Фондом Tau [6] в сотрудничестве с британским Межпланетным Обществом, и заданный работу с проектированием межзвездного космического транспортного средства, способного к созданию на месте научных исследований соседних звезд. Определенная целевая звезда еще не была отобрана, но Сфера действий проекта призывает к ядерной основанной на сплаве системе толчка, транспортное средство, способное замедлять в его целевой звезде, и полной продолжительности миссии 'не превышение столетия и идеально намного скорее' [7]. Эти ограничения подразумевают скорости круиза заказа 0.1 c или выше (где c - скорость света), и максимальный реалистический диапазон приблизительно 15 световых годов - от Солнечной Системы. Среди других рассмотрений, из этого следует, что понимание свойств местной межзвездной среды (LISM) в пределах этого диапазона расстояния будет важно для проекта межзвездных транспортных средств, таких как Icarus, и это - тема данной работы.
Свойства LISM, который может воздействовать на проект межзвездного космического транспортного средства, такого как Icarus, включают:
• Плотность межзвездного газа вдоль предложенного
* Тел.: +44 207 679 3431. траектория.
Адрес электронной почты: я crawford@ucl.ac.uk • государство ионизации газа.
0094-5765/$-see вступительная часть © 2010 Elsevier Ltd. Все права защищены. doi:10.1016/j.actaastro.2010.10.016
• Плотность и распределение размера межзвездного тела
зерна пыли.
• Сила межзвездного магнитного поля.
Даже по межзвездным стандартам у LISM есть очень низкая плотность, и ее свойства вероятно только представляли бы научный интерес для миссии, такой как Icarus, но для двух протестов: (i) плотность и государство ионизации будет важен, если magsail или подобное устройство (например [8]) будут приняты как механизм замедления (или, эквивалентно, если межзвездный прямоточный воздушно-реактивный двигатель [9] нужно было рассмотреть как средство топливного приобретения); и (ii) межзвездный компонент пыли будет потенциальной опасностью для любого космического транспортного средства, перемещающегося через LISM со скоростями заказа 0.1 c.
В годах начиная с руководства исследование Дедала [10] наше знание LISM улучшилось значительно (например [11-15]). Является общепринятым, что Солнце в настоящее время располагается близко к границе маленького (пространственная степень r 10 световых лет), низкая плотность (nH ~ 0.1-0.2 см - 3, где nH - плотность водородных ядер), теплый (T ~ 7500 K), частично ионизировал межзвездное облако, известное как местное межзвездное облако (LIC). Находится ли Солнце только в пределах, или только снаружи, LIC в настоящее время - вопрос дебатов (например [13-15]). LIC - только одно из нескольких широко подобных межзвездных облаков в пределах нескольких световых лет Солнца: Redfield и Linsky [13] идентифицируют шесть в пределах 15 световых лет (4.6 парсека). Эти облака погружены в пустое (nH e ne~0.005 см 3), ионизированы, и вероятно горячий (T ~ 106 K; но см. [16] для альтернативного представления), Местный Пузырь (ФУНТ) в межзвездной среде [11,17]. ФУНТ простирается приблизительно для 60-100 парсек от Солнца в галактическом самолете прежде, чем с более плотными межзвездными облаками столкнутся, в то время как в высоких галактических широтах ФУНТ, кажется, открыт, формируя подобную дымоходу структуру в межзвездной среде, которая простирается в галактический ореол (например [18] и ссылки, процитированные там). Как обсуждено валлийским языком и Shelton [16], в настоящее время есть некоторые дебаты относительно свойств ФУНТА. В частности хотя все еще поддержано многими наблюдениями и аргументами [17], присутствие 106 плазмы K, немедленно окружающей местные облака, было недавно подвергнуто сомнению. В ответе валлийский язык и Shelton [16] экспериментально выдвинули альтернативную модель, в которой облака LISM окружены холодильником (T ~ 20 000 K), более плотный (ne ~ 0.04 см - 3), фотоионизировал газ.
Свойства LIC, и другие соседние облака, были определены спектроскопическими исследованиями межзвездных поглотительных линий к соседним звездам, увеличенным в случае LIC наблюдениями за межзвездным вопросом, входящим в Солнечную Систему и взаимодействующим с helio sphere (например [15]). Информация, определенная этими методами, который имеет уместность для проекта межзвездных космических транспортных средств, таких как Icarus, рассмотрена в следующих секциях.
2. Распределение соседних облаков
Redfield и Linsky [13] провели самый всесторонний обзор до настоящего времени межзвездных поглотительных линий к соседним звездам и произвели каталог имеющих малую плотность межзвездных облаков в пределах 50 световых лет (15 парсек) Солнца. Шесть облаков, идентифицированных в пределах 15 световых лет, и поэтому относящийся к исследованию Icarus,
Стол 1
Шесть самых близких межзвездных облаков к Солнцу как идентифицировано Redfield и Linsky [13]. Кроме акронима LIC ('Местное Межзвездное Облако'), названия - неофициальное принятие различными исследователями; l и b - галактическая долгота и широта, соответственно, центра облака (но отметьте, что у них всех есть очень неправильные формы); расстояние к самой близкой звезде, которая показывает поглотительные линии из-за специфического облака, может быть взято как верхний предел расстоянию почти лица облака.
Облако
название
(неофициальный)
Dist. к самой близкой звезде с поглощением облака (lt-yrs)
g.
e
(d
b (градус).
Область на небе (квадратные градусы)
LIC
8.5
170
-10
18 270
'Г'
4.4
315
+ 00
8230
'Синий'
8.5
250
- 30
2310
'Aql'
11.4
40
- 05
2960
'Eri'
11.4
70
- 20
1970
'Aur'
11.4
210
+10
1640
перечислены в Столе 1. В пределах этого диапазона расстояния есть приблизительно 56 звезд, в 38 отдельных звездных системах. Вероятно самая авторитетная недавняя компиляция - RECONS (Консорциум Исследования на Соседних Звездах) список ста самых близких систем звезды [19]. Используя карты степени соседних облаков на небе, предоставленном Redfield и Linsky [13], возможно идентифицировать межзвездное облако (а), через которое межзвездное космическое транспортное средство должно было бы поехать, чтобы добраться до любой из этих звезд. Эта информация дана в Столе 2.
Индивидуальные облака будут отделены намного более низкой плотностью, из которой Местный материал Пузыря и, основанный на их полном анализе межзвездных линий к 157 соседним звездам, Redfield и Linsky [13] оценил объем, заполняющий фактор между 6 % и 19 % для облаков LISM в пределах 15 парсек (50 световых лет). Это подразумевает, что звезды, более вероятно, лягут в низком межоблаке плотности (Местный Пузырь) материал чем в пределах облаков непосредственно, хотя, кажется, есть большая концентрация облаков ближе к Солнцу (половина идентифицированных лежат в пределах 5 парсек). Вопрос того, находится ли данная целевая звезда в пределах облака, или в пределах низкой плотности Местный материал Пузыря, становится важным для межзвездных космических транспортных средств, если системы замедления рассматривают, которые полагаются на взаимодействие между космическим транспортным средством и окружающей межзвездной средой [8].
У нескольких из самых ярких звезд в пределах 15 световых лет Солнца были свои полные нейтральные межзвездные водородные удельные веса колонки, непосредственно измеренные поглотительной спектроскопией линии [13,20]. Они перечислены в Столе 3. В этих семи случаях, и после пособия на дополнительные компоненты ионизированного водорода (вероятно заказа 25 %, видят ниже) и ионизированный и нейтральный гелий (приблизительно 10 %), мы уже знаем полное количество межзвездного газа, который должен был бы быть пересечен космическим транспортным средством, разработанным, чтобы поехать в эти специфические звезды. Если бы мы знали фактическую пространственную плотность (то есть атомы или см ионов 3) облаков, то мы могли оценить относительную фракцию каждого sightline, занятого облаками в этих специфических случаях, и находится ли целевая звезда в пределах облака или в более низком материале плотности. Стол 3 дает верхние и более низкие оценки для процента от длины пути, занятой материалом облака, основанным на принятых более низких и верхних пределах для плотности LIC и облаков Г (обсужденный в Секции 3).
Список систем звезды в пределах 15 световых лет Солнца [19], идентифицируя тот межзвездный подарок облаков вдоль каждого sightline как определено Redfield и Linsky [13]. Вопросительный знак указывает, что звезда близко к границе специфического облака на небе (или, в случае Ross 154 и облако 'Aql', что звезда может лечь перед облаком).
Заказ Dist.
//////
Некоторый признак того, находится ли специфическая звезда в пределах облака, дан тем, может ли астросфера (эквивалент heliosphere окружение Солнца) быть обнаружена в водородной поглотительной линии Lyman-a [20]. Обнаружение астросферы в Ly-a требует, чтобы нейтральный водород окружил звезду, так не ожидался бы, если бы звезда была погружена в низкую плотность, ионизировался, Местный материал Пузыря. Как может быть замечен по Столу 3, астросферы были обнаружены вокруг большинства самых близких звезд, для которых данные доступны [20], который подразумевает, что большинство этих звезд окружено умеренно плотным межзвездным материалом. Главное исключение - t Cet, где астросфера разыскивалась, но не обнаружена.
Внутренняя структура этих облаков имеет также потенциальную важность для межзвездного проекта миссии. Межзвездные поглотительные линии предоставляют информацию об интегрированной плотности колонки абсорбирующего материала, но не пространственную неоднородность в пределах нее. Информация относительно пространственной структуры может быть получена, сравнивая межзвездные спектры звезд, которые находятся близко друг к другу на небе, или наблюдая временные изменения в межзвездном спектре единственной звезды, поскольку относительные движения Солнца и звезды заставляют луч обзора исследовать различные области облака. Для более плотных, более отдаленных, межзвездных облаков есть теперь значительное свидетельство для существенной плотности и/или структуры ионизации в весах десятков или сотен астрономических единиц [21], который мог быть потенциальной проблемой для межзвездных космических транспортных средств, проходящих через них. Однако, до настоящего времени нет никакого свидетельства для существенного пространственного inho-mogeneties в пределах соседней низкой плотности облака LISM, основанные на чрезвычайно идентичных поглотительных спектрах линии соседних двойных звезд (например Центр A/B и CMa A/B), и 18 близко расположенных второстепенных звезд в группе Hyades [13,22]. Таким образом, хотя важно отнестись непредвзято, текущие признаки - то, что физические свойства облаков LISM являются относительно гомогенными. Конечно, в конечном счете, получение детализированного знания внутренней структуры местной межзвездной среды является одной из научных проблем, к которым мы ожидали бы, что межзвездный космический зонд обратится [4,23].
Ясно, как только межзвездная космическая миссия серьезно рассмотрена для соседней звезды, должна будет быть совместная астрономическая кампания, чтобы определить так много информации насколько возможно о переднем плане межзвездная среда и присутствие или отсутствие звездного космического - сфера. Мы отмечаем, что большинство потенциальных целей в пределах 15 световых лет - М., затмевает (Стол 2), для которого получение этой информации будет трудным вследствие слабости звезд и присутствия многих звездных линий в собственном спектре звезды. Кроме того, обнаружению астросфер вокруг М. звезд далее препятствуют их вообще слабые звездные ветры, несмотря на их склонность к деятельности вспышки. Например, Лес и др. [24] разыскиваемый, но подведенный, чтобы найти, астросфера, окружающая Центр Proxima, даже при том, что это по-видимому проживает в той же самой межзвездной окружающей среде как Центр A/B. Если межзвездная миссия состояла в том, чтобы быть запланирована соседний М. карликовой звезды, возможно из-за обнаружения планетарной системы, то детальное астрономическое исследование ее межзвездного и околозвёздного спектра требует использования очень больших телескопов, вследствие свойственной слабости этих звезд, и детального понимания М. атмосфер звезды, чтобы отделить межзвездные и звездные поглотительные линии. Добавление М. звезд к списку соседних звезд, изученных поглотительной спектроскопией линии, также очень помогло бы в лучшем определении трехмерных границ местных облаков (то есть "astronephography" [25]), который поможет в будущем планировании межзвездных миссий.
3. Физические свойства облаков LISM
Наши единственные сведения из первоисточника физических свойств LISM прибывают из измерений межзвездного газа, и пыль, входящая в Солнечную Систему, учитывая любые беспорядки, может произойти, поскольку материал входит в heliosphere и становится под влиянием магнитного поля Солнца и солнечного ветра [например 14,15,26,27]. За последние годы согласие появилось относительно физических свойств межзвездной среды, немедленно смежной с heliosphere (иногда называл сферическую Межзвездную Среду Circum-Helio-: CHISM), и эти свойства перечислены в Столе 4. Здесь, я принял среднее число водородных удельных весов, рекомендуемых Bzowski и др. [28] (nHI=0.18 + 0.03 cm~3) и Frisch [14] (nHI=0.195 + 0.005 cm_3), но сохранил большие ошибки (на ~20 %), рекомендуемые Bzowski и др. [28]. Электронная плотность CHISM (ne=0.07 + 0.02 cm~3) и температура (T =6300 + 400 K) взята от Slavin и Frisch [29] и Frisch [14], и ссылки, процитированные этими авторами. В пределах указанных ошибок эти ценности также совместимы с ранними моделями, которые воспроизводят измерения межзвездных энергичных нейтральных атомов в близости Земли Межзвездным Граничным Исследователем (КОЗЕРОГ) космический корабль (с протестом, что эти модели принимают нейтральную водородную плотность в более низком конце диапазона: то есть nHI=0.15cm~3; c.f. Стол 1 Frisch и др. [30]).
Для законченности Стол 4 также перечисляет силу магнитного поля CHISM (B); есть многие оценки за эту ценность в литературе, и Стол 4 дает две ценности. Предполагая, что магнитные и тепловые давления уравновешены, Slavin и Frisch [29] получили мг B~2.7, который подобен предыдущим оценкам и сопоставим астрономическим измерениям типичных сил магнитного поля
(полученный в итоге Frisch [14]). Однако, использующий Путешественник, 2 измерения отклонения солнечного ветра в heliosheath, Opher и др. [31] недавно утверждали, что местная межзвездная сила магнитного поля фактически находится в диапазоне 3.7-5.5 мг, которые, если подтверждено, подразумевали бы, что магнитная плотность энергии доминирует над полным бюджетом энергии LIC.
Неуверенность остается как, представляют ли свойства CHISM свойства LIC или, как обсуждено Redfield и Linsky [13], свойства узкой зоны перехода между LIC и облаками Г, и поэтому средним числом двух. Оценки свойств этих двух облаков, поскольку они были определены астрономическими методами независимо от CHISM, также даны в Столе 4. Возможно получить более низкий предел для водородной плотности в облаке к данной звезде, делящей наблюдаемый ПРИВЕТ плотность колонки звездным расстоянием (то есть предполагая, что облако простирается полностью от Солнца до звезды). Основанный на наблюдаемой плотности колонки к Центру это уступает, строгое ниже ограничивают для плотности облака Г nHI> 0.1 см - 3, в то время как наблюдаемые удельные веса колонки к e Ind и t Cet приводят к подобному пределу для LIC nHi> 0.09 см 3 (хотя нехватка наблюдаемой астросферы для t Cet может означать, что более низкий предел должен быть несколько выше в этом случае). Эти более низкие пределы - только половина такого размера, как ценности, выведенной для CHISM (nHI~0.2 см 3), который, в отсутствии любой другой информации, должен вероятно быть взят как ценность 'лучшего предположения для LIC.
Электронная плотность LIC была определена Redfield и Соколом [32], чтобы быть 0.12 + 0.04 см 3, основана на поглотительных измерениях линии взволнованного отдельно ионизированного углерода (CII *) к соседним звездам. Redfield и Сокол не дают соответствующей ценности для облака Г, но для целого ансамбля LISM учился sightlines, они находят электронный диапазон плотности 0.06-0.21 см 3, и кажется вероятным, что электронная плотность облака Г (и другие дискретные соседние облака перечислял в Столе 1), ложь в пределах этого диапазона. Отметьте, что хорошо характеризованная ценность LIC значительно выше, чем ценность CHISM, оцененная независимо, и для той же самой нейтральной водородной плотности, подразумевала бы несколько более высокую фракцию ионизации чем предполагаемый для CHISM (то есть wH~0.39 + 0.13, а не 0.27 + 0.10).
Последняя колонка Стола 4 - попытка дать ценности для этих параметров, подходящих для принятия командой проекта Icarus. Они основаны на предыдущих ценностях в столе, но предназначены, чтобы быть консервативными в смысле, что, учитывая текущее знание, фактические ценности почти наверняка лежат в пределах данных диапазонов. Отметьте, что ценности, данные в Столе 4, касаются свойств межзвездных облаков, через которые должно было бы пройти межзвездное транспортное средство. Они не обязательно представляют условия в целевой звезде непосредственно; если звезда не лежит в пределах облака (который может быть определимым от присутствия или отсутствия астросферы; Стол 3), физические параметры были бы соответствующими для Местного Пузыря. Как уже отмечено, они все еще сомнительны: давнишняя модель горячего, пустого ФУНТА (nHtot e ne e 0.005 см 3; Te 106 K [11]), в то время как вероятно все еще жизнеспособный (см. Shelton [17]), был недавно подвергнут сомнению, и возможно, что места между облаками LISM могут вместо этого быть заполнены холодильником (T~20,000 K), более высокая плотность (nHtot e ne e 0.04 см 3) среда [16].
В конечном счете, получение категорических ценностей для многих из этих параметров, и их пространственного изменения, будет научной целью первых межзвездных космических зондов [4,23]. Насколько Icarus заинтересован, было бы мудро запланировать, консервативно то есть, принимают самую низкую вероятную плотность, рассматривая тормозные устройства, которые полагаются на передачу импульса от транспортного средства до окружающей среды, и самых высоких вероятных удельных весов, рассматривая возможное повреждение, вызванное воздействием транспортного средства с межзвездным материалом.
4. Межзвездная пыль
В дополнение к газообразному компоненту межзвездной среды есть твердый компонент в форме маленьких (вообще sub-micron-sized) твердые частицы, называл межзвездные зерна пыли. До может быть определен астрономическими наблюдениями, в большинстве фаз межзвездной среды есть приблизительно (но только приблизительно) постоянное отношение ~ 100 между массой межзвездного газа и массой пыли в данном объеме (например [33].
Воздействия с межзвездными зернами будут потенциально разрушительны для космических транспортных средств, едущих в существенном
фракция скорости света, и это должно будет быть factored в проект транспортного средства. Проблему ограждения межзвездного космического зонда от межзвездных зерен пыли рассмотрел подробно в контексте исследования Дедала Мартин [34]. Мартин принял бериллий как потенциальный материал ограждения (вследствие его низкой плотности и относительно высоко определенной способности высокой температуры) и нашел, что несколько кг за квадратный метр этого материала будут разрушены от выставленных поверхностей в течение шести полетов светового года со скоростью 0.1c (с точным количеством в зависимости от плотности межзвездного материала; см. его Стол 6). Более длинные продолжительности, и/или более высокие скорости, привели бы к большему удалению материала щита.
Полная масса межзвездных зерен, которые будут перехвачены космическим транспортным средством во время его полета, и вероятностью столкновения с катастрофически большими частицами, против которых щит пыли, возможно, не в состоянии защитить, зависит от, среди других переменных, распределения размера зерен вдоль запланированной траектории. В теплой, низкой окружающей среде плотности LISM межзвездные зерна, как ожидают, главным образом будут намного меньшими чем микрон в размере [35,36]. Это ожидание было подтверждено прямым обнаружением межзвездных зерен пыли, входящих в Солнечную Систему датчиками пыли на Улиссе, Galileo и космическом корабле Cassini, для которого скупая масса воздействующих частиц, как находили, составляла 3 x 10-16 кг, соответствуя радиусу зерна 0.3 мм для плотности 'силиката' 2500 кг m-3 [27,37]. До недавнего времени, ожидалось бы, что 1 мм будет абсолютным верхним пределом для радиуса межзвездных зерен вероятно, чтобы быть столкнутым в LISM. Для ссылки масса 1-миллиметрового зерна радиуса состава силиката составляет 10-14 кг, и его кинетическая энергия в 0.1 c была бы 4.5 J, которые должны быть легко приспособлены щитом пыли транспортного средства.
Однако, с точки зрения межзвездного космического корабля намереваются, что есть потенциально беспокойное завихрение: те же самые относящиеся к космическому кораблю инструменты, которые идентифицировали скупые радиусы межзвездных зерен, входящих в Солнечную Систему, чтобы быть ~0.3 мм [27,37], также идентифицировали высоко-массовый хвост к населению зерна, простираясь на по крайней мере 10-13kg (то есть 2-миллиметровый радиус) и возможно столь же высоко как 10-12 кг (4.5-миллиметровый радиус). Учитывая эти большие зерна, Landgraf и др. [37] вывел полную плотность массы пыли в LIC (строго CHISM) 6.2 x 10-24 кг m-3 (который является фактически более низким пределом, как наименьшее население межзвездных зерен, тех с радиусами <0> 3 x 10-10 кг (соответствие радиусам> 30 мм для плотности силиката). Возможность столкновения с еще большими частицами в течение рейса нескольких световых лет не может быть обесценена. Преобразование межзвездных потоков зерна, основанных на относящихся к космическому кораблю измерениях (показанный в рис. 11 Landgraf и др. [37]) к пространственным удельным весам (предполагающий, что эти зерна входят в Солнечную Систему со скоростью 26 км s-1) и грубо экстраполирующий к более высоким массам, подразумевает пространственную плотность 100-миллиметровых зерен 4 x 10-17 m-3. Если градиент ofthis распределение приспособлен, чтобы соответствовать радарным результатам, то плотность этих очень больших зерен была бы приблизительно двумя заказами ofmagnitudehigher. Таким образом, overasixlight-летний (5.7 x 1016 m) полет мы могли бы ожидать между 2 и 200 воздействиями в квадратный метр с такими большими частицами. У зерна мм A100 была бы масса заказа 10-8 кг и кинетической энергии в 0.1c 4.5 x 106J. Это эквивалентно 1-килограммовой массе, воздействующей со скоростью 3 км s-1, и не ясно, что простое удаление - щит типа мог соответственно защитить транспортное средство против воздействий этой величины. С другой стороны, это, возможно, не действительно, чтобы экстраполировать распределение размера зерна к таким большим массам, не наименее из-за трудности урегулирования присутствия таких больших твердых частиц в LISM с ограничениями, наложенными и хорошо характеризованным исчезновением звездного света и космическим изобилием элементов [36]. Ясно, намного больше работы должно быть сделано, чтобы лучше определить верхний предел распределению размера межзвездных зерен пыли в местной межзвездной среде прежде, чем будет возможно завершить систему защиты пыли для транспортного средства Icarus-стиля.
Тем временем было бы мудро принять худшего и план консервативно. Одна возможность могла бы состоять в том, чтобы исследовать потенциал двойно-окруженных стеной 'Щитов Whipple [40], а не твердый щит пыли, который рассматривают для Дедала [34]. Интригующая версия прежнего должна была бы использовать заполненную жидкостью впадину как щит, который может быть более эффективным при поглощении и перераспределении энергии гиперскоростных воздействий [41]. Однако, эффективность таких решений в квазирелятивистских скоростях должна была бы быть тщательно оценена. Альтернативно, это может быть необходимо, чтобы полагать, что сложные методы ощущения (возможно основанный на радаре или оптическом локаторе), чтобы обнаружить большие поступающие зерна и активный означают разрушать или отклонять их. Возможно самая простая система защиты пыли, сначала предложенная в соответствии с Обязательством [42] в контексте исследования Дедала, была бы для космического корабля, которому будет предшествовать прекрасное облако маленьких частиц пыли (изгнанный из транспортного средства, и таким образом едущий в той же самой скорости, но маленьком расстоянии вперед), таким образом что любые поступающие большие зерна будут разрушены столкновениями в пределах этого искусственного облака пыли прежде, чем у них будет шанс достигнуть главного транспортного средства. Предложения о межзвездных космических транспортных средствах, таких как Icarus должны будут тщательно рассмотреть все эти варианты.
Один заключительный протест относительно распределения межзвездной пыли вдоль длин пути к возможным целевым звездам: по весам расстояния интереса не могут быть хорошо смешаны газ и пыль, и 'стандартное' отношение плотности газа/пыли (~ 100 массой), возможно, не применяется. Относительно маленькие зерна (<0.3 мм), как ожидают, соединятся к межзвездному газу в весах <1 парсек (~ 3 световых года [27]), но это уже сопоставимо с размерами облаков LISM. Таким образом, прекрасное смешивание между газом и пылью в этих облаках не может ожидаться даже для маленьких зерен. Относительно наибольших зерен, обсужденных выше, масштаб расстояния для сцепления к газовой фазе межзвездной среды был бы сотнями или тысячи световых лет [27], и никакое такое смешивание не может ожидаться в LISM. Скорее потоки этих больших частиц в солнечной близости могут произойти непосредственно от их исходных областей (независимо от того, что они могут быть), с незначительным взаимодействием с низкими облаками плотности LISM. В контексте планирования межзвездных миссий, таких как Icarus, из этого следует, что нельзя принять существенное уменьшение в норме воздействия пыли как проходы транспортного средства от относительно высокой среды плотности (например LIC) в окружающий имеющий малую плотность материал ФУНТА.
5. LISM к специфическим звездам интереса
В этой секции мы кратко подводим итог того, что известно относительно межзвездных длин пути пяти звездам, перечисленным в Столе 3, для которого адекватная информация доступна, и который потенциально был бы первоочередными целями для межзвездной космической миссии, такими как Icarus.
5.1. Центр
Самая близкая система звезды, Центр A/B (плюс Центр Proxima), находится в направлении Облака Г на небе и показывает межзвездные поглотительные линии из-за присутствия этого облака вдоль луча обзора. Солнце не лежит в пределах Облака Г (вместо этого, это находится или во внешней области LIC или в пределах узкой зоны перехода между этими двумя облаками), таким образом опытным путем решительные свойства CHISM (Стол 4) не могут автоматически быть взяты, чтобы быть соответствующими для Облака Г. Обнаружение астросферы вокруг Центра, A/B подразумевает, что эти звезды вложены в Облако Г ([20]; доктор S. Redfield, личная коммуникация, 2010). Очевидная нехватка астросферы вокруг Центра Proxima вероятно больше имеет отношение к слабости М. звездного ветра звезды чем нехватка окружения межзвездного материала [24]. Если бы плотность облака Г была столь же низка как nH=0.1 см то - 3 тогда это могло бы простираться почти полностью от границы LIC к звезде. С другой стороны, если плотность облака Г столь же высока как 0.2 см 3, как найдено для CHISM (и таким образом возможно для LIC), с границей Облака Г не столкнулись бы до приблизительно на полпути к звезде. Если эта картина подтверждена, может быть достаточная межзвездная плотность около Центра A/B, чтобы развлечь использование magsail-подобного механизма замедления для Icarus, но можно было бы хотеть подтверждение этого сценария перед передаванием такого выполнения.
5.2. e Eri, e Ind, и t Cet
Эти три звезды вся линия в направлении LIC на небе и выставке соответствующие поглотительные линии. Нет сомнения, что существенная фракция длины пути ко всем трем звездам находится в пределах LIC. Для плотности столь же низко как nH=0.1 см 3 LIC мог расширить большую часть пути (данный неуверенность, возможно полностью) к e Ind и t Cet, хотя очевидная нехватка астросферы вокруг последней звезды [20] приводит доводы против этого. Низкая межзвездная плотность колонки к e Eri вероятно исключает возможность LIC, простирающегося полностью на звезду согласно любым вероятным предположениям. Это уклоняется от предмета спора, относительно каких причин астросфера обнаружила вокруг e Eri, если LIC не простирается полностью на звезду, поскольку нет никакого спектрального свидетельства для других облаков в луче обзора [13]. Больше исследования необходимо на этой теме. Например, e Eri окружен околозвёздным диском [43] пыли, и было бы важно определить, не могли ли бы околозвёздные поглотительные линии возникнуть в предместьях диска, а не в астросфере, происходящей через взаимодействие с окружающим межзвездным облаком. Значения для выбора системы замедления Icarus для этой первоочередности - звезда могли быть существенными.
Наконец мы отмечаем, что, если средняя плотность LIC столь же высока как 0.2 см - 3, как подразумевается данными CHISM (Стол 4), то LIC уже может расширить меньше чем на полпути ко всем трем звездам, совместимым с нехваткой обнаруженной астросферы к t Cet [20], но добавление тайны происхождения астросферы e Ind к тот отмеченный за e Eri. Эти несоответствия подчеркивают потребность в дальнейшей работе в картографии степени и удельных весов самых близких облаков, и потребности быть консервативными в проекте Icarus, если выбор планирования для звезд, которые не могут быть окружены относительно плотным межзвездным материалом, состоит в том, чтобы быть сохранен открытым.
5.2.1. 61 Cyg
Двойная звезда 61 Cyg не лежат в пределах LIC как нанесено на карту на небе Redfield и Linsky [13], но это близко к границе. Есть спектральное свидетельство для двух облаков к 61 Cyg, какой Redfield и Linsky, идентифицированный как 'Aql' и облака 'Eri', но, отметил, что прежний мог бы фактически быть смущен с LIC. Для удельных весов в диапазоне 0.1-.2cm-3, эти облака могут между ними, только занимают относительно маленькую фракцию (конечно <60> 0.1c), межзвездные космические транспортные средства, такие как это рассматривали в исследовании Icarus:
(1) Много важных свойств LISM все еще плохо определены, включая распределение соседних облаков,
их физические свойства (особенно плотность и государство ионизации), распределение размера межзвездных зерен пыли, и природа материала 'межоблака', который займет существенную фракцию пути - длина ко многим возможным целевым звездам. Получение более здравых оценок для этих свойств будет важно прежде, чем завершить проект межзвездного космического транспортного средства, такого как Icarus.
(2) Учитывая эту неуверенность, важно, что первое поколение межзвездных космических транспортных средств разработано консервативно относительно ключевых межзвездных средних свойств. Таким образом, такие исследования должны принять самую низкую вероятную плотность, рассматривая тормозные устройства, которые полагаются на передачу импульса от транспортного средства до окружающей среды (такой как magsails [8]), но самые высокие вероятные удельные веса, рассматривая возможное повреждение, вызванное воздействием транспортного средства с межзвездным материалом. Некоторые предложения для того, чтобы работать ценности этих параметров даны в Столе 4.
(3) Чтобы поддержать гибкость относительно выбора целевой звезды, это была бы ошибка предположить, что цель обязательно ляжет в пределах одной из относительно высокой плотности облака LISM, свойства которых получены в итоге в Столе 4. Это - вероятно безопасное предположение для Центра (который, кажется, лежит хорошо в пределах Облака Г), но ситуация относительно других возможных целевых звезд сомнительна. Таким образом, если раннее решение не принято, чтобы предназначаться для системы Центра определенно, консервативное предположение планирования должно быть то, что целевая звезда находится в пределах имеющего малую плотность материала ФУНТА. На основе текущего знания консервативная ценность электронной плотности в этом случае составляет 0.005 см - 3, который должен был бы быть принят во внимание, рассматривая варианты замедления. В контексте исследования Icarus была бы сохранена максимальная гибкость относительно выбора целевой звезды, если бы замедление было достигнуто с той же самой основанной на сплаве системой толчка, используемой, чтобы ускорить транспортное средство, потому что в этом случае свойства окружающей межзвездной среды являются чрезвычайно несоответствующими.
(4) На месте относящиеся к космическому кораблю обнаружения межзвездной пыли, входящей в Солнечную Систему, подразумевают местную межзвездную плотность массы пыли ~ 6.2 x 10-24 кг m-3 [37]. Это несколько выше чем предыдущие оценки и должно будет быть принято во внимание системой защиты пыли любого квазирелятивистский (v> 0.1c) межзвездное космическое транспортное средство. Требования системы защиты пыли становятся более требовательными для более длинных поездок и, особенно, для более высоких скоростей.
(5) Наблюдения за прошлое десятилетие показали неожиданный высоко-массовый хвост к местному межзвездному распределению размера зерна. Индивидуальные частицы с массами столь же высоко как 10-12 кг (4.5-миллиметровый радиус) почти наверняка присутствуют. Кроме того, радарные обнаружения межзвездных частиц пыли, входящих в атмосферу Земли ([27] и ссылки там), подразумевают население межзвездных зерен с массами> 3 x 10-10 кг (соответствие радиусам> 30 мм). В то время как есть трудности, урегулировавшие присутствие таких больших зерен с другими астрономическими наблюдениями [36], консервативное предположение планирования было бы то, что с частицами такого размера, как 100-миллиметровый радиус (10-8 кг), и возможно
Британские учёные ™