Равновесие и устойчивость аккреционно-струйных газодинамических течений

• Автор: Храпов, Сергей Сергеевич
• Шифр специальности: 05.13.16
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1998
• Место защиты: Волгоград
• Количество страниц: 140 с. : ил.

СОДЕРЖАНИЕ

Введение
Глава 1. Диссипативные неустойчивости в тонких аккреционных дисках
1.1. Введение
1.2. Основные уравнения и модель тонкого газового диска
1.3. Линеаризованные уравнения и закон дисперсии возмущений
1.4. Классификация диссипативных неустойчивостей
1.5. Влияние вязкости, непрозрачности и закона вращения на условия развития диссипативных неустойчивостей в аккреционных дисках
1.6. Основные выводы
Глава 2. Высокочастотные моды колебаний в аккреционных дисках с турбулентной вязкостью
2.1. Введение
2.2. Модель турбулентной вязкости и г-структура равновесного АД
2.3. Динамика малых возмущений в неоднородном по г-координате аккреционном диске
2.4. Фундаментальные Б- и АЭ- моды в 2Б и ЗБ-моделях
2.5. Численное исследование дисперсионных свойств высокочастотных неустойчивых мод
2.6. Основные выводы
Глава 3. Равновесие и устойчивость протозвездных аккреционноструйных систем
3.1. Введение
3.2. Равновесные модели джетов и аккреционных дисков в центрально-симметричном потенциале

3.2.1. Струя в атмосфере
3.2.2. Аккреционный диск с постоянным углом раствора в атмосфере
3.3. Линейный анализ устойчивости
3.3.1. Линеаризованные уравнения для струи и атмосферы
3.3.2. Линеаризованные уравнения для аккреционного диска
3.3.3. Классификация неустойчивых резонансных мод аккреционноструйной системы
3.3.4. Механизм формирования излучающих узлов джетов, синхронизация этих узлов в биполярных выбросах и отвод углового момента вещества АД
3.4. Численное нелинейное моделирование эруптивного сверхзвукового выброса вещества из протозвезды: эволюция околозвездного диска и формирование джетов
3.4.1. Основные уравнения
3.4.2. Стационарные распределения
3.4.3. Техника численного моделирования
3.4.4. Обсуждение результатов численного эксперимента
3.5. Основные выводы
Заключение
Литература

ВВЕДЕНИЕ
Газовые вращающиеся диски являются важными компонентами многих наблюдаемых астрофизических объектов. При определенных условиях вещество может падать на гравитационный центр с выделением значительной энергии. Из-за наличия сравнительно высокого начального углового момента вещества в астрофизических объектах такое падение — аккреция, — реализуется, как правило, с образованием быстро вращающегося газового или плазменного диска, в котором вещество медленно движется по радиусу к центру. Понимание процессов, протекающих в таких аккреционных дисках (АД), позволяет объяснить многие наблюдаемые эффекты в молодых звездах, протопланетных дисках, в тесных двойных системах и в центральных областях активных ядер галактик [1-5]. Ключевой проблемой процессов, происходящих в аккреционных дисках, является вопрос о физических механизмах, приводящих к падению вещества на центральный гравитирующий объект. Другой важной проблемой применительно к АД является вопрос об устойчивости газодинамического течения. Интерес к данному вопросу обусловлен двумя моментами. Во-первых, в аккрецирующих системах наблюдается широчайший диапазон временной переменности [6-16], и некоторые особенности светимости могут быть связаны с нестацио-нарностыо течения. Во-вторых, одной из наиболее разработанных моделей АД является тонкий диск с турбулентной вязкостью [17,18]. Принято считать, что турбулентность формируется в результате развития гидр одинамиче ских неуст ойчив о ст ей.
Анализ первых построенных вязких «-моделей АД показал неустойчивость тепловой и вязкой мод колебаний в области доминирования радиационного давления, где (3 = Рга/(Ргасг + Рда») > 3/5 [18-24].

1 І гтттт
Рис. 1.4. Зависимость

аОСгИ Для акустической моды

от ад для различных законов непрозрачности и значений параметра /Зо: 1 — /Зо = О, еа> /Зо — 1, Кел! З /Зо = 0, Kff; 4 — /Зо = 0, опти-

Т 1—гтттту

Т 1 ГТТ ГТ V І

ЧЄСКИ ТОНКИЙ ДИСК.
1са,
чивыми в случае «о = ро/щ = 0. В работе [76] отмечалось, что с ростом величины второй ВЯЗКОСТИ (с увеличением О!0) инкремент такой диссипативно-звуковой неустойчивости уменьшается до тех пор, пока при а0 = «о сгИ мнимая часть не обращается в нуль. При а0 > &оСгИ возмущения затухают (1т(о>) < 0). Это связано с тем, что вторая вязкость дает обычный стабилизирующий эффект (~ ip0k2), дестаби-
(|кг)2 >> 1. На Рис. 1.4 приведена зависимость аоСгН от параметра од при различных значениях /30, и А. Вторая вязкость стабилизирует в первую очередь коротковолновые возмущения.
От параметров ба и бь весьма сильно зависят значения инкрементов и условия развития неустойчивостей (Рис. 1.5). На Рис. 1.6 на плоскости параметров (ба, бь) показаны границы маргинальной устойчивости для различных мод. К настоящему моменту предложено большое число моделей турбулентной вязкости с различными значениями величин ба, бь. Для стандартной а-модели У/Т1р = —ар [17] имеем и ~ аО,Н2 и ба = 0, би — 2. В случае хаотических магнитных полей
УУГ<Р = -ард [18] получаем = /30/Б0 (0 < ба < 1/4), бн — (2 - /30)/В0 (1/4 < 6 < 2); в случае ¥г1р = -а/ррд [32] имеем ба = /30/2В0
лизация от возмущения вязкости р мала, т.к. р I -С |/Ц)2й| в силу