Численное моделирование аккреции вещества на звезду с дипольным магнитным полем

• Автор: Торопина, Ольга Дмитриевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 111 с. : ил.

Оглавление
Введение

1 Сферическая аккреция на звезду с магнитным полем

1.1 Введение

1.2 Постановка задачи

1.2.1 Математическая модель

1.2.2 Безразмерные параметры и переменные

1.2.3 Граничные и начальные условия

* 1.3 Результаты расчетов

1.3.1 Течение вещества в магнитосфере звезды

1.3.2 Зависимость темпа аккреции М от величины магнитного момента звезды д
1.3.3 Зависимость темпа аккреции М от величины магнитной вязкости тт
1.3.4 Эволюция потока на больших расстояниях
1.4 Астрофизический пример: аккреция на нейтронную звезду
1.4.1 Модифицированная аккреция Бонди
1.4.2 Применение эмпирических зависимостей
1.5 Основные результаты и выводы
2 Аккреция на звезду в режиме пропеллера
2.1 Введение
2.2 Физическая модель режима пропеллера
2.3 Постановка задачи
2.3.1 Математическая модель

2.3.2 Граничные и начальные условия
2.4 Результаты расчетов
2.4.1 Течение вещества в режиме пропеллера
2.4.2 Зависимость течения от угловой скорости вращения
и. и магнитного момента звезды ц
2.5 Астрофизический пример
2.6 Основные результаты и выводы
3 Движение звезды с магнитным полем через межзвездную среду
3.1 Введение
3.2 Физическая модель
3.3 Постановка задачи
3.3.1 Математическая модель
3.3.2 Граничные и начальные условия
3.4 Аккреция в случае Ra ~ Race и Л4 =
« 3.4.1 Гидродинамический случай
3.4.2 Аккреция на звезду с магнитным нолем
3.5 Режим георотатора (Ra » Race)
3.5.1 Хвосты магнитосферы при различных значениях Л4
3.5.2 Влияние магнитной вязкости на течение
3.5.3 Зависимость темпа аккреции от fjm
3.6 Наблюдательные проявления
3.6.1 Пересоединения в хвосте магнитосферы
3.6.2 Энерговыделение ударной волны
3.6.3 Астрофизический пример
3.6.4 Сравнение с магнитосферой Земли
3.6.5 Наблюдательные проявления протяженных полых
хвостов магнитосферы
3.7 Основные результаты и выводы
Заключение
Приложение А. Численный алгоритм
Литература

Введение
Диссертация посвящена исследованию процессов аккреции вещества на звезды с магнитным полем. Проблема аккреции на замагииченную звезду имеет большое значение для звездной астрофизики, так как многие типы звезд - например, белые карлики, нейтронные звезды, иротозвезды имеют сильные магнитные поля. Во многих случаях наблюдаемые светимость и переменность звезды определяются процессами взаимодействия вещества с магнитным полем звезды. В различных астрофизических системах аккреция возможна либо из аккреционного диска, либо из звездного ветра, истекающего из звезды-компаньона, либо из межзвездной среды в случае одиночных звезд. Сценарий аккреции вещества определяется соотношениями между скоростью звука в окружающем веществе и скоростью движения звезды относительно него, величиной углового момента вещества относительно звезды, а также величиной ее магнитного поля. В зависимости от этих параметров, может реализовываться случай квазисферичсской аккреции (относительная скорость движения мала по сравнению со скоростью звука, |ц*| с3, угловой момент веще-
ства мал, I « 0), цилиндрической аккреции (и* > с8,1 ~ 0), либо дисковой аккреции вещества (|и*| <§С с5, I » 0). При наличии у звезды достаточно большого углового момента может возникнуть режим пропеллера. Также может встречаться комбинация перечисленных типов течения.
Особенность рассматриваемых процессов состоит в сложности математических моделей, которые необходимо привлекать для адекватного описания исследуемых явлений. В этом случае течения замагниченной плазмы могут быть описаны нелинейной системой нестационарных урав-

звуковым, если Ra/Rb > 1/15. Важность величины у = 7/5 для аккреционного потока в дипольном магнитном поле в различных контекстах обсуждается Колдобой и другими [41].
Рис. 1.12 показывает, что наблюдаемый поток vz(z) для у = 7/5 является дозвуковым вдали от звезды и сверхзвуковым вблизи поверхности звезды. По этой причине мы обсуждаем модифицированный поток Бонди для дозвукового случая.
Магнитный радиус R, определяется приблизительно равенством газового давления pc*Jy и магнитного давления fj?/(&nR6A). Для у = 7/5 и Ra/Rb < 7 — эт0 Дает
Ra/Rb ~ [34.6//У(87ф00е^Дд)]2/5 ~ 0.079/4о5с|00/п?/

Ra * 6.1 х 10 Va^oo /щ'5 (1.28)
см. Для у = 5/3 и неограниченного Ra/Rb,
Ra/Rb = [4.6ц2/(87гр0О4д|)]2/7 « 0.092^7c^7/ti7/

Ra и 9.1 х 1010Ц%7с%1/п/7 (1.29)

Максимальный стационарный темп аккреции соответствующий максимальному значению А (= Ас), определяется "закупориванием"горла потока, где находится минимум функции д (= дт) (Бонди 1952). Это дает Ас = (д
т/frri) R, где fm есть минимум функции J(ц), который равен fm = (7 + 1)/[2(7 — 1)] при и = 1. В тех случаях, когда горло потока находится на поверхности звезды, дт = g(R,). Поэтому для 7 = 7/5, А с = Rb/{54Ra), что меньше значения (Ас > 0.278) для допустимого диапазона Ra/Rb■ В отличии от этого, для у — 5/3, Ас = R,/(8Ra) может быть намного меньше, по сравнению единицей. В общем, стационарный темп аккреции равен < (Арс„)цф, если горло потока находится на поверхности звезды. Из этого следует
тах(М) ~ raki/(-r-D-----------’ (1-30)