Численное моделирование структуры течения вещества в тесных двойных системах с холодным диском

• Автор: Кайгородов, Павел Вячеславович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 115 с. : ил.

1 Адаптация схем годуновского типа для компьютеров с массивно-параллельной архитектурой
1.1 Уравнения гравитационной газовой динамики
1.2 Схема Роу-Ошера
1.3 Параллельные вычислительные системы
1.4 Построение параллельного вычислительного кода на базе
схемы Роу-Ошера
1.4.1 Деление вдоль одной оси
1.4.2 Деление вдоль двух и трех осей
1.4.3 Синхронизация т
1.4.4 Результаты тестирования производительности
2 Исследование взаимодействия струи и холодного аккреционного диска
2.1 Процессы радиационного нагрева и охлаждения в аккреционных дисках
2.1.1 Основные уравнения
2.1.2 Оптически толстые диски
2.1.3 Оптически тонкие диски
2.2 Модель для расчета структуры течения вещества в двойных
системах с учетом неадиабатических процессов
2.3 Взаимодействие струи и диска в неадиабатической модели
3 Спиральная волна плотности «прецессионного» типа в холодном аккреционном диске
3.1 Структура течения вещества в холодном аккреционном диске
3.2 Механизм формирования «прецессионной» волны в холодном диске
3.3 Численное моделирование спиральной волны плотности «прецессионного» типа
4 Модель супервспышки в звездах типа Эи ИМа
4.1 Наблюдаемые характеристики и теоретические модели супервспышек
4.2 Свойства «прецессионной» спиральной волны плотности в системах типа БИ ИМа
4.3 Основные положения нового механизма супервспышки
Заключение
Литература

Актуальность темы
Тесные двойные системы (ТДС) характеризуются наличием обмена веществом между компонентами системы. В процессе обмена веществом в межкомпонентном пространстве формируется сложная картина течения и, в частности, образуются аккреционные диски.
Исследование газодинамики вещества в ТДС является чрезвычайно актуальной задачей, так как дает возможность провести интерпретацию имеющихся наблюдательных данных, и, следовательно, получить достоверную информацию о протекающих в этих звездах процессах. В Институте Астрономии РАН традиционно ведутся исследования газодинамики вещества в двойных звездах [21]. Использовавшиеся ранее математические модели позволили рассмотреть структуру течения в системах с относительно высокими температурами аккреционных дисков, достигающими сотен тысяч К. Однако из наблюдений известно, что в ряде двойных звезд аккреционные диски имеют значительно более низкую температуру, вплоть до 104 К. Целью данной работы является исследование структуры течения вещества в тесных двойных системах с холодными аккреционными дисками.
Исследование таких двойных звезд потребовало усложнения используемой математической модели за счет включения в систему уравнений членов, связанных с радиационным нагревом и охлаждением газа. Кроме того, газовые потоки с низкой температурой газа характеризуются большими градиентами физических величин, и, следовательно, для достижения хорошего пространственного разрешения (например, для разрешения

ю 6 Т (К)
Рис. 2.2. Решения уравнения (2.9) для дисков с преобладанием газового

давления на плоскости (Т,М) для а = 0.1 и г = А/5. Горизонтальной штриховкой показаны оптически толстые диски, а вертикальной - оптически тонкие; граница между этими областями обозначена сплошной линией. Пунктирная линия является отражением условия (2.11) для существования решения уравнения (2.9) - ниже этой линии решения отсутствуют.
области с <Ы/йТ > 0, где может развиваться тепловая неустойчивость, когда зависимость между поверхностной плотностью и температурой диска изображается Э-кривой на плоскости (£, Teff). Тепловая неустойчивость часто привлекается для объяснения вспышек карликовых новых (см., напр., [7,22]), однако видно, что это может произойти лишь для достаточно холодных дисков.
Вернемся к уравнению (2.9). Примем а = 0.1, г = А/5 и рассмотрим диски с преобладанием газового давления, где /3 — УзаТ4/рЯТ < 1. На Рис. 2.2 в плоскости (Т, М) штриховкой показана область, соответствующая всем возможным решениям для рассматриваемых дисков. Пунктирная линия соответствует условию (2.11) существования решения уравнения (2.9) - ниже этой линии решения отсутствуют. Сплошной линией показана граница между оптически толстыми и оптически тонкими решениями: