Определение геометрии аккреционных колонок на поверхности магнитных белых карликов по свойствам апериодической переменности их яркости

• Автор: Семена, Андрей Николаевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 116 с. : ил.

Оглавление
1 Введение
1.1 Актуальность и цели работы
1.2 Тесные двойные системы
1.3 Аккреция
1.4 Течение вещества в тесной двойной системе
1.5 Стохастическая переменность яркости аккрецирующих двойных систем .
1.6 Модель распространяющихся возмущений
1.7 Переменность яркости на коротких масштабах
1.8 Глобальная тепловая неустойчивость в аккреционной колонке
1.9 Подавление глобальной тепловой неустойчивости
1.9.1 Циклотронные потери
1.9.2 Двухтемпературная плазма
1.10 Время остывания вещества в аккреционной колонке у поверхности БК .
2 Численное моделирование аккреционной колонки
2.1 Граничные условия на дне аккреционной колонки
2.2 Расчет остывания плазмы
2.3 Переменность светимости горячей зоны в численном моделировании
2.4 Оценка параметров плазмы
2.5 Результаты моделирования
3 Анализ спектров мощности переменных звезд
3.1 Статистические распределения значений мощности
3.2 Шум в кривых яркости исследуемых источников
4 Рентгеновские наблюдения ЕХ Нуа.
4.1 ХММ-Хе"«4,оп
4.2 КХТЕ/РСА
4.3 Спектр мощности Рентгеновской кривой блеска ЕХ Нуа
4.4 Форма аккреционного канала
4.5 Геометрия основания аккреционной шторки
5 Переменность яркости в оптических кривых блеска
5.1 Спектр мощности звезд при наблюдения наземными телескопами
5.2 Переменность оптического потока от промежуточных поляров
5.3 Геометрическое замывание высокочастотной переменности
5.4 Оптические наблюдения промежуточного поляра LS Pegasi
5.4.1 Параметры наблюдений
5.4.2 Аккреционный диск в системе LS Pegasi
5.4.3 Результаты
5.5 Оптические наблюдение ЕХ Нуа
5.5.1 Оптические наблюдения SAAO
5.5.2 SALTICAM
5.5.3 BVIT
5.5.4 SHOC
5.5.5 HIPPO
5.5.6 Результаты
5.6 Геометрия аккреционного течения по магнитосфере БК
Глава
Введение
1.1 Актуальность и цели работы
Падение (аккреция) вещества на компактные объекты является одним из наиболее эффективных способов выделения энергии. При падении вещества на нейтронные звезды и черные дыры может выделиться энергия, составляющая десятки процентов от энергии покоя падающего вещества, при падении на белые карлики - энергия лишь в несколько раз меньшая, чем выделяемая при его термоядерном сгорании. Это означает, что аккреционный поток на еще достаточно значительных расстояниях от компактного объекта сильно разогревается, достигает температур в десятки тысяч (а в некоторых случаях и миллионов) градусов и превращается в высокопроводящую плазму. Наличие магнитного поля компактного объекта может существенным образом повлиять на всю конфигурацию аккреционного течения. Высокопроводящая плазма аккреционного потока может быть остановлена магнитным полем компактного объекта и перенаправлена на его магнитные полюса. Считается, что в этом случае у магнитных полюсов компактного объекта образуется небольшая аккреционная колонка, в которой выделяется основная часть гравитационной энергии вещества. Эта аккреционная колонка фактически является ярким пятном, создающим вариации яркости потока на частотах вращения компактного объекта (эффект маяка).
Аккрецирующие магнитные компактные объекты были обнаружены в тесных двойных звездных системах и с тех пор находятся под пристальным вниманием астрофизиков. Интерес к исследованию таких объектов связан с экстремальностью значений физических параметров, при которых происходит взаимодействие вещества и магнитного поля. Так, например, аккрецирующие магнитные белые карлики имеют магнитные поля до десятков МГс, а аккрецирующее вещество может иметь температуры до миллионов градусов, что создает условия очень близкие к условиям в экспериментальных установках по управляемому термоядерному синтезу.
Несмотря на то, что само предсказание существования аккреционных колонок у магнитных аккрецирующих компактных объектов было сделано достаточно давно, их геометрия и структура до сих пор слабо изучены. Попытки определить геометрию аккре-

• На основе полученных значений потоков обновляются значения термодинамических величин в центрах ячеек;
• Для обновленных значений термодинамических величин в ячейках производится расчет потерь энергии на остывание;
• Обновляется значения температуры вещества в ячейках, плотности и импульсы не изменяются;
• Начинается следующий гидродинамический расчет и т.д.
При расчете потери энергии на остывание используется явная схема с варьируемым шагом по времени. Для этого временной шаг, за который был выполнен гидродинамический расчет, делится на несколько интервалов, внутри каждого из которых рассчитывается потеря энергии, исходя из предположения постоянства температуры. После каждого такого расчета значение температуры обновляется и производится следующий расчет потери энергии. Количество расчетов остывания определяется соотношением между полными расчетными потерями до конца текущего гидродинамического шага и текущей энергией в ячейке: временной шаг текущего расчета остывания выбирается таким образом, чтобы не превышать половину гидродинамического шага и чтобы потери за счет остывания не превысили одной десятой оставшейся в ячейке энергии
<йсоо1 - расчетное время текущего шага остывания, <й — ЬтттЛ - оставшееся время до конца шага расчета (= — Х^соыСргеигоив)), Е - текущая энергия в ячейке, с1Е/сК -
текущие расчетные потери энергии в ячейке. В результате, после проведения всех расчетов остывания до конца гидродинамического шага (минимально двух в случае низкого темпа потери энергии), ячейки решетки получают обновленные значения температуры, которые используются в последующем гидродинамическом расчете и так далее.
В качестве функции оптически тонких потерь нами использовалась как аналитическая функция Льгетвз, так и численная функция, использующая интерполяцию табличных значений зависимости темпа остывания от температуры и плотности, реализованная в епго. Таблица остывания епго взята из работы о излучательной способности горячей, оптически тонкой плазмы с солнечным обилием тяжелых элементов (Сарацин и Вайт, 1987).
Из-за того, что эффективная температура плазмы в горячей зоне аккреционной колонки более 107 К, результаты расчетов с аналитической функцией остывания за счет тормозных потерь и с табличными значениями функции остывания плазмы с учетом вклада различных элементов отличаются не сильно.
Пример распределения плотности, давления и скорости вдоль аккреционной колонки, полученных в одном из наших расчетов, реализованных для случая остывания за счет теплового излучения оптически тонкой плазмы, показан на рис.2.2. Скорость и
dtcool — ЩІП
0 ^ E(dt ^current)
-current.

ent). )