Численное моделирование многомерных самогравитирующих МГД-течений

• Автор: Жилкин, Андрей Георгиевич
• Шифр специальности: 05.13.16
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Челябинск
• Количество страниц: 143 с. : ил.

Обзор численных методов решения уравнении магнитной газодинамики. Общие кинетические уравнения. Уравнепня моментов для фотонов. Уравнения для массовых величин. Упругие столкновения. Магнптогазодинамическос приближение . Уравнепие переноса. Система гипе1болпческих уравнений
2. Модификация схемы для уравнений двухкомпонентной смеси. Построение двумерного МГДкода. Уравнение Пуассона. Реализация условия iv В 0. Программный комплекс . Линейный перенос. Распад произвольного разрыва. Распространение альвеновской волны. Двумерная адвекция. Задача о сильном взрыв. Свободный коллапс. Изотермический коллапс. Коллапс замагнпченного протозвездного облака . Постановка задачи. Учет вращения. В астрофизике часто возникают задачи, в которых магнитное поле оказывает существенное влияние на ход процесса. Известно, например, что в межзвездном газе плотность магнитной энергии сравнима по порядку величины с плотностью турбулентной энергии и зачастую превышает плотность тепловой энергии . В настоящее время накоплено большое количество наблюдательных данных о магнитном поле межзвездной среды, областей звездообразования, а также непосредственно в межзвездных молекул ярпых п протозвездных облаках, глобулах Бока и молодых звездообразных объектах см.


Особенно примечательным является существенно магнитная структура молодых звездообразных объектов пулевого класса. Несмотря на предельно молодой возраст этих объектов 1 лет от начала сжатия они имеют явно залощенную вдоль магнитного поля структуру и истечения , . Наблюдения в радио и рентгеновском диапазонах молодых звездных объектов, дисков, струй и звездного ветра согласуются с данными прямых измерений. Современная теория звездообразования основана на численном моделировании газодинамики сжатия протозвездных облаков. Первые численные расчеты сферпческнспыме тричного коллапса были проведены в пионерских работах Ларсона . В его расчетах в начальный момент времени профиль плотности в облаке задавался однородным. Учитывались эффекты лучистого переноса. Апалпз результатов показал, что на начальных стадиях коллапса оптическая толщина облака мала, поэтому облако является прозрачным к собственному инфракрасному излучению. Тепло, выделяющееся в результате сжатия, эффективно переносится излучением на периферию, а решение с большой точностью остается изотермическим. В результате коллапса в центральной области выделяется непрозрачное квазиоднородное ядро, окруженное оболочкой, ирофиль плотности в которой ищителяется автомодельным соотношением р сх г2. Эти результаты были подтверждены Пелетоном и более поздними работами других авторов. В одно мерных газодинамических расчетах удалось преодолеть все фазы образования звезды от начала коллапса п вплоть до ее выхода на главную последовательность.