Образование истечений и аккреция на замагниченные объекты

• Автор: Торопин, Юрий Михайлович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 138 с. : ил.

Содержание
Введение
1 Образование истечений в ходе внешней аккреции на протозвёзды,
окружённые замагниченными дисками
1.1 Звёздообразование и истечения от протозвёзд: наблюдения и теория
1.1.1 Современная модель звездообразования
1.1.2 Классификация протозвёзд
и молодых звёздных объектов
1.1.3 Истечения от протозвёзд
1.1.4 Механизмы образования истечений
1.1.5 Обоснование предлагаемой модели образования
истечений в ходе звездообразования
1.2 Постановка задачи
1.2.1 Математическая постановка задачи
1.2.2 Граничные и начальные условия
1.2.3 Метод численного решения
1.3 Результаты расчётов
1.3.1 Структура течения вблизи околозвёздного диска
и временная динамика развития истечения
1.3.2 Крупномасштабная структура
формирующегося джета
1.4 Механизм ускорения и коллимации истечения
1.5 Обсуждение
1.6 Сравнение результатов расчёта со свойствами
наблюдаемых истечений от протозвёзд
1.7 Заключение
2 Аккреция Бонди на магнитный диполь
2.1 Введение
2.2 Модель
2.2.1 Система уравнений
2.2.2 Способ включения в расчёты
дипольного магнитного поля звезды
2.2.3 Граничные и начальные условия

2.2.4 Характерные безразмерные параметры и переменные
2.2.5 Численный алгоритм
2.3 Результаты расчётов
2.3.1 Аккреция с малым угловым моментом
на иеврагцающийся диполь
2.3.2 Зависимость результатов от “гравимагнитного”
параметра /3 ос М/ц2 и магнитной вязкости rjm
2.3.3 Аккреция на вращающийся диполь,
режим “пропеллера”
2.3.4 Астрофизический пример
2.4 Заключение
3 Радиационное ускорение порций вещества в аккреционных воронках около астрофизических объектов
3.1 Введение
3.2 Модель “излучения в канале”
3.2.1 Расчёт падающего излучения
3.2.2 Кинематическое уравнение
3.2.3 Учёт конечной оптической толщины сгустка
3.2.4 Начальная стадия ускорения
3.3 Различные частные случаи форм канала
3.3.1 Аналитические решения для канала постоянного радиуса
3.3.2 Класс поверхностей ограниченного роста на бесконечности
3.3.3 Класс поверхностей типа конуса
3.3.4 Замечание о поверхностях других классов
3.3.5 Результаты вычислительных экспериментов
3.3.6 О решающем влиянии коэффициента отражения г2
3.3.7 Учёт гравитационного притяжения
3.3.8 Учёт релятивистской поправки в давлении фотонов
3.4 Обсуждение
3.4.1 Существование каналов
3.4.2 Применение результатов к астрофизическим объектам
3.4.3 Недостатки модели
3.5 Заключение
Заключение
Литература

Введение
Звезда была и остаётся фундаментальным объектом исследования для астрономии. На современном этапе эволюции в нашей Галактике происходит рождение новых звёзд со скоростью 3 ... 5 М0/год. Образование звёзд является одной из базовых проблем астрофизики. Неожиданное открытие в начале 80-х годов крупномасштабных истечений вещества в областях звездообразования [150] произвело эффект взорвавшейся бомбы. Оно привело к коренному пересмотру теории образования звёзд [148]. Коллапс замагниченного фрагмента молекулярного облака теперь представляется сложным динамическим процессом, которым управляет множество физических закономерностей. Наиболее интригующей деталью процесса звездообразования выглядит генерация массивных истечений вещества, которые уносят избыток углового момента и энергии, выделяющейся при коллапсе.
Примерный сценарий образования звезды после выделения в молекулярном облаке локальной конденсации вещества, неустойчивой по отношению к гравитационному коллапсу, выглядит следующим образом (подробнее смотрите Главу 1). Происходит динамический коллапс центральной части конденсации с образованием зародышей протозвёзд и выделением компактных околозвёздных дисков. Растущая протозвезда аккумулирует вещество из окружающей оболочки и околозвёздного диска. При этом продолжается внешняя аккреция вещества коллапсирующего фрагмента облака на протозвезду и диск. На определённой стадии эволюции вещество начинает выбрасываться из окрестностей протозвезды, формируя биполярное истечение вдоль оси диска, параллельно направлению крупномасштабного реликтового магнитного поля. Истечение взаимодействует с окружающим веществом, выдувая в нём расширяющуюся биполярную оболочку. Ударные волны в истечениях наблюдаются как объекты Хербига Аро [59], оболочки, выдуваемые истечениями, — как молекулярные потоки и джеты [30].
Первоначально предполагалось, что формирование истечения начинается на относительно поздней стадии формирования протозвезды, когда большая часть вещества коллапсирующего фрагмента уже аккумулирована протозвездой и окружающим диском. В соответствии с этим для объяснения феномена образования истечений предлагались в основном т.н. “дисковые” механизмы. В них, по аналогии с механизмами формирования джетов от активных ядер галактик и квазаров, ключевую роль играет аккреционный диск с вмороженным магнитным полем. Ускорение вещества от поверхности диска может происходить как вдоль наклонных силовых линий магнитного поля за счёт “магнито-центробежного” механизма, предложенного в 1982 г.

V 1 7111 / ' ' /////1 / і
И шР
1 у/ *
і '
/ -У
У Г м/1
і / і V | ! і
і і і і
! р

ь С_:
()>- ,
О 0.5 1
Рис. 1.6: Распределение логарифма плотности Іодю(д/д0) и полоидальной скорости УІІ = (Ут,Ух) (левая верхняя панель), логарифма температуры Іодг0(Т/Т0) и поло-идального магнитного поля Нц — (Н.п II(правая верхняя панель), азимутальной скорости Уу и азимутального магнитного поля Н,р (соответственно, слева направо внизу) на продвинутой стадии расчёта в момент времени і = 3.2 <0.