Ускорение и коллимация плазмы в трансзвуковых астрофизических МГД течениях

• Автор: Боговалов, Сергей Владимирович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 235 с. : ил.

Содержание
Введение
1 Некоторые проблемы астрофизических МГД течений
1.1 Ускорение плазмы радиопульсарами
1.1.1 Ускорение заряженных частиц в магнитосфере пульсаров
1.1.2 Модель Рудермана и Сазерлэнда
1.1.3 Модель Аронса
1.1.4 Альтернативные модели
1.1.5 Возможные механизмы ускорения релятивистской плазмы пульсарами
1.2 Коллимированные плазменные течения в астрофизике
1.2.1 Наблюдения и модели
1.2.2 Механизм магнитной коллимации плазмы
2 Уравнения стационарного осесимметричного МГД течения идеальной плазмы
2.1 Условия применимости уравнений одножидкостной МГД для
нерелятивистской плазмы
2.2 Условия применимости уравнений одножидкостной МГД для
холодной бесстолкновительной релятивистской плазмы
2.3 Модель осесимметричного ротатора в астрофизике
2.4 Общие уравнения и соотношения для стационарного осесимметричного течения
2.4.1 Связь между электрическим и магнитным поЛем
2.4.2 Соотношение между плотностью потока плазмы и по-
лоидальным магнитным полем
2.5 Уравнения стационарных осесимметричных течений
2.5.1 Динамика нерелятивистской плазмы в заданном по-
лоиДальном поле
2.5.2 Нерелятивистское уравнение Грэда-Шафранова
2.5.3 Уравнения стационарного осесимметричного течения
релятивистской плазмы

Граничные условия и критические поверхности в стационарных осесимметричных МГД течениях
3.1 Классические критические поверхности в трансзвуковых течениях
3.1.1 Нерелятивистское течение
3.1.2 Релятивистские течения
3.2 Проблема решения стационарных уравнений трансзвуковой
динамики замагниченной плазмы
3.2.1 Решение Сакураи
3.3 Принцип причинности и граничные условия
3.3.1 Число независимых граничных условий
3.3.2 Граничные условия для звездных ветров
3.3.3 Граничные условия для пульсаров
3.4 Гидродинамический ветер
3.5 Критические поверхности
3.5.1 Связь критических поверхностей с характеристиками
3.5.2 Селаратрисные (предельные) характеристики
3.5.3 Физический смысл сепаратрисных характеристик
3.5.4 Возможные методы решения стационарных задач трансзвуковой магнитной гидродинамики
Формирование струй (джетов) при эжекции плазмы осесимметричным ротатором
4.1 Течения замагниченной плазмы на больших расстояниях от
источника
4.2 Основные уравнения
4.3 Магнитное поле в сверхзвуковой области на больших расстояниях
4.3.1 Модель осесимметричного ротатора с полем ” магнитного монополя”
4.4 Электрические токи в МГД ветрах
4.5 Структура магнитосферы на больших расстояниях
4.6 Генерация и замыкание полоидальных электрических токов
в осесимметричных МГД ветрах
4.7 Сравнение с автомодельными решениями
4.8 Количественные оценки
Ускорение и коллимация холодной плазмы в магнитосфере осесимметричного ротатора
5.1 Течение плазмы в магнитосфере медленно вращающейся звезды
5.1.1 У равнения стационарного течения плазмы в поле медленно вращающегося магнитного монополя
5.1.2 Обсуждение результатов

5.2 Стационарное течение плазмы в ближней зоне
5.3 Метод решения стационарной задачи на больших расстояниях
5.3.1 МГД интегралы
5.3.2 Уравнение Грэда-Шафранова в координатах ('0,т/)
5.3.3 Система уравнений в криволинейных координатах
5.4 Основные результаты численного решения задачи в ближней зоне для 0,{ф) = О о
5.4.1 Структура течения в полоидальной плоскости
5.4.2 Эффективность ускорения нерелятивистской плазмы
в магнитосфере осесиметричного ротатора
5.5 Течение холодной нерелятивистской плазмы в дальней зоне
5.5.1 Ветер холодной плазмы на больших расстояниях при однородном вращении звезды
5.5.2 Структура холодных струй
5.6 Электрические токи в магнитосфере осесимметричного ро татора
5.6.1 Связь между численным решением и асимптотикой
5.7 Дифференциальное вращение звезды П = С1(ф)
6 Ускорение и коллимация холодной релятивистской плазмы170
6.1 Уравнения стационарного течения релятивистской холодной плазмы
6.2 Течение релятивистской плазмы в поле магнитного монополя
6.3 Численное решение задачи
6.3.1 Метод численного решения задачи в ближней зоне
6.3.2 Решение задачи в дальней зоне
6.3.3 Основные результаты моделирования в ближней зоне
6.3.4 Магнитная коллимация релятивистской плазмы
7 Коллимация ’’горячей” плазмы
7.1 Постановка задачи
7.2 Стационарный Паркеровский ветер
7.3 Эволюция течения во времени
7.3.1 Постановка граничных условий на внутренней границе
7.4 Стационарное течение плазмы на больших расстояниях
7.4.1 Интегралы движения
7.4.2 Уравнение Грэда-Шафранова в координатах
7.4.3 Метод решения
7.5 Результаты решения стационарной задачи для солнечного ветра
7.5.1 Солнечный ветер с однородными характеристиками
7.5.2 Солнечный ветер на больших расстояниях с учетом широтной зависимости его характеристик

Рисунок 1.7: Возникновение областей с незаэкранированным продольным электрическим полем вблизи нулевой линии, где плотность электрического заряда равна нулю.
увеличить эту разность потенциалов. Этого можно добиться, если подавить до определенного предела рождение электрон - позитронной плазмы и увеличить пробег изгибных фотонов до их конверсии в пары. Согласно формуле (1.16), пробег изгибных фотонов увеличивается, если увеличивается кривизна силовых линий магнитного поля и уменьшается само поле. Поэтому, разность потенциалов можно увеличить, если область ускорения находится не вблизи поверхности нейтронной звезды, как в моделях Рудермана и Сазерлэнда и Аронса, а на достаточно далеком расстоянии от нее. Такие области в магнитосфере пульсаров действительно существуют при определенных условиях. На рис. (1.7) изображена структура магнитосферы с магнитным полем близким к полю диполя. Плотность электрического заряда в такой магнитосфере меняет знак вдоль так называемой нулевой линии, где плотность заряда Гольдрайха - Джулиана меняет знак. Для дипольного поля эта линия является прямой. Предположим, что вдоль силовых линий происходит свободное истечение положительных зарядов. Они заполнят ту часть магнитосферы, которая несет положительную плотность заряда. В область с отрицательной плотностью заряда эта однозарядная плазма двигаться не будет. Далее возникнет вакуумная область с электрическим полем направленным частично вдоль силовых линий магнитного поля. Согласно работе [55], разность потенциала вдоль силовых линий в этой вакуумной области может достигать величины порядкаЮ14 — 1015 В для таких быстровращающихся пульсаров как Краб и Вела. Эта теория была развита до уровня объяснения не только потоков гамма-излучения от этих двух пульсаров, но и их спектров [56].