Аккреционные и динамические процессы в двойных системах и галактических центрах

• Автор: Иванов, Павел Борисович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2007
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 266 с. : ил.

Оглавление
1. Введение
1.1. Методы и особенности исследования
1.2. Краткий обзор диссертационного цикла работ
1.3 Результаты, выносимые на защиту
1.4 Научная новизна работы и личный вклад автора
1.5 Научная и практическая ценность работы
1.6 Апробация результатов
1.7 Структура и содержание диссертации
2. Приливное трение в конвективных звездах и планетах-гигантах
2.1 Приливное взаимодействие в системах, содержащих экзопланеты,
и других объектах
2.2 Теория возбуждения и диссипации фундаментальной моды в планете, находящейся на сильно вытянутой орбите
2.2.1 Приливное взаимодействие вращающейся конвективной планеты, находящейся на слабо связанной орбите
2.2.2 Передача энергии и углового момента в результате
многих прохождений периастра
2.3 Квазистатическое приливное трение, обусловленное /-модой
2.3.1.Орбитальная эволюция
2.3.2 Эффективные спин-орбитальные резонансы
2.4 Теория возбуждения нормальных мод во вращающихся звездах и планетах, находящихся на сильно вытянутых орбитах
2.4.1 Приведение уравнений движения к само-сопряженной форме
и их формальное решение
2.4.2 Передача энергии и углового момента
2.4.3 Отклик низкочастотных мод на приливное воздействие
2.5 Нормальные спектры и характерные времена эволюции орбит
массивных экзопланет
2.5.1 Собственные частоты и интегралы перекрытия
для фундаментальной моды
2.5.2 Спектр инерциальных колебаний и передача энергии
в состоянии псевдосинхронизации
2.5.3 Условие возникновения стохастической неустойчивости
2.5.4 Характерное время орбитальной эволюции

3 Приливное разрушение звезд сверхмассивными черными дырами
3.1 Описание проблемы и постановка задач
3.2 Упрощенная модель звезды, эволюционирующей в приливном поле
черной дыры
3.2.1 Вывод и анализ динамических уравнений
3.2.2 Численный подход 10Е
3.3 Сечения приливного разрушения и сброса массы
3.3.1 Случай воо = я/2
3.3.2 Полу-аналитическое представление полученных результатов
3.3.3 Случай ©оо ф я/2
3.4 Темп приливного разрушения в галактическом каспе, содержащем сверхмассивную двойную черную дыру
3.4.1 Модельная проблема
3.4.2 Вековая эволюция
3.4.3 Темп поставки в конус потерь 14С
3.4.4 Характерные значения темпа поставки звезд и временных масштабов
3.4.5 Астрофизические приложения
4. Теория искривленных аккреционных дисков
4.1 Система уравнений, описывающих нестационарный диск малой вязкости
4.2 Стационарный искривленный аккреционный диск малой вязкости
вокруг вращающейся черной дыры
4.3 Искривленный аккреционный диск вокруг двойной системы
5. Захват компактных звезд массивными черными дырами и формирование источников гравитационного излучения в галактических центрах и шаровых скоплениях
5.1 Захват компактных звезд сверхмассивными черными дырами
5.1.1 Формулировка проблемы
5.1.2 Темп захвата
5.1.3 Вероятность нахождения источников гравитационного излучения 19с
5.2 Приливный захват белых карликов в каспах вокруг
черных дыр промежуточной массы 19Е
5.2.1 Модель динамических приливов в белом карлике
5.2.2 Энергия и угловой момент переданный моде колебаний и звезде
5.2.3 Критерий "выживания"белых карликов
5.2.4 Максимальный темп приливного захвата
5.2.5 Темп захвата звезд, которые могут попасть
на тесные орбиты без разрушения
5.2.6 Вероятность обнаружения источников

6. Взаимодействие сверхмассивной двойной черной дыры
с аккреционным диском
6.1 Качественное описание различных стадий эволюции
6.2 Явления, возникающие в результате пробоя аккреционного диска
черной дырой
6.2.1 Физические условия в течение столкновения черной дыры и диска
6.2.2 Аналитический анализ перпендикулярных столкновений
6.2.3 Численный анализ перпендикулярных столкновений
6.3 Вековая эволюция орбиты массивной двойной за счет взаимодействия
с аккреционным диском
6.3.1 Эволюция двойной и диска
6.3.2 Самоподобное решение
7. Заключение
Литература

где z = /2ш77. В этом пределе имеем K-2(z) > K0(z) > K2(z).
Подставляя (52 - 53) в (30), получим набор углового момента после первого прохождения периастра
ALns = -Ц/>+) - £(w_)}. (61)
ZüJqq
Аналогичным .образом, подставляя (52 - 54) в (29), получим набор энергии
ДEns = 1-Щ- + i((l + -f)4k) + (1 - £-)?-{*-)). (62)
Z 4 ZU 00 ZLüqq
Уравнение (62) можно упростить, оставляя различие между ы± и си00 только в членах, зависящих от ш экспоненциально. Получим
AEns « + 1(4(ш+) + р_(„_)). (63)
Выражения (61 - 63) дают набор энергии и углового момента, связанный с некоторой (в нашем случае - фундаментальной) нормальной модой звезды. Передача энергии от моды к планете происходит в течение некоторого времени затухания моды = 7/ которое может быть много больше, чем орбитальный период. Отметим, что темп уменьшения энергии моды 7$, вообще говоря, отличен от темпа вязкой диссипации 7, введенного ранее для описания квазистатических приливов.
Выражения (61 - 63) могут быть существенно упрощены. Для невра-щающейся звезды (Пг = 0) и большого значения г) мы можем пренебречь вкладами членов с индексами (—) и (0) и получить из уравнений (56), (58), (59) (60) и (63)
АЕпя(Пг = 0) * * Гоо<Э2»?е-ЕР1 (64)
и А Ьпз « Т+2ыо1° ~ 2о‘' РазУмеется! эти выражения непосредственно следуют из общего выражения для передачи энергии для невращающей-ся звезды, полученного в работе РТ, и общего соотношения между канонической энергией и каноническим угловым моментом для нормальной