Download
1 / 23
240 likes | 493 Views
Аккреция Бонди-Хойла на звезду с магнитным полем. О.Д. Торопина, ИКИ РАН. Эволюция Нейтронных Звезд. Стадия эжектора - молодая NS теряет Е кин вследствие эмиссии релятивистских частиц и MHD ветра и замедляет вращение, R A > R L
E N D
Аккреция Бонди-Хойла на звезду смагнитным полем О.Д. Торопина, ИКИ РАН
Эволюция Нейтронных Звезд Стадия эжектора- молодая NS теряет Екин вследствие эмиссии релятивистских частиц и MHD ветра и замедляет вращение, RA > RL Стадия пропеллера- центробежная силапрепятствует аккреции, NS выбрасывает вещество, RC< RA < RL Аккретор- NS вращается достаточно медленно, происходит аккреция вещества из ISM, RA < RC , RA < RL Георотатор- быстрое движение NS сквозь ISM, RA > Rасс
Важные радиусы Альфвеновский радиус (радиус магнитосферы): rV2/2 = B2/8p дляB=1012Г, V=100 км/с, n=1 см-3RA=2 x 1011см Аккреционный радиус: Rасс = 2GM* / (cs2 + v2)~ 3.8 x 1012 M/v100 Радиус коротации: RC =(GM/W2)1/3= 7 x 108 P102/3см Радиус светового цилиндра: RL=cP/2p = 5 x 109 P см
Старые Нейтронные Звезды • Количество IONS в нашей Галактике оценивается как 108 – 109 Большинство из них невидимы (Арнетт и др. 1989; Нараян и Острайкер, 1990) • Предполагалось, что - ближайшие IONS могут быть видны по аккреции вещества ISM; - они многочисленны: ~102 – 103в окрестности 100 пк; - имеют светимость: L~1028 – 1031эрг/с. (Острайкер, Рис и Силк, 1970; Тревис и Колпи, 1991) • В результате тщательных поисков было обнаружено всего несколькообъектов-кандидатов (Тревис и другие, 2000): MS 0317.7-6647, RX J185635-3754, RX J0720.4-3125, RX J0420.0-5022, RBS 1223, RX J1605.3+3249, RX J0806.4-4132
Аккреция на неподвижную звезду • Классическое аналитическое решение Бонди (1952)
Аккреция на движущуюся звезду • ХойлиЛиттлтон (1944), Бонди (1952)
Светимость IONS • Сильная зависимость от скорости ~ v –3 • Пропорциональность плотности межзвездной среды ~ n • Темп аккреции зависит от магнитного поля и вращения • Аккреция на звезду без магнитного поля изучалась разными авторами. Расчет аккреции на замагниченную звезду впервые были выполнены в нашей группе
Влияние магнитного поля • Магнитное поле звезды усложняет проблему, поскольку магнитосфера взаимодействует с веществом ISM • Два основных случая: 1) если RA < Rасс происходит гравитационная фокусировка, вещество накапливается вокруг звезды и взаимодействует с магнитным полем (режим аккретора) 2) если RA > Rасс вещество ISM напрямую взаимодействует с магнитосферой и гравитационная фокусировка не важна (режим георотатора)
Возможная геометрия NS имеет низкую скорость, происходит аккреция вещества V< 10 km/s NS имеет высокую скорость, но слабое поле V> 30-100 km/s, B < 1012 G NS имеет высокую скорость и большое поле V> 30-100 km/s, B > 1012 G NS на стадии пропеллера, высокая w
МГД моделирование аккреции Для исследования аккреции на звезду с магнитным полем использовалась система МГД уравнений с конечной проводимостью (Ландау,Лившиц, 1960): Нерелятивистская разностная МГД схема с конечной проводимостью гибридного типа, основанная на методе локальных итераций и методе коррекции потоков. Предполагается осесимметрия, но вычисляются все трикомпонентыvиB.Используется вектор потенциал магнитного поляA, для магнитного поля B = x Aавтоматически выполняется условие • B = 0.
МГД моделирование аккреции Для исследования аккреции на звезду с магнитным полем использовалась система МГД уравнений с конечной проводимостью (Ландау,Лившиц, 1960): Безразмерные параметры:
Область моделирования Используется цилиндрическая инерциальная система координат (r,f,z). Ось z параллельна вектору v и m. Начало системы координат= центр. Радиус Бонди (RB)=1. Используется равномерная сетка (r,z) с количеством ячеек 1297 x 433
Гидродинамический случай Традиционная проверка на ГД случае: BHL аккреция дляM = 3. Показана центральная область установившегося течения в момент времениt = 7.0t0,где t0 – время пролета в-ва через область Заливкой показана плотность течения, стрелками – векторы скоростей. Расстояния измеряются в RБонди.
Гидродинамический случай Темп аккреции соответствует аналитическому с поправкой на коэфф a.
Аккреция в случае RA < Rасс Структура аккрекционного течения вокруг звезды со слабым дипольным полем, движущейся через ISM с M= 3 в момент времениt = 4.4t0. Показана центральная областьтечения. Заливкой показана плотность течения, стрелками – векторы скоростей. Расстояния измеряются в радиусах Бонди. Сплошные линии – линии магнитного поля.
Аккреция в случае RA < Rасс Структура аккрекционного течения вокруг звезды со слабым дипольным полем, движущейся через ISM с M= 3 в момент времениt = 4.4 t0. Показана центральная областьтечения. Заливкой показана плотность течения, сплошные линии – линии тока вещества.
Аккреция в случае RA < Rасс Центральная область течения вокруг звезды со слабым дипольным полем, движущейся через ISM с M= 3 в момент времениt = 4.4t0.
Аккреция в случае RA < Rасс Пунктирная линия = начальное распределение
Аккреция в случае RA < Rасс Аккреционное течение в различные моменты времени t = 0.7t0, t = 1.4t0, t = 2.0t0 and t = 2.7t0
Аккреция в случае RA < Rасс Зависимость темпа аккреции от временидля основного случая. Пунктирная линия = темп аккреции, нормированный на темп Бонди-Хойла, сплошная линия = интегрированный темп аккреции. Время нормировано на время пролета вещества через область. Фурье-анализ осцилляций Аналог флип-флоп неустойчивости в работах Руфферта по HD аккреции С увеличением поля неустойчивость исчезает
Аккреция в случае RA > Rасс Структура аккрекционного течения вокруг звезды для M= 3, момент времениt = 5t0. Показана центральная областьтечения. Заливкой = плотность течения, стрелки = векторы скоростей. Расстояния измеряются в радиусах Бонди. Сплошные линии – линии магнитного поля.
Аккреция в случае RA >> Rасс Режим георотатора, гравитационная фокусировка не важна. Структура аккрекционного течения для M= 10 и t = 5t0. Показана центральная областьтечения. Заливкой = плотность течения, стрелки = векторы скоростей.
