Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Физика Дисков

<< 5.1 Осесимметричная дисковая аккреция | Оглавление | 5.3 Неустойчивости аккреционных ... >>

Разделы



5.2 Неосесимметричная дисковая аккреция


5.2.1 Газодинамическое моделирование перетекания вещества в ТДС. Условия образования диска

Как мы увидели в разд. 5.1, в рамках осесимметричных моделей удается понять многие наблюдаемые проявления АД. В то же время в тесных двойных системах аккреционные диски являются принципиально неосесимметричными в силу гравитационного влияния со стороны нормальной звезды и того, что вещество попадает в АД в форме струи через внутреннюю лагранжеву точку. Если изучаются достаточно длительные промежутки времени, существенно превышающие период обращения, то, казалось бы, стандартные модели АД являются хорошим приближением. Поскольку вещество при своем движении к аккрецирующему объекту делает много оборотов, то за это время происходит перемешивание вещества по углу. Гравитационная сила нормальной компоненты при приближении к компактному объекту становится сколь угодно малой по сравнению с силой, обусловленной центральной массой.

Возникает ряд интересных вопросов: при каких условиях в ТДС возникает АД? Какая часть вещества теряется системой? Будет ли вещество аккрецировать без вязкости? Задачи такого рода являются для любителей аналитических решений практически неразрешимыми в силу нестационарности и неодномерности. И почти единственный выход -- численное моделирование.

Вещество может покидать оптическую звезду в форме звездного ветра, т.е. со всей поверхности звезды. Другой режим может возникать при заполнении нормальной звездой своей критической области Роша, когда вещество истекает в форме струи через достаточно малую окрестность внутренней точки Лагранжа. При этом если скорость газа достаточно велика, то трудно ожидать образования диска.

Из самых общих соображений ясно, что при аккреции в ТДС возможно возникновение ударных волн. Бирман [436], по-видимому, был первым, кто в рамках гидродинамического подхода рассмотрел течение газа в близкой двойной системе в режиме звездного ветра. Методом характеристик было рассмотрено только сверхзвуковое течение. Заведомо такое решение не может содержать ударных волн. В работе [437] получена коническая ударная волна за аккрецирующим объектом. Однако используемый метод конечных разностей, имеющий первый порядок точности, приводит к слишком большой численной вязкости. Кроме того, декартова сетка не позволяет правильно задать граничные условия на поверхности обеих звезд.

В работах [438-444] применялись численные схемы второго порядка на криволинейной сетке, координатные линии которой близки к изолиниям эффективного потенциала системы, состоящей из двух тел ( ), находящихся на расстоянии друг от друга и вращающихся с угловой скоростью . Одна из звезд заполняет свою критическую область Роша, а радиус другой не превышает . Эффекты, связанные с охлаждением, нагревом, вязкостью5.7 и магнитными полями, не принимались во внимание. На поверхности нормальной звезды задавались значения плотности и скорости звука .

Рис. 5.5. Характерное расположение ударных волн для различных значений : a -- ; б -- ; в -- .

Исследованию течений при различных посвящены работы [439,442] для . Если скорость звука мала ( ), то вокруг компактного объекта возникает диск с двумя спиральными ударными волнами5.8(рис. 5.5, а). Максимальное число Маха не превышает . В случае происходит перестройка течения: диск становится менее выраженным, при этом остается только одна спиральная ударная волна (рис. 5.5, б). При значениях , лежащих в области , возникает коническая ударная волна (рис. 5.5, в), внутри конуса течение становится существенно дозвуковым. При дальнейшем увеличении скорости звука ( ) образуется ярко выраженный режим звездного ветра. С ростом скорости звука на поверхности звезды-донора угол между ударными волнами становится меньше. Проходя через коническую ударную волну, скорость газа сильно уменьшается и часть его аккрецирует на компактный объект. Большая часть вещества из системы уходит. Похожие результаты получены в работе [445].

Таким образом, тип аккрецирующего течения (истечение с образованием диска или в форме звездного ветра с возникновением конической ударной волны) в системе с заполнившей свою полость Роша звездой-донором определяется значением параметра . Типичной для рассматриваемых систем является оценка см/с, что соответствует температуре К. В отсутствие звездной короны температура истекающего из звезды вещества много меньше K. Следовательно, наиболее вероятен режим истечения через внутреннюю точку Лагранжа с образованием аккреционного диска вокруг компактного объекта. При перетекании вещества через внутреннюю точку Лагранжа велик удельный угловой момент вещества, что приводит к образованию диска. В случае звездного ветра удельный угловой момент достаточно мал и диск не образуется [144].


5.2.2 Автомодельные ударные волны

Предположение о том, что в газовых дисках, вращающихся вокруг компактных объектов, могут возникать спиральные ударные волны, высказывалось неоднократно [446,447]. Притягательность их изучения связана с тем, что спиральные ударные волны могут переносить угловой момент из внутренних областей диска во внешние. В тонких аккреционных дисках () течение является сверхзвуковым, что допускает возможность возникновения ударных волн. Причинами возникновения ударных волн могут являться вторая компонента в системе либо асимметричная магнитосфера вокруг компактного объекта [448]. Благодаря диссипативным процессам на фронте волны вещество может по спирали падать на центр.

Рассмотрим стационарное течение, содержащее две и более спиралевидные ударные волны, в рамках автомодельного подхода [449]. Запишем стационарные уравнения газодинамики в следующей форме:

  (5.2.41)
  (5.2.42)
  (5.2.43)

Будем полагать, что полутолщина может зависеть только от радиальной координаты. В частности, изучим два случая:
(5.2.1)


(5.2.2)

Первый случай соответствует строго двумерному течению в плоскости диска. Во-втором принимается, что газ находится в гидростатическом равновесии в -направлении [ср. с (5.1.11)]. В (5.2.5) величина -- хаpактеpная температура на расстоянии , . Уравнение для энтропии с учетом излучения с поверхности диска запишем в форме
(5.2.3)

где -- температура поверхности диска, -- постоянная Стефана-Больцмана. Выражение для энтропии в случае идеального газа имеет вид
(5.2.4)

В случае термодинамического равновесия для большой оптической толщины можно принять [450]
(5.2.5)

Считаем, что непрозрачность и хаpактеpная плотность являются функциями только радиальной координаты. Азимутальную скорость представим в виде
(5.2.6)

Пользуемся безразмерными величинами, которые пометим сверху значком `` '':
(5.2.7)

где -- некоторый характерный радиус, -- произвольный масштаб плотности. Введем новые "спиральные" координаты [449]:
  (5.2.51)
  (5.2.52)

функция будет определена ниже, но ясно, что случай const определяет спираль. Считаем, что непрозрачность является функцией только радиальной координаты
(5.2.8)

С учетом (5.2.9)-(5.2.12) уравнения (5.2.1)-(5.2.3) примут вид
  (5.2.54)
  (5.2.55)
  (5.2.56)

Решения ищем в автомодельном виде , . Величины определяются из условия независимости уравнений от переменной . Для этого необходимо положить
(5.2.9)

Рис. 5.6. К вопросу об автомодельной аккреции.

где , , , -- постоянные. Если есть угол между касательной к спирали ( const) и радиальным направлением (рис. 5.6), то

(5.2.10)

Нетрудно заметить, что случай const соответствует логарифмической спирали. Показатель равен нулю для диска постоянной толщины (5.2.4). В случае закона (5.2.5) и для температуры справедливо . Если выбрать в качестве характерного значения температуру при , то
(5.2.11)

Как видим, параметр есть изотермическая скорость звука в единицах кеплеровской скорости или обратное число Маха. С учетом (5.2.17) уравнения (5.2.14)-(5.2.16) принимают вид обыкновенных дифференциальных уравнений относительно :
(5.2.12)


(5.2.13)


(5.2.14)

здесь . Определим величину . Проинтегрируем (5.2.22), в результате получим
(5.2.15)

Первое слагаемое в (5.2.23) равно нулю. Второй член определяет темп аккреции, который отличен от нуля в случае наличия ударных волн. Следовательно,
(5.2.16)

Итак, в случае const , а для . С учетом (5.2.24) уравнение непрерывности (5.2.22) можно переписать в виде
(5.2.17)

Для сохранения автомодельности уравнения (5.2.6) с учетом (5.2.7), (5.2.8), (5.2.13) необходимо положить , тогда закон изменения энергии принимает вид
(5.2.18)

где
(5.2.19)

Здесь .

Систему уравнений (5.2.20 5.2.22), (5.2.26) относительно неизвестных , , , необходимо дополнить граничными условиями. Рассмотрим одинаковых ударных волн, разделенных фиксированным углом , тогда решения должны быть периодичны с периодом . Запишем выражения для нормальной и касательной к линии компонент скорости (рис. 5.6)

(5.2.20)


(5.2.21)

Таким образом, нормальная компонента потока вещества пропорциональна величине . При переходе через фронт ударной волны должны быть непрерывны нормальная компонента потока вещества, тангенциальная компонента скорости, поток импульса, поток энергии [327]. В используемых нами обозначениях эти условия можно записать в следующей форме:
  (5.2.70)
  (5.2.71)


(5.2.72)
(5.2.73)

Здесь через обозначена разность значений величины по разные стороны фронта ударной волны. Условие (5.2.30) в силу (5.2.25) удовлетворяется автоматически. Условия (5.2.31), (5.2.32) и (5.2.33) определяют только три постоянные интегрирования. Для получения четвертого условия сведем систему (5.2.20, 5.2.21, 5.2.25, 5.2.26) к уравнению
(5.2.22)

где , -- безразмерная адиабатическая скорость звука. Уравнение (5.2.34) при выполнении [или с учетом (5.2.29) ] имеет сингулярность, которая соответствует наличию звуковой точки при . Равенство нулю правой части (5.2.34) в звуковой точке дает четвертое условие
(5.2.23)

Условия (5.2.31)-(5.2.33), (5.2.35) определяют постоянные интегрирования уравнений (5.2.20), (5.2.21), (5.2.25), (5.2.26).

В предельном случае большого числа ударных волн можно решить задачу аналитически [449]. Рассмотрим только адиабатическое течение [ в (5.2.26)]. Если исходить из малости параметра и предположения о том, что функции являются линейными между ударными волнами, то можно записать соотношение между и углом спирали [449]:

(5.2.24)

Рис. 5.7. Зависимость угла от для разного числа ударных волн [символ "" соответствует аналитическому решению (5.2.36)]. Тонкие линии относятся к модели диска с постоянной толщиной, жирные линии -- к модели диска с (5.2.5).

Численный подход к решению сформулированной выше задачи позволяет рассматривать произвольное число ударных волн, в том числе с учетом радиационных потерь. Результаты такого рода расчетов приведены на рис. 5.7. Включение радиационных потерь позволяет оценить эффективный -параметр, фигурирующий в "вязких осесимметричных моделях" (см. разд. 5.1). Если определить средний радиальный поток

(5.2.25)

и темп аккреции
(5.2.26)

то, сравнивая с результатом, вытекающим из стандартной модели АД
(5.2.27)

получим
(5.2.28)

Рис. 5.8. Зависимость от угла для двух ударных волн.

На рис. 5.8 показан коэффициент как функция угла . В случае двух ударных волн () имеется максимум при и .


5.2.3 Спиральные ударные волны в ТДС. Газодинамическое моделирование

В п. 5.2.1 уже упоминались некоторые результаты численного газодинамического моделирования перетекания вещества в тесной двойной системе. Обсудим здесь подробнее проблему спиральных ударных волн в газовом диске, инициированных гравитационным потенциалом спутника -- нормальной звездой.

Прежде всего, в работах [438,439] было показано, что:

  1. газ теряется нормальной звездой через окрестность точки в форме сверхзвуковой струи (см. рис. 1.2);

  2. основная часть вещества вращается вокруг компактного объекта в форме аккреционного кольца/диска;

  3. в результате приливного взаимодействия образуется две или три спиралевидные ударные волны (УВ);

  4. газ нагревается в УВ, теряет свой угловой момент относительно аккрецирующей звезды. Количество углового момента, теряемого в УВ, больше, чем из-за численной (схемной) вязкости;

  5. система может терять значительную часть вещества через точку ;

    Рис. 5.9. Характерное поведение величин и по результатам экспериментов.

  6. величина темпа потери вещества оптической звездой может достаточно сильно осциллировать, в то время как темп аккреции является более гладкой функцией (рис. 5.9);

  7. отношение сильно зависит от параметров системы и составляет -90%.

Причиной возникновения ударных волн является вторая компонента, т.е. генератор находится на периферии АД, тем самым возникает вопрос о том, как близко к аккрецирующему объекту могут простираться УВ. Для решения этой проблемы была проведена серия экспериментов [440], в которых размер компактного объекта равнялся . Поскольку для тесных двойных с периодом от нескольких часов до дней величина составляет см, то см, что соответствует радиусу белого карлика. Если компактным объектом является нейтронная звезда с магнитным полем Гс, то диск разрушается на расстоянии см [451]. Расчеты убедительно продемонстрировали, что ударные волны простираются вплоть до .

Обсудим влияние численной вязкости. Используемые численные схемы для решения уравнений газодинамики имеют II порядок точности и дают схемное число Рейнольдса ( -- размер ячейки). Вблизи компактного объекта . Таким образом, угловой момент отводится наружу и газ падает на центр даже в случае осесимметричного потенциала (без ударных волн). Эффект численной вязкости можно снизить, уменьшая величину . Для ответа на вопрос: какая часть углового момента теряется в УВ, был поставлен эксперимент [438], в котором в момент времени (диск находится в состоянии квазистационара) каждая пространственная ячейка в радиальном направлении делилась пополам и расчет продолжался до . В целом глобальная структура течения не изменялась, а усредненная величина уменьшалась от до . Таким образом, по оценкам авторов около 60 70 % общих потерь углового момента связаны с ударными волнами.

Рис. 5.10. Зависимость от по результатам экспериментов [443].

Процесс аккреции удобно характеризовать временем аккреции ( -- масса диска). На рис. 5.10 показана экспериментальная зависимость величины от отношения масс компонент [443]. Горизонтальная линия соответствует осесимметричной модели (), в которой аккреция полностью обусловлена численной вязкостью. В рамках вязкой стандартной модели АД величина (п. 5.1.1). Для вязкости имеем

(5.2.29)

где -- число Маха. Принимая для внешних областей и обращаясь к рис. 5.10, для получим .

В перечисленных выше работах в расчеты не включались радиационные потери, что приводило к высокой температуре, близкой к вириальной. Учет процессов охлаждения должен, с одной стороны, увеличить характерное число Маха. С другой стороны, в рамках автомодельного подхода (п. 5.2.2) с уменьшением температуры уменьшается амплитуда ударных волн. Выяснение роли этих факторов еще требует анализа.

Обсудим результаты, вытекающие из описанного выше газодинамического моделирования, в сравнении с автомодельными решениями (п. 5.2.2). Из рис. 5.7 видно, что стационарные автомодельные решения, содержащие две спиральные УВ в диске постоянной толщины, невозможны для . Численное моделирование при приводит к сильно осциллирующим течениям (см. рис. 5.9), т.е. стационарные решения также не получаются. При осцилляции малы (рис. 5.9), и непосредственное сопоставление угла спирали автомодельной волны с экспериментальными результатами дает удовлетворительное согласие. Сравнению результатов численного моделирования ударных волн, автомодельных решений и стандартной теории дисковой аккреции посвящена работа [444]. Зависимость угла закрутки УВ от показателя адиабаты5.9 показана на рис. 5.11. Измерения относятся к внутренней зоне АД, где влияние второй компоненты минимально. В области имеется хорошее согласие. В численных экспериментах при две стационарные ударные волны не появлялись, автомодельный подход также запрещает их существование при (см. рис. 5.7, 5.11). В области возможны стационарные решения с числом УВ больше двух. На рис. 5.12 показаны радиальные зависимости числа Маха ударной волны . Наблюдается существенное различие по сравнению с автомодельными решениями во внешней области АД, которое уменьшается при приближении к центру. Такое поведение, по-видимому, вызвано тем, что приливное взаимодействие при построении автомодельных решений не учитывалось.

Рис. 5.11. Зависимости угла от . Сплошная линия -- автомодельное решение для двух УВ (), пунктирная линия -- для (см. рис. 5.7). Кружком показаны результаты по данным численных экспериментов, приходящих к стационарному состоянию, а звездочкой -- для моделей далеких от стационарного состояния [444].

Рис. 5.12. Зависимость числа Маха ударной волны от радиальной координаты. Линиями показаны автомодельные решения.

Удивительным, на первый взгляд, аспектом вышеописанных результатов является возможность аккреции без радиационных потерь. В противоположность этому в рамках стандартной дисковой аккреции вся диссипирующая энергия высвечивается. В связи с этим рассмотрим автомодельные волны с радиацией (п. 5.2.2). Зависимость температуры от темпа аккреции в случае гидростатического равновесия в -направлении показана на рис. 5.13. Здесь безразмерный темп аккреции определен следующим образом

Рис. 5.13. Зависимость безразмерной температуры от темпа аккреции для дисков с автомодельными ударными волнами для различных показателей адиабаты. Сплошная линия -- с учетом радиационных потерь, пунктирная -- адиабатическая аккреция.


(5.2.30)

где -- постоянная излучения, -- средняя молярная масса, -- непрозрачность. Существует критическое значение величины . При температура достигает конечной величины, в то время как темп аккреции не ограничен. В случае высокого темпа аккреции течение становится настолько оптически непрозрачным, что радиационные потери не играют роли, и решения асимптотически стремятся к адиабатическим решениям (горизонтальная пунктирная линия). Следуя [444], покажем, что -моделям присуще аналогичное поведение.

Уравнение (5.1.17), выражающее баланс энергии, запишем для стационарного случая в виде

(5.2.31)

С помощью соотношений , исключим из (5.2.43)
(5.2.32)

Если предположить , то возможны автомодельные решения с , , . Для идеального газа, принимая во внимание (5.1.15), запишем уравнение для величины :
(5.2.33)

где -- отношение температуры диска к вириальной температуре. С учетом (5.2.42) соотношение (5.2.45) можно переписать в виде
(5.2.34)

Зависимости аналогичны случаю с ударными волнами -- ниже критической величины температура диска стремится к своему асимптотическому значению. В предельном случае адиабатической аккреции ( ) из (5.2.45) имеем
(5.2.35)

Из (5.2.47) следует, что адиабатическая аккреция возможна только для . Для значений , близких к единице температура диска мала . Как видим, существует максимальное значение показателя адиабаты, ниже которого аккреция может идти с произвольным темпом. В случае имеется максимально возможный темп аккреции. Значение определяется выбором модели АД. Заметим, что и для сферической аккреции существует критическое значение величины и [452]. Последнее связано с тем, что гравитационное поле в обоих случаях одинаковое.

Совершенно очевидно, что обсуждаемые здесь ударные волны весьма сходны с рассматриваемыми в теории спиральной структуры галактик. Рассмотрим (возможно слабый) источник неосесимметричных возмущений во внешней области диска. Им может являться не только вторая компонента, но и, например, какая-либо неустойчивость. Такое возмущение распространяется по диску, принимая спиральную форму благодаря дифференциальности вращения. Волны в такой ситуации переносят угловой момент, взаимодействуя с веществом диска. Эта проблема широко обсуждалась в приложении к галактикам [453,454,455].

В заключение отметим, что выбор механизма отвода углового момента (турбулентная вязкость или спиральные ударные волны) из АД на основе наблюдений в принципе возможен. Наибольшие различия должны возникать в ультрафиолетовой части спектра, однако могут быть обнаружены только достаточно сильные ударные волны [456].



<< 5.1 Осесимметричная дисковая аккреция | Оглавление | 5.3 Неустойчивости аккреционных ... >>

Публикации с ключевыми словами: аккреционный диск - диск, галактический - гидродинамика - спиральная структура
Публикации со словами: аккреционный диск - диск, галактический - гидродинамика - спиральная структура
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [2]
Оценка: 2.9 [голосов: 76]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования