Аккреция Бонди-Хойла Аккреция Бонди-Хойла на звезду сна звезду с магнитным магнитным

полемполем

О.Д. Торопина, ИКИ РАНО.Д. Торопина, ИКИ РАН

Эволюция Нейтронных ЗвездЭволюция Нейтронных Звезд

Стадия эжектораСтадия эжектора - молодая - молодая NS NS теряет Етеряет Е кин кин вследствие вследствие эмиссии релятивистских частиц и эмиссии релятивистских частиц и MHD MHD ветра и ветра и замедляет вращение, замедляет вращение,

RA > RL

Стадия пропеллераСтадия пропеллера - центробежная сила- центробежная сила препятствует препятствует аккреции, аккреции, NS NS выбрасывает вещество,выбрасывает вещество,

RC < RA < RL

АккреторАккретор - - NS NS вращается достаточно медленно, происходит вращается достаточно медленно, происходит аккреция вещества изаккреция вещества из ISM ISM,,

RA < RC , RA < RL

ГеоротаторГеоротатор - быстрое движение - быстрое движение NSNS сквозь сквозь ISMISM,,RA > Rасс

Важные радиусыВажные радиусы

Альфвеновский радиус (радиус магнитосферы): V2/2 = B2/8

для B=1012 Г, V=100 км/с, n=1 см-3 RA =2 x 1011 см

Аккреционный радиус: Rасс = 2GM* / (cs

2 + v2) ~ 3.8 x 1012 M/v100

Радиус коротации:RC =(GM/2)1/3 = 7 x 108 P10

2/3 см

Радиус светового цилиндра: RL=cP/25 x 109 P см

Старые Нейтронные ЗвездыСтарые Нейтронные Звезды

► Количество Количество IONSIONS в нашей Галактике оценивается как в нашей Галактике оценивается как 108 – 109 Большинство из них невидимы Большинство из них невидимы (Арнетт и др. 1989; Нараян и Острайкер, 1990) (Арнетт и др. 1989; Нараян и Острайкер, 1990)

► Предполагалось, что Предполагалось, что - ближайшие - ближайшие IONSIONS могут быть видны по аккреции вещества могут быть видны по аккреции вещества ISMISM;;- они многочисленны: - они многочисленны: ~~ 102 – 103 в окрестности в окрестности 100 пк; пк; - имеют светимость: - имеют светимость: L~ 1028 – 1031 эрг/с. эрг/с. (Острайкер, Рис и Силк, 1970; Тревис и Колпи, 1991) (Острайкер, Рис и Силк, 1970; Тревис и Колпи, 1991)

► В результате тщательных поисков было обнаружено всего В результате тщательных поисков было обнаружено всего нескольконесколько объектов-кандидатов (Тревис и другие, 2000): объектов-кандидатов (Тревис и другие, 2000):

MS 0317.7-6647MS 0317.7-6647, , RX J185635-3754RX J185635-3754, , RX J0720.4-3125RX J0720.4-3125, , RX RX

J0420.0-5022J0420.0-5022, , RBS 1223RBS 1223, , RX J1605.3+3249RX J1605.3+3249, , RX J0806.4-4132RX J0806.4-4132

Аккреция на неподвижную Аккреция на неподвижную звездузвезду

► Классическое аналитическое решение БондиКлассическое аналитическое решение Бонди (1952)(1952)

Аккреция на движущуюся Аккреция на движущуюся звездузвезду

► Хойл и Литтлтон (1944), Бонди (1952)

Светимость Светимость IONSIONS

► Сильная зависимость от скорости Сильная зависимость от скорости ~ ~ v –3

► Пропорциональность плотности межзвездной средыПропорциональность плотности межзвездной среды ~ ~ n► Темп аккреции зависит от магнитного поля и вращенияТемп аккреции зависит от магнитного поля и вращения► Аккреция на звезду без магнитного поля изучалась Аккреция на звезду без магнитного поля изучалась

разными авторами. Расчет аккреции на замагниченную разными авторами. Расчет аккреции на замагниченную звезду впервые были выполнены в нашей группезвезду впервые были выполнены в нашей группе

Влияние магнитного поляВлияние магнитного поля

► Магнитное поле звезды усложняет проблему, поскольку Магнитное поле звезды усложняет проблему, поскольку магнитосфера взаимодействует с веществом магнитосфера взаимодействует с веществом ISMISM

► Два основных случая:Два основных случая:

1) если 1) если RA < Rасс происходит гравитационная происходит гравитационная фокусировка, вещество накапливается вокруг звезды и фокусировка, вещество накапливается вокруг звезды и взаимодействует с магнитным полемвзаимодействует с магнитным полем ( (режим аккреторарежим аккретора))

2) если 2) если RA > Rасс вещество вещество ISMISM напрямую взаимодействует напрямую взаимодействует с магнитосферой и гравитационная фокусировка не с магнитосферой и гравитационная фокусировка не важна (режим георотатора)важна (режим георотатора)

Возможная геометрияВозможная 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 аккрецииМГД моделирование аккрецииДля 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 три компоненты v и B. Используется вектор потенциал магнитного поля A, для магнитного поля B = x A автоматически выполняется условие • B = 0.

МГД моделирование аккрецииМГД моделирование аккрецииДля исследования аккреции на звезду с магнитным полем использовалась система МГД уравнений с конечной проводимостью (Ландау, Лившиц, 1960):

Безразмерные параметры:

Область моделированияОбласть моделирования

Используется цилиндрическая инерциальная система координат (r,f,z). Ось z параллельна вектору v и . Начало системы координат = центр. Радиус Бонди (RB )=1. Используется равномерная сетка (r,z) с количеством ячеек 1297 x 433

Гидродинамический случайГидродинамический случай

Традиционная проверка на ГД случае: BHL аккреция для M = 3. Показана центральная область установившегося течения в момент времени t = 7.0 t0, где t0 – время пролета в-ва через область Заливкой показана плотность течения, стрелками – векторы скоростей. Расстояния измеряются в R Бонди.

Гидродинамический случайГидродинамический случай

Темп аккреции соответствует аналитическому с поправкой на коэфф .

Аккреция в случае Аккреция в случае RA < Rасс

Структура аккрекционного течения вокруг звезды со слабым дипольным полем, движущейся через ISM с M= 3 в момент времени t = 4.4 t0. Показана центральная область течения. Заливкой показана плотность течения, стрелками – векторы скоростей. Расстояния измеряются в радиусах Бонди. Сплошные линии – линии магнитного поля.

Аккреция в случае Аккреция в случае RA < Rасс

Структура аккрекционного течения вокруг звезды со слабым дипольным полем, движущейся через ISM с M= 3 в момент времени t = 4.4 t0. Показана центральная область течения. Заливкой показана плотность течения, сплошные линии – линии тока вещества.

Аккреция в случае Аккреция в случае RA < Rасс

Центральная область течения вокруг звезды со слабым дипольным полем, движущейся через ISM с M= 3 в момент времени t = 4.4 t0.

Аккреция в случае Аккреция в случае RA < Rасс

Пунктирная линия = начальное распределение

Аккреция в случае Аккреция в случае RA < Rасс

Аккреционное течение в различные моменты времени t = 0.7 t0, t = 1.4 t0, t = 2.0 t0 and t = 2.7 t0

Аккреция в случае Аккреция в случае RA < Rасс

Зависимость темпа аккреции от времени для 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 аккрецииС увеличением поля неустойчивость исчезает

Аккреция в случае Аккреция в случае RA > Rасс

Структура аккрекционного течения вокруг звезды для M= 3, момент времени t = 5 t0. Показана центральная область течения. Заливкой = плотность течения, стрелки = векторы скоростей. Расстояния измеряются в радиусах Бонди. Сплошные линии – линии магнитного поля.

Аккреция в случае Аккреция в случае RA >> Rасс

Режим георотатора, гравитационная фокусировка не важна. Структура аккрекционного течения для M= 10 и t = 5 t0. Показана центральная область течения. Заливкой = плотность течения, стрелки = векторы скоростей.

VLT observations by Kerkwijk and VLT observations by Kerkwijk and KulkarniKulkarni