Аккреция Бонди-Хойла на звезду с магнитным полем О.Д. Торопина, ИКИ РАН

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,
RA > RL
Стадия пропеллера - центробежная сила препятствует 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
для B=1012 Г, V=100 км/с, n=1 см-3 RA =2 x 1011 см
Аккреционный радиус:
Rасс = 2GM* / (cs2 + v2) ~ 3.8 x 1012 M/v100
Радиус коротации:
RC =(GM/W2)1/3 = 7 x 108 P102/3 см
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 – 103 в окрестности  100 пк;
- имеют светимость: L~ 1028 – 1031 эрг/с.
(Острайкер, Рис и Силк, 1970; Тревис и Колпи, 1991)
►
В результате тщательных поисков было обнаружено всего
несколько объектов-кандидатов (Тревис и другие, 2000):
MS 0317.7-6647, RX J185635-3754, RX J0720.4-3125, RX J0420.05022, RBS 1223, RX J1605.3+3249, RX J0806.4-4132
Аккреция на неподвижную звезду
►
Классическое аналитическое решение Бонди (1952)
Аккреция на движущуюся звезду
►
Хойл и Литтлтон (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 три
компоненты v и B. Используется вектор потенциал магнитного поля A, для
магнитного поля B =  x A автоматически 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 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 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 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 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 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 RA < Rасс
Пунктирная линия = начальное распределение
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 RA < Rасс
Зависимость темпа аккреции от времени для основного случая.
Пунктирная линия = темп аккреции, нормированный на темп БондиХойла, 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 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 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 Kulkarni