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