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 Стадия пропеллера - центробежная сила препятствует аккреции, NS выбрасывает вещество, R C < R A < R L Аккретор - NS вращается достаточно медленно, происходит аккреция вещества из ISM, R A < R C, R A < R L Георотатор - быстрое движение NS сквозь ISM, R A > R асс

Важные радиусы Альфвеновский радиус (радиус магнитосферы): V 2 /2 = B 2 /8 для B=10 12 Г, V=100 км/с, n=1 см -3 R A =2 x см Аккреционный радиус: R асс = 2GM * / (c s 2 + v 2 ) ~ 3.8 x M/v 100 Радиус коротации: R C =(GM/ 2 ) 1/3 = 7 x 10 8 P 10 2/3 см Радиус светового цилиндра: R L =cP/2 5 x 10 9 P см

Старые Нейтронные Звезды Количество IONS в нашей Галактике оценивается как Большинство из них невидимы Количество IONS в нашей Галактике оценивается как 10 8 – 10 9 Большинство из них невидимы (Арнетт и др. 1989; Нараян и Острайкер, 1990) Предполагалось, что Предполагалось, что - ближайшие IONS могут быть видны по аккреции вещества ISM; - они многочисленны: ~ в окрестности пк; - они многочисленны: ~ 10 2 – 10 3 в окрестности 100 пк; - имеют светимость: эрг/с. - имеют светимость: L~ – 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): В результате тщательных поисков было обнаружено всего несколько объектов-кандидатов (Тревис и другие, 2000): MS , RX J , RX J , RX J , RBS 1223, RX J , RX J MS , RX J , RX J , RX J , RBS 1223, RX J , RX J

Аккреция на неподвижную звезду Классическое аналитическое решение Бонди (1952) Классическое аналитическое решение Бонди (1952)

Аккреция на движущуюся звезду Хойл и Литтлтон (1944), Бонди (1952)

Светимость IONS Сильная зависимость от скорости ~ Сильная зависимость от скорости ~ v –3 Пропорциональность плотности межзвездной среды ~ Пропорциональность плотности межзвездной среды ~ n Темп аккреции зависит от магнитного поля и вращения 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 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 Магнитное поле звезды усложняет проблему, поскольку магнитосфера взаимодействует с веществом ISM Два основных случая: Два основных случая: 1) если происходит гравитационная фокусировка, вещество накапливается вокруг звезды и взаимодействует с магнитным полем (режим аккретора) 1) если R A < R асс происходит гравитационная фокусировка, вещество накапливается вокруг звезды и взаимодействует с магнитным полем (режим аккретора) 2) если вещество ISM напрямую взаимодействует с магнитосферой и гравитационная фокусировка не важна (режим георотатора) 2) если R A > R асс 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> km/s, B < G NS имеет высокую скорость и большое поле V> km/s, B > 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. Начало системы координат = центр. Радиус Бонди (R B )=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 t 0, 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.

Аккреция в случае Аккреция в случае R A < R асс Структура аккрекционного течения вокруг звезды со слабым дипольным полем, движущейся через ISM с M= 3 в момент времени t = 4.4 t 0. 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 R A < R асс Структура аккрекционного течения вокруг звезды со слабым дипольным полем, движущейся через ISM с M= 3 в момент времени t = 4.4 t 0. Показана центральная область течения. Заливкой показана плотность течения, сплошные линии – линии тока вещества.

Аккреция в случае Аккреция в случае R A < R асс 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 R A < R асс Пунктирная линия = начальное распределение

Аккреция в случае Аккреция в случае R A < R асс 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 R A < R асс 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 аккреции С увеличением поля неустойчивость исчезает

Аккреция в случае Аккреция в случае R A > R асс 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 R A >> R асс 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