1 Трёхмерная МГД модель коллапса турбулентного протозвёздного облака Александр Дудоров, Сергей Замоздра, ЧелГУ Химическая и динамическая эволюция галактик. - презентация

1 1 Трёхмерная МГД модель коллапса турбулентного протозвёздного облака Александр Дудоров, Сергей Замоздра, ЧелГУ Химическая и динамическая эволюция галактик ЮФУ, Ростов-на-Дону, сентября 2009

2 2 Введение Химическая и динамическая эволюция галактик существенно зависит от начальной функции звёздных масс, формируемой в процессе звёздообразования Alves, Lombardi, Lada 2007

3 3 Введение Протозвёздные облака (ПЗО) – это гравитационно связанные ядра молекулярных облаков, имеющие массы порядка звёздных масс и порождающие в своих недрах одну или несколько звёзд в результате гравитационного коллапса, фрагментации и аккреции Barnard, 1908 Коллапс Фрагментация Аккреция и истечение

4 4 Рождаясь в турбулентной среде молекулярных облаков, ПЗО тоже несимметричны и турбулентны. Туманность Лебедя (линии S,H,O), D=6 пк © 2003 Russell Croman, Введение

5 5 Карта поглощения света звёзд Глобулой 2 в Угольном мешке (Lada et al. 2004) Введение L1544 и L1582A в эмиссии на двух длинах волн (Kirk et al. 2005).

6 6 Коллапс несимметричен фрагментация Введение

7 7 (Attwood et al. 2008) Массы звезд в кратной системе могут быть в разы меньше массы одиночной звезды

8 8 Введение Энергия магнитного поля E m (н-р, Crutcher, 1999) в ПЗО сравнима с тепловой E t и турбулентной E k энергиями, причём, по определению Степень ионизации мала, но R m >10

9 9 Магнитное поле приводит ко многим эффектам, н-р: перенос турбулентной энергии МГД волнами затухание турбулентности из- за диффузии магнитного поля повышение джинсовской массы фрагментов перенос углового момента фрагментов альвеновскими волнами генерация струйных истечений вблизи вращающихся фрагментов Введение (Girart et al. 2006) (Matsumoto 2007)

10 10 Методы с адаптивным разрешением Smoothed Particle Hydrodynamic Adaptive Mesh Refinement «Дойти до звезды» на однородной сетке не получится Введение

11 11 Введение МГД модели коллапса турбулентных ПЗО Price & Bate 2008 Метод SPH

12 12 Megalion – код c технологией AMR Дудоров А. Е., Жилкин А. Г., Степанов К. Е., Сытов А. Ю., Кузнецов О. А Введение

13 13 Введение Задача: адаптировать Megalion к расчёту коллапса турбулентного ПЗО

14 14 3М модель коллапса Уравнения идеальной изотермической МГД:

15 15 3М модель коллапса Начальные условия: облако и окружающая среда твердотельное вращение + случайная плоских альв. волн баланс P газ и баланс P турб Граничные условия: периодические

16 16 НУ: B 0 при x=0

17 17 НУ: B 0 при z=0

18 18 НУ: v 0 при z=0

19 19 Идентификатор etet ewew emem ekek Ранняя фрагментация 1t1w0m1k нет 2t1w0m1k10.10 нет 3t1w0m3k нет 4t1w0m3k возможна 5t1w05m1k возможна 6t1w05m1k возможна 7t1w05m3k возможна 8t1w1m1k10.1 возможна 9t1w1m2k возможна 3М модель коллапса Параметры и результаты моделей:, n min =2, n max =8 Общие: Пример:

20 20 3М модель коллапса B и r в плоскости y=0 Модель e t =0.1 e w =0.05 e m =0.3 e k =0.3 t=1.071t ff

21 21 Финалы моделей без вращения t1w0m3k3t=1.054t ff r max =357 t1w0m3k1t=1.017t ff r max =333 t1w0m1k05t=1.018t ff r max =4594 t1w0m1k1t=1.000t ff r max =1207

22 22 Финалы моделей с вращением t1w05m3k3t=1.075t ff r max =188 t1w1m1k1t=1.090t ff r max =477 t1w1m2k2t=1.093t ff r max =227 t=1.035t ff r max =538 t1w05m1k1

23 23 3М модель коллапса Проблема использования AMR при наличии турбулентности: доминируют мельчайшие ячейки Начало быстрее считается на регулярной сетке

24 24 Вывод Как использовать AMR в моделях коллапса при наличии турбулентности? Проблема Код Megalion позволяет моделировать коллапс и фрагментацию турбулентных ПЗО

25 25 Спасибо за внимание!

26 26 Дополнения

27 27 У всех моделей: начальное и эффективное число ячеек вначале плотность в облаке в 4 раза больше, чем в окружающей среде радиус облака 0.3 ось вращения направлена вдоль оси Z начальное магнитное поле вдоль оси Z однородно (B z =const) возмущения скорости вдоль оси Z вначале отсутствуют

28 28 AMR-коды для моделирования самогравитирующих МГД течений

29 29 Диссипативный масштаб турб. Минимальная длина волны Как оценить пространственное разрешение? Пусть где

30 30 Вначале для МГД хватит ячеек Диссипативные масштабы

31 31 Диссипативные масштабы

32 32 В протозвезде и ак. Диске необходимо > ячеек 8 переменных 64 бита ОЗУ > 512 ГБ Суперкомпьютеры Требования к ЭВМ