Рекомендуемая категория для самостоятельной подготовки:
Дипломная работа*
| Код |
563306 |
| Дата создания |
2020 |
| Страниц |
59
|
Мы сможем обработать ваш заказ (!) 18 ноября в 12:00 [мск] Файлы будут доступны для скачивания только после обработки заказа.
|
Содержание
Содержание
Введение 5
1 Рентгеновские пульсары 10
1.1 Влияние магнитного поля на аккрецию . . . . . . . . . . 10
1.2 Свидетельства наличия магнитного поля у НЗ . . . . . . 11
1.3 Примеры кривых блеска . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.4 Возможное теоретическое объяснение кривых блеска . . 17
2 Дисковая аккреция 19
2.1 Основные уравнения и природа вязкости . . . . . . . . . 19
2.1.1 Механические законы сохранения . . . . . . . . . . 19
2.1.2 Уравнение вязкой диффузии . . . . . . . . . . . . 20
2.1.3 -параметризация вязкости . . . . . . . . . . . . . 21
2.2 Нестабильная дисковая аккреция . . . . . . . . . . . . . . 22
2.2.1 S-кривые . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.2.4 Переменный ? 30
3 Аккреционные диски вокруг НЗ с сильными магнитны- ми полями 32
3.1 Темп аккреции на внешней границе диска . . . . . . . . . 32
3.2 Внутренний радиус диска . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
. . . . . . . . . . . .
3.3.2 Модифицированное условие на ?in 36
4 Численная модель дисковой аккреции 38
4.1 Метод движущейся адаптивной сетки . . . . . . . . . . . 39
4.1.1 Квази-Лагранжев подход . . . . . . . . . . . . . . . 39
4.1.2 Уравнение движущейся сетки . . . . . . . . . . . . 40
4.1.3 Дискретизация уравнений . . . . . . . . . . . . . . 42
4.2 Пример адаптации сетки . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
5 Результаты моделирования вспышек 44
5.1 Малый темп аккреции . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
5.2 Высокий темп аккреции . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
5.3 Влияние внешней границы . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
5.4 Суммарные наблюдения и корреляции . . . . . . . . . . . 51
Заключение 53
Приложения 56
A Полные уравнения вязкой гидродинамики . . . . . . . . . 56
B Альтернативное уравнение на адаптивную сетку . . . . . 56
Литература 58
Введение
Введение
Нейтронные звезды (НЗ) – это компактные релятивистские объ- екты с радиусами около 10 км и характерными массами около 1.5 масс Солнца, которые появляются в финале эволюции достаточно массив- ных звезд, и которые удерживаются от гравитационного коллапса дав- лением вырожденных барионов. Кроме того, это объекты с уникальны- ми свойствами, недостижимыми в земных лабораториях. В таблице 1 приведены характерные значения физических характеристик НЗ. При характерных массе и радиусе, плотности вещества в недрах НЗ дости- гают значений, которые по порядку величины сравнимы с плотностью ядерного вещества (Lattimer & Prakash, 2004). При таких больших плот- ностях вступают в силу сложные квантовые эффекты, и необходимо использовать специальные уравнения состояния (Lattimer, 2012), кото- рые до конца не известны. Также, ввиду компактности НЗ, становят- ся существенными эффекты общей теории относительности, которые оказывается необходимо учитывать при теоретическом моделировании наблюдательных данных (Haensel, Potekhin & Yakovlev, 2007).
Радиус 10 ? 15 к1м4 3
Ускорение силы тяжести 2.0 ? 10
г/см см/с
шей Галактике существует около 10 НЗ. Большинство НЗ изолирован-
НЗ - достаточно многочисленные объекты, ожидается, что в на-
ные. Часть из них вращается достаточно быстро и известна как радио- пульсары. Сейчас открыто около 2000 радиопульсаров. В основном – это объекты в нашей Галактике, но известны и радиопульсары в сосед- них галактиках. Приблизительно НЗ – компоненты двойных систем. Это могут быть экзотические системы, состоящие из двух компактных объектов, но подавляющее большинство в качестве звезды-компаньона имеет нормальную звезду.
Одна из характерных особенностей НЗ – это ее магнитное поле, напряженность которого на поверхности компактного объекта может
Гс (Harding & Lai, 2006). Такая большая напряженность магнитного поля может быть объяснена в рамках теории формирования НЗ и эволю- ции массивных звезд (Reisenegger, 2001; Usov, 1992). Массивные звезды зачастую обладают значительным собственным магнитным полем от
нескольких Гс до нескольких десятков кГс. На поздних стадиях эво- люции в процессе сжатия ядра, из которого образуется компактный объект, поток магнитного поля в какой-то мере должен сохраняться. Сжатие объекта при сохранении общего потока, означает усиление маг- нитного поля. Исследованию связи между магнитными полями НЗ, бе- лых карликов и их звезд-прародителей посвящены работы (Ferrario & Wickramasinghe, 2005, 2008).
Помимо теоретических обоснований существуют и наблюдатель-
шение период вращения P - производная периода P для радиопуль-
ные свидетельства сильных магнитных полей НЗ: наблюдаемое соотно-
саров, которое теоретически определяется магнитным моментом НЗ (Manchester, 2004), а также наблюдение циклотронных линий в спек- трах НЗ (Staubert, Trumper и др., 2019).
Будучи компонентом тесной двойной системы, НЗ может захваты- вать и поглощать вещество со своего компаньона. Этот процесс называ- ется аккрецией. Гравитационная энергия падающего потока переходит
в кинетическую энергию, затем по достижении материей поверхности
релятивистских значений вплоть до 0.5 ?? ??
эрг/с, то при радиусе в 10
6 L = 4?R
?Teff
мы получаем чернотельную температуру Teff ? 6 ? 10 K. Для такой
км из соотношения
температуры характерная энергия фотона
Перенос вещества в двойной системе может происходить двумя способами: в виде звездного ветра и/или через аккреционный диск, ко- торый формируется аккрецирующим веществом, обладающим ненуле- вым моментом количества движения (Lipunov, 1992). Какой именно ме- ханизм реализуется, зависит от параметров двойной системы, таких как масса и эволюционный статус звезды-компаньона, орбитальный пери- од системы. Если угловой момент захваченного вещества относительно аккрецирующего объекта мал, то падающий поток может беспрепят- ственно достигнуть поверхности компактного объекта. Если же угловой момент большой, то закон сохранения момента импульса препятствует свободному падению на поверхность, и образуется аккреционный диск. Существует устоявшееся разделение рентгеновских двойных си-
стем по массе звезды-компаньона (Tauris & van den Heuvel, 2006):
• Маломассивные рентгеновские двойные (LMXBs). Звезда-компаньон лость Роша, и возникает струя вещества через точку Лагранжа 1.
Рис. 1. Примеры типичной HMXB (сверху) и LMXB (сверху). НЗ в HMXB питает- ся сильным высокоскоростным звездным ветром и/или начинающимся атмосферным переполнением полости Роша. НЗ в LMXB зачастую окружена аккреционным дис- ком, питаемым потоком из-за переполнения полости Роша. Существует также наблю- дательные свидетельства существования таких систем с черными дырами. Рисунок взят из работы (Tauris & van den Heuvel, 2006).
Для таких систем характерна дисковая аккреция.
• Массивные рентгеновские двойные (HMXBs). Звезда-компаньон мас- сивнее НЗ: и обычно обладает сильным звездным ветром, который становится источником вещества для аккреции. Также возможны системы, где аккреция происходит через точку Лагранжа с образованием аккреционного диска, и системы, где источником вещества для аккреции является декреционный диск звезды-компаньона (т.н. Be-cистемы: (Walter и др., 2015))
На рисунке (1) представлен схематический вид систем этих типов.
HMXBs интересны тем, что НЗ в них, вероятно, молодые, как и сама двойная система. В таких системах есть больший шанс обнару- жить НЗ с сильным магнитным полем, так как поле НЗ со временем затухает за счет омических потерь, аккреции и пр. (Vigano, 2013).
Рентгеновские пульсары бывают постоянными (например, X Per (Haberl, 1994), Her X-1 (Staubert, Klochkov и др., 2009)) и транзиентны- ми (например, V 0332+53 (Negueruela и др., 1999), A 0535+262 (Caballero и др., 2007), GRO 1008-57, (Tsygankov, A. A. Mushtukov, Suleimanov, Doroshenko и др., 2017)). В случае транзиентных источников удаленный наблюдатель фиксирует переменный рентгеновский поток. Наблюдае- мые кривые блеска рентгеновских транзиентов поражают своим разно- образием: происходят вспышки с различным поведением. Характерные времена вспышек покрывают диапазон от нескольких секунд до недель и месяцев. Примеры различающихся кривых блеска во время вспышек представлены на рисунках 5, 6 и 7.
Переменность наблюдаемого рентгеновского потока от источни- ка связана либо с вариациями темпа аккреции на компактный объект, либо с изменениями геометрии системы в системе координат наблюда- теля (тут речь может идти о прецессии аккреционного диска (Postnov и др., 2013) или изменении геометрии излучающей области на поверх- ности НЗ (Illarionov & Sunyaev, 1975; A. A. Mushtukov и др., 2015)). Мы ограничиваемся в нашем анализе возможными изменениями тем- па аккреции. Можно выделить насколько возможных причин, которые приводят к изменению темпа аккреции на компактный объект:
• изменения темпа переноса массы со звезды-компаньона вследствие, например, эллиптичности орбиты и/или внутренних процессов в звезде-компаньоне
• изменения в физических характеристиках аккреционного потока, как, например, возможные переходы диска между разными фазовы- ми состояниями (газово-, радиационно-, адвекционно-доминированый диски (Frank, King & Raine, 2002))
• взаимодействие аккреционного потока с магнитным полем НЗ, на- пример, в результате эффекта пропеллера, который приводит к резкому изменению светимости источника на временах около или меньше суток ((Corbet, 1996; Illarionov & Sunyaev, 1975; Tsygankov, Lutovinov, Doroshenko и др., 2016))
Все перечисленные причины переменности рентгеновской свети- мости исследовались по-отдельности многими авторами. Особенность и одновременно сложность рентгеновских пульсаров в том, что их по- ведение определяется совокупным влиянием всех причин. Настоящая работа является попыткой исследования одновременного влияния внут- ренней физики аккреционного диска (фазовых переходов диска между ионизованным и рекомбинировавшим состояниями) и взаимодействия аккреционного диска с магнитосферой НЗ. Наша цель – разработать
теоретическую модель, способную предсказывать кривые блеска аккре- цирующих НЗ, и создать методику диагностики НЗ, основанную на ана- лизе кривых блеска.
Фрагмент работы для ознакомления
Добрый день! Уважаемые студенты, Вашему вниманию представляется дипломная работа на тему: «Моделирование вспышек рентгеновских транзиентов и оценки магнитных полей нейтронных звезд»
Оригинальность работы 96%
Список литературы
Литература
Caballero, I. и др., 2007. «A 0535+26 in the August/September 2005 outburst observed by RXTE and INTEGRAL». A&A, 465.2, L21—L24. arXiv: astro-ph/0702536 [astro-ph].
Camenzind, M., 2007. Compact objects in astrophysics : white dwarfs, neutron stars, and black holes.
Cannizzo, J. K., 1993. «The Limit Cycle Instability in Dwarf Nova Accretion Disks». Accretion Disks in Compact Stellar Systems, 6—40.
Chamel, N. и др., 2013. «On the Maximum Mass of Neutron Stars». International Journal of Modern Physics E, 22.7, 1330018, 1330018. arXiv: 1307.
3995 [astro-ph.HE].
Corbet, R. H. D., 1996. «Transient X-Ray Sources, Luminosity Gaps, and Neutron Star Densities». ApJ, 457, L31.
D’Angelo, C. R. & H. C. Spruit, 2010. «Episodic accretion on to strongly magnetic stars». MNRAS, 406.2, 1208—1219. arXiv: 1001.1742 [astro- ph.SR].
Dong, R. и др., 2016. «Signatures of Gravitational Instability in Resolved Images of Protostellar Disks». ApJ, 823.2, 141, 141. arXiv: 1603 .
01618 [astro-ph.SR].
Dubus, G., J. .-.-M. Hameury & J. .-.-P. Lasota, 2001. «The disc instability model for X-ray transients: Evidence for truncation and irradiation». A&A, 373, 251—271. arXiv: astro-ph/0102237 [astro-ph].
Dubus, G., J.-P. Lasota и др., 1999. «X-ray irradiation in low-mass binary systems». MNRAS, 303.1, 139—147. arXiv: astro-ph/9809036 [astro- ph].
Ferrario, L. & D. T. Wickramasinghe, 2005. «Magnetic fields and rotation in white dwarfs and neutron stars». MNRAS, 356.2, 615—620.
— 2008. «Magnetic fields in neutron stars, white dwarfs and implications for binary millisecond pulsars». Astrophysics of Compact Objects. Под ред. Y.-F. Yuan, X.-D. Li & D. Lai. Т. 968. American Institute of Physics Conference Series, 188—193.
Filippova, E. V. и др., 2005. «Hard Spectra of X-ray Pulsars from INTEGRAL Data». Astronomy Letters, 31.11, 729—747. arXiv: astro-ph/0509525 [astro-ph].
Frank, J., A. King & D. J. Raine, 2002. Accretion Power in Astrophysics: Third Edition.
Haberl, F., 1994. «ROSAT soft X-ray observations of the Be/X-ray binary X Persei.» A&A, 283, 175—178.
Haensel, P., A. Y. Potekhin & D. G. Yakovlev, 2007. Neutron Stars 1 : Equation of State and Structure. Т. 326.
Hameury, J.-M. и др., 1998. «Accretion disc outbursts: a new version of an old model». MNRAS, 298.4, 1048—1060. arXiv: astro-ph/9803242 [astro-ph].
Harding, A. K. & D. Lai, 2006. «Physics of strongly magnetized neutron stars». Reports on Progress in Physics, 69.9, 2631—2708. arXiv: astro- ph/0606674 [astro-ph].
Huang, W. & R. Russell, 2010. Adaptive Moving Mesh Methods. Applied Mathematical Sciences. Springer New York.
Hubeny, I., 1990. «Vertical Structure of Accretion Disks: A Simplified Analytical Model». ApJ, 351, 632.
Ichikawa, S. & Y. Osaki, 1992. «Time Evolution of the Accretion Disk Radius in a Dwarf Nova». PASJ, 44, 15—26.
Illarionov, A. F. & R. A. Sunyaev, 1975. «Why the Number of Galactic X-ray Stars Is so Small?» A&A, 39, 185.
Lai, D., 2014. «Theory of Disk Accretion onto Magnetic Stars». European Physical Journal Web of Conferences. Т. 64. European Physical Journal Web of Conferences, 01001. arXiv: 1402.1903 [astro-ph.SR].
Lasota, J.-P., 2001. «The disc instability model of dwarf novae and low- mass X-ray binary transients». New A Rev., 45.7, 449—508. arXiv: astro-ph/0102072 [astro-ph].
Lattimer, J. M. & M. Prakash, 2004. «The Physics of Neutron Stars». Science, 304.5670, 536—542. arXiv: astro-ph/0405262 [astro-ph]. Lattimer, J. M., 2012. «The Nuclear Equation of State and Neutron Star Masses». Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62.1, 485—
515. arXiv: 1305.3510 [nucl-th].
Lipunov, V. M., 1992. Astrophysics of Neutron Stars.
Ludwig, K. & F. Meyer, 1998. «Fine mesh calculations of dwarf nova outbursts».
A&A, 329, 559—570.
Lutovinov, A. A., S. S. Tsygankov, D. I. Karasev и др., 2019. «GRO J1750- 27: A neutron star far behind the Galactic Center switching into the propeller regime». MNRAS, 485.1, 770—776. arXiv: 1902.05153 [astro-ph.HE].
Lutovinov, A. A., S. S. Tsygankov, R. A. Krivonos и др., 2017. «Propeller Effect in the Transient X-Ray Pulsar SMC X-2». ApJ, 834.2, 209, 209. arXiv: 1607.03427 [astro-ph.HE].
Lynden-Bell, D. & J. E. Pringle, 1974. «The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables.» MNRAS, 168, 603—637.
Malygin, M. G. и др., 2014. «Mean gas opacity for circumstellar environments and equilibrium temperature degeneracy». A&A, 568, A91, A91. arXiv: 1408.3377 [astro-ph.SR].
Manchester, R. N., 2004. «Observational Properties of Pulsars». Science, 304.5670, 542—547.
Menou, K., J.-M. Hameury & R. Stehle, 1999. «Structure and properties of transition fronts in accretion discs». MNRAS, 305.1, 79—89. arXiv: astro-ph/9811188 [astro-ph].
Mushtukov, A. A. и др., 2015. «The critical accretion luminosity for magnetized neutron stars». MNRAS, 447.2, 1847—1856. arXiv: 1409.6457 [astro- ph.HE].
Negueruela, I. и др., 1999. «The Be/X-ray transient V0332+53: evidence for a tilt between the orbit and the equatorial plane?» MNRAS, 307.3, 695—702. arXiv: astro-ph/9903228 [astro-ph].
Ozel, F. и др., 2012. «On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars». ApJ, 757.1, 55, 55. arXiv: 1201.1006 [astro-ph.HE]. Postnov, K. и др., 2013. «Variable neutron star free precession in Hercules X-1 from evolution of RXTE X-ray pulse profiles with phase of the
35-d cycle». MNRAS, 435.2, 1147—1164. arXiv: 1307.6026 [astro- ph.HE].
Rackauckas, C. & Q. Nie, 2017. «DifferentialEquations.jl – A Performant and Feature-Rich Ecosystem for Solving Differential Equations in Julia».
The Journal of Open Research Software, 5.1. Exported from https://app.dime on 2019/05/05.
Reisenegger, A., 2001. «Magnetic Fields of Neutron Stars: an Overview». Magnetic Fields Across the Hertzsprung-Russell Diagram. Под ред. G. Mathys, S. K. Solanki & D. T. Wickramasinghe. Т. 248. Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 469. arXiv: astro-ph/0103010 [astro-ph].
Shakura, N. I. & R. A. Sunyaev, 1973. «Reprint of 1973A&A. 24..337S.
Black holes in binary systems. Observational appearance.» A&A, 500, 33—51.
Shakura, N., 2018. Accretion Flows in Astrophysics. Т. 454. Smak, J., 1984. «Outbursts of dwarf novae.» PASP, 96, 5—18.
Spruit, H. C., 2010. «Accretion disks». arXiv e-prints, arXiv:1005.5279, arXiv:1005.5279. arXiv: 1005.5279 [astro-ph.HE].
Spruit, H. C. & R. E. Taam, 1993. «An Instability Associated with a Magnetosphere-Disk Interaction». ApJ, 402, 593.
Staubert, R., D. Klochkov и др., 2009. «Two ~35 day clocks in Hercules X-1: evidence for neutron star free precession». A&A, 494.3, 1025— 1030. arXiv: 0811.4045 [astro-ph].
Staubert, R., J. Trumper и др., 2019. «Cyclotron lines in highly magnetized neutron stars». A&A, 622, A61, A61. arXiv: 1812 . 03461 [astro- ph.HE].
Tauris, T. M. & E. P. J. van den Heuvel, 2006. «Formation and evolution of compact stellar X-ray sources». Compact stellar X-ray sources. Т. 39, 623—665.
Tsygankov, S. S., V. Doroshenko, A. A. Lutovinov и др., 2017. «SMC X-3: the closest ultraluminous X-ray source powered by a neutron star with non-dipole magnetic field». A&A, 605, A39, A39. arXiv: 1702.00966 [astro-ph.HE].
Tsygankov, S. S., A. A. Lutovinov, E. M. Churazov и др., 2007. «4U 0115+63 from RXTE and INTEGRAL data: Pulse profile and cyclotron line energy». Astronomy Letters, 33.6, 368—384. arXiv: 0704.2874 [astro-ph].
Tsygankov, S. S., A. A. Lutovinov, V. Doroshenko и др., 2016. «Propeller effect in two brightest transient X-ray pulsars: 4U 0115+63 and V 0332+53». A&A, 593, A16, A16. arXiv: 1602.03177 [astro-ph.HE].
Tsygankov, S. S., A. A. Mushtukov, V. F. Suleimanov, V. Doroshenko и др., 2017. «Stable accretion from a cold disc in highly magnetized neutron stars». A&A, 608, A17, A17. arXiv: 1703.04528 [astro-ph.HE].
Tsygankov, S. S., V. Doroshenko, A. e. A. Mushtukov, F. Haberl и др., 2020. «The unusual behavior of the young X-ray pulsar SXP 1062 during the 2019 outburst». A&A, 637, A33, A33. arXiv: 2003.11030 [astro-ph.HE].
Tsygankov, S. S., V. Doroshenko, A. e. A. Mushtukov, A. A. Lutovinov и др., 2018. «On the magnetic field of the first Galactic ultraluminous X- ray pulsar Swift J0243.6+6124». MNRAS, 479.1, L134—L138. arXiv: 1806.02283 [astro-ph.HE].
— 2019. «Study of the X-ray pulsar IGR J19294+1816 with NuSTAR:
Detection of cyclotron line and transition to accretion from the cold disk». A&A, 621, A134, A134. arXiv: 1811.08912 [astro-ph.HE].
Tsygankov, S. S., A. A. Mushtukov, V. F. Suleimanov & J. Poutanen, 2016.
«Propeller effect in action in the ultraluminous accreting magnetar M82 X-2». MNRAS, 457.1, 1101—1106. arXiv: 1507.08288 [astro- ph.HE].
Usov, V. V., 1992. «Millisecond pulsars with extremely strong magnetic
-ray bursts». Nature, 357.6378,
472—474.
Vigano, D., 2013. «Magnetic fields in neutron stars». Дис. … док. University of Alicante.
Walter, R. и др., 2015. «High-mass X-ray binaries in the Milky Way. A closer look with INTEGRAL». A&A Rev., 23, 2, 2. arXiv: 1505.03651 [astro-ph.HE].
Xu, X. & X. Yang, 2008. «Moving mesh methods for moving boundary problems and higher order partial differential equations».
Пожалуйста, внимательно изучайте содержание и фрагменты работы. Деньги за приобретённые готовые работы по причине несоответствия данной работы вашим требованиям или её уникальности не возвращаются.
* Категория работы носит оценочный характер в соответствии с качественными и количественными параметрами предоставляемого материала. Данный материал ни целиком, ни любая из его частей не является готовым научным трудом, выпускной квалификационной работой, научным докладом или иной работой, предусмотренной государственной системой научной аттестации или необходимой для прохождения промежуточной или итоговой аттестации. Данный материал представляет собой субъективный результат обработки, структурирования и форматирования собранной его автором информации и предназначен, прежде всего, для использования в качестве источника для самостоятельной подготовки работы указанной тематики.
bmt: 0.00547