Подал: Орлов Артур Константинович (онлайн)
Авторы
Орлов А.К.(1), Хайбрахманов С.А.(1,2)
Организации
(1) Челябинский государственный университет
(2) Санкт-Петербургский государственный университет
(2) Санкт-Петербургский государственный университет
Секция
Теория и моделирование физических процессов
Научный руководитель
Хайбрахманов Сергей Александрович
Место работы научного руководителя
Челябинский государственный университет, Санкт-Петербургский государственный университет.
Текст тезисов
Работа посвящена численному моделированию эволюции турбулентного аккреционного диска молодой звезды типа Т Тельца с учетом ослабления магнитогазодинамической (МГД) турбулентности в областях низкой степени ионизации и эффективной диффузии магнитного поля («мертвых зонах» диска).
Моделирование осуществляется на основе решения уравнения вязкой эволюции диска (Lynden-Bell, Pringle, 1974), в которой коэффициент молекулярной вязкости заменяется на коэффициент турбулентной вязкости. Для расчета коэффициента турбулентной вязкости используется $\alpha\text{-модель}$ Шакуры и Сюняева (1973). Значение параметра $\alpha$ принимается равным $\alpha=10^{-4}$ в «мертвых зонах» и $\alpha=0,01$ в остальных областях диска. Степень ионизации и интенсивность магнитного поля рассчитываются по характеристикам диска в рамках модели Дудорова и Хайбрахманова (2014). Основными источниками ударной ионизации являются космические и рентгеновские лучи, а также радиоактивные элементы. В качестве основных процессов рекомбинации рассматриваются лучистые рекомбинации и рекомбинации на пыли.
Итоговое уравнение эволюции диска является нелинейным уравнением параболического типа. Для данного уравнения построена консервативная полностью неявная разностная схема 1-го порядка точности по времени и 2-го по координате. Решение ищется в области от 0,01 а.е. до 1000 а.е.
С учетом используемых приближений коэффициент турбулентной вязкости зависит от радиальной координаты как $\nu\sim R$. В диске можно выделить три области. Наиболее быстро перенос вещества происходит во внешних областях диска, где имеет место максимум степень ионизации. На начальном этапе эволюции область диска от 0,1 до 30 а.е. представляет собой «мертвую зону», в которой эволюция происходит медленно и в которой скапливается большая часть вещества. Внутренняя область диска, $R<0,1~\text{а.е.}$, характеризуется $\alpha=0,01$, но эволюция в ней происходит медленнее, чем на периферии диска. В ходе дальнейшей эволюции плотность вещества в диске уменьшается. За 5 млн. лет «мертвая зона» сокращается до интервала радиусов от 0,1 до 3 а.е. В ходе эволюции интенсивность остаточного магнитного поля, как вследствие уменьшение плотности вещества, так и из-за амбиполярной диффузии. С уменьшением магнитного поля уменьшается и магнитный поток диска. Результаты расчетов согласуются с представлениями о том, что именно в «мертвой зоне», как наиболее плотной области диска, должно происходить планетообразование.
Моделирование осуществляется на основе решения уравнения вязкой эволюции диска (Lynden-Bell, Pringle, 1974), в которой коэффициент молекулярной вязкости заменяется на коэффициент турбулентной вязкости. Для расчета коэффициента турбулентной вязкости используется $\alpha\text{-модель}$ Шакуры и Сюняева (1973). Значение параметра $\alpha$ принимается равным $\alpha=10^{-4}$ в «мертвых зонах» и $\alpha=0,01$ в остальных областях диска. Степень ионизации и интенсивность магнитного поля рассчитываются по характеристикам диска в рамках модели Дудорова и Хайбрахманова (2014). Основными источниками ударной ионизации являются космические и рентгеновские лучи, а также радиоактивные элементы. В качестве основных процессов рекомбинации рассматриваются лучистые рекомбинации и рекомбинации на пыли.
Итоговое уравнение эволюции диска является нелинейным уравнением параболического типа. Для данного уравнения построена консервативная полностью неявная разностная схема 1-го порядка точности по времени и 2-го по координате. Решение ищется в области от 0,01 а.е. до 1000 а.е.
С учетом используемых приближений коэффициент турбулентной вязкости зависит от радиальной координаты как $\nu\sim R$. В диске можно выделить три области. Наиболее быстро перенос вещества происходит во внешних областях диска, где имеет место максимум степень ионизации. На начальном этапе эволюции область диска от 0,1 до 30 а.е. представляет собой «мертвую зону», в которой эволюция происходит медленно и в которой скапливается большая часть вещества. Внутренняя область диска, $R<0,1~\text{а.е.}$, характеризуется $\alpha=0,01$, но эволюция в ней происходит медленнее, чем на периферии диска. В ходе дальнейшей эволюции плотность вещества в диске уменьшается. За 5 млн. лет «мертвая зона» сокращается до интервала радиусов от 0,1 до 3 а.е. В ходе эволюции интенсивность остаточного магнитного поля, как вследствие уменьшение плотности вещества, так и из-за амбиполярной диффузии. С уменьшением магнитного поля уменьшается и магнитный поток диска. Результаты расчетов согласуются с представлениями о том, что именно в «мертвой зоне», как наиболее плотной области диска, должно происходить планетообразование.