Тема ЗВЁЗДЫ Магнитогидродинамические,
плазменные и релятивистские процессы в астрофизике
Гос.рег. № 0120.0403349
Научный
руководитель д.ф.-м.н. Бисноватый-Коган
Г.С.
Формирование джетов
при магниторотационном взрыве коллапсирующих
сверхновых. Магниторотационная неустойчивость.
Получен магниторотационный
взрыв сверхновой с дипольным полем. Исследована возникающая магниторотацонная
неустойчивость.
Были проведены расчеты магниторотационного (МР) механизма взрыва сверхновой с коллапсирующим ядром для начального магнитного поля дипольного типа симметрии для широкого диапазона интенсивности начального магнитного поля. Отношение начальной магнитной энергии магнитного поля к начальной гравитационной энергии составляло от 10-2 до 10-12. Результаты моделирования показали, что энергия МР взрыва практически не зависит от интенсивности начального магнитного поля и составляет ~0.5-0.6 10(51) эрг. Как было показано нами ранее, время развития МР взрыва слабо зависит от интенсивности начального магнитного поля благодаря возникновению МР неустойчивости. При МР взрыве возникает всплеск нейтринного излучения, однако его энергия примерно в 30 раз меньше, чем при коллапсе ядра. Полученные при моделировании МР сверхновой с дипольным полем, направленные струйные выбросы согласуются с недавними наблюдениями сверхновой Cas A, в которой был обнаружен второй джет.
Предложена качественная модель возникновения МР неустойчивости, объясняющая экспоненциальный рост как полоидальной так и тороидальной компонент магнитного поля при взрыве МР сверхновой. На рисунке представлено изменение полоидальной силовой линии магнитного поля при возникновении МР неустойчивости.
Рисунок . К модели возникновения МР неустойчивости при МР взрыве сверхновой.
G.S.Bisnovatyi-Kogan, S.G.Moiseenko,
N.V.Ardeljan Core collapse supernovae. Magnetorotational explosion. "Gravity, Astrophysics, and Strings@the Black Sea, Proc.3rd Advanced Reasearch Workshop, P.P.Fiziev, M.D.Todorov (Eds.), 10-16 June 2005, Kiten,
St.Kliment Ohridski
University Press, Sofia, 2006", p.1-23.
S.G.Moiseenko, G.S.Bisnovatyi-Kogan, N.V.Ardeljan
Magnetorotational core collapse model with jets. MNRAS, v.370, p.501-512, 2006
д.ф.-м.н. Г.С.Бисноватый-Коган gkogan@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
к.ф.-м.н. С.Г.Моисеенко moiseenko@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
Влияние
гравитационного красного смещения на формирование линий абсорбции вблизи
компактных объектов
Исследовано влияние гравитационного
красного смещения на формирование линий абсорбции вблизи компактных объектов
(профиль P-Cygni).
Формирование спектральных линий вблизи компактных объектов с сильным гравитационным полем (нейтронные звезды, черные дыры) может в значительной степени зависеть как от влияния самого поля (гравитационное красное смещение), так и от движения плазмы. Был рассмотрен сценарий, при котором спектральная линия образуется за счет поглощения фотонов в движущейся плазме на расстоянии нескольких шварцшильдовских радиусов от компактного объекта. Таким образом, целью работы являлось выяснение того, в какой степени учет гравитационного красного смещения может изменить наблюдаемый профиль линии, по сравнению с, известным уже 80 лет, так называемым профилем P-Cygni. Такой профиль, представляющий собой, суперпозицию эмиссионной компоненты и, смещенной в синюю сторону, линии поглощения является надежным наблюдательным индикатором истечения (звездного ветра). В результате проведенных, как аналитических, так и численных расчетов, было показано, что учет гравитационного красного смещения может приводить к существенному изменению профиля линии. Так, если плазма движется по закону, характерному для взрыва (например на поверхности НЗ, в рентгеновских барстерах) то профиль, линии должен иметь характерную форму с двумя абсорбционными компонентами, разделенными линией излучения. Результаты были сопоставлены с наблюдениями линий поглощения железа Fe XXVI, XXV и кислорода OVIII от рентгеновского барстера EXO0748-676, проведенными космической обсерваторией Чандра. Предполагается, что характерный наблюдаемый W-образный профиль линии кислорода, может быть объяснен в рамках предложенного эффекта. По результатам работы была написана и подана в печать статья.
Рисунок. Вычисленный профиль P-Cygni с учетом влияния гравитационного красного смещения.
Dorodnitsyn,
A., Absorption lines near compact objects.P-Cygni
profiles reconsidered, 2006, MNRAS (submitted)
к.ф.-м.н. А.В.Дородницын dora@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
Самосогласованное решение для структуры аккреционного
диска при произвольной оптической толще с учетом адвекции
Получено решение для
структуры аккреционного диска при произвольной
оптической толще с учетом адвекции
При большой светимости аккреционных дисков, приближающейся к эддингтоновской, отсутствует глобальное решение при учете формул, пригодных при любой оптической толще, в локальном рассмотрении баланса энергии. Самосогласованное глобальное решение для этого получено при учете адвекции. В этом решении происходит плавный переход от внешних оптически толстых к внутренним оптически тонким областям, см рис.1. Температура внутренних областей примерно на два порядка выше, чем в приближенной «стандартной» модели (рис.2), что может иметь отношение к наблюдаемым «хвостам» жесткого рентгеновского излучения от тесных двойных систем, содержащих черные дыры.
|
|
|
Радиальная зависимость оптической толщи (слева), и температуры в плоскости диска (справа) для M=10 масс солнца, альфа=0.5 при субкритической светимости. Штриховая линия соответствует решению для адвективного оптически толстого диска, а сплошная линия соответствует самосогласованному решению с плавным переходом от оптически толстого адвективного диска к оптически тонкому.
Yu.V.Artemova, G.S.Bisnovatyi-Kogan,
I.V.Igumenschev, I.D.Novikov
Black hole advective accretion disks with optical
depth transition ApJ, 364, 968-977, 2006
д.ф.-м.н. Г.С.Бисноватый-Коган gkogan@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
к.ф.-м.н. Ю.В.Артемова julia@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
Коллимация джетов при
помощи магнито-торсионных колебаний
Предложен механизм
коллимации джетов при помощи магнито-торсионных
колебаний.
Проблема коллимации направленных выбросов (джетов) в большом числе активных ядер галактик и квазаров, остается открытой. Построена модель динамической коллимации, которая осуществляется только при наличии магнито-торсионных колебаний в цилиндрическом джете с продольным магнитным полем. Получено приближенное решение, описывающее джет с колебаниями, откуда следует возможность осуществления трех режимов: деколлимация джета при малой амплитуде; разбиение джета на сгустки при очень большой амплитуде; и длительное существование коллимированного джета, удерживаемого от разлета хаотическими магнито-торсионными колебаниями при средней амплитуде. На рисунках приведены примеры коллимированного диска хаотическим поведением при колебаниях с ограниченным радиусом, на верхней кривой приведен - радиус, а на нижней – скорость, в безразмерных единицах.
G.S.Bisnovatyi-Kogan Dynamic confinement of jets by
magneto-torsional oscillations MNRAS (submitted)
д.ф.-м.н. Г.С.Бисноватый-Коган gkogan@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
Ограничения на измерения гравитационной
постоянной от подкрученных милисекундных пульсаров.
Получены
ограничения на измерения гравитационной постоянной от подкрученных милисекундных пульсаров, не зависящие от приливного
взаимодействия Земли с Луной.
Высокая точность наблюдений времени прихода импульсов от подкрученных миллисекундных пульсаров в тесных двойных системах позволяет проверить ОТО с высокой точностью и использовать остающиеся невязки в изменении периода двойной для получения ограничений на вековое изменение гравитационной постоянной G. Комбинация эти данные с измерениями траекторий спутников Маринер 10 у Венеры и Меркурия позволили получить наиболее сильные ограничения на измерение G, не зависящие от приливного взаимодействия Земли с Луной.
G.S.Bisnovatyi-Kogan Checking the variability of the
gravitational constant with binary pulsars Int. Journ.
Mod. Phys D v.15, 1047-1051, 2006
G.S.Bisnovatyi-Kogan Resycled
pulsars: observational properties and evolution. "Gravity, Astrophysics,
and Strings@the Black Sea, Proc.3rd
Advanced Reasearch Workshop, P.P.Fiziev,
M.D.Todorov (Eds.), 10-16 June 2005, Kiten, St.Kliment Ohridski University Press, Sofia, 2006", p.65-76.
д.ф.-м.н. Г.С.Бисноватый-Коган gkogan@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
Исследование движения магнетара
через межзвездную среду на стадии пропеллера
Численное моделирование
движения магнетара на стадии пропеллера через
межзвездную среду показало, что магнетар замедляется
гораздо быстрее, чем медленно вращающаяся звезда.
Проведено численное магнитогидродинамическое моделирование движения сквозь межзвездную среду со сверхзвуковой скоростью магнетара, находящегося на эволюционной стадии пропеллера. Моделирование показало, в режиме пропеллера магнетар замедляется гораздо быстрее, чем медленно вращающаяся звезда
Рисунок 1. Движение магнетара сквозь межзвездную среду со сверхзвуковой скоростью. Магнетар находится на эволюционной стадии пропеллера. Показано течение вещества для случая числа Маха M = 1 (верхний рисунок) и числа Маха M = 3 (нижний рисунок). Заливкой показан логарифм плотности, дина векторов пропорциональна полоидальной скорости. Сплошными линиями показаны силовые линии магнитного поля. Расстояния измеряются в радиусах Бонди.
Исходя из результатов численных расчетов, сделана оценка, что магнетар с магнитным полем 1013 - 1015 Гс за счет режима пропеллера замедлится до периода P > 105 - 106 сек за время порядка ~ 104 -105 лет. Здесь, однако, имеется некоторая неопределенность выбора значения магнитной диффузия, поэтому временной масштаб может быть длиннее. Данная модель хорошо соотносится с поведением кандидата в изолированные нейтронные звезды RXJ1856.5-3754.
O.D. Toropina, M. M. Romanova, R. V.
E. Lovelace,
"Spinning-Down of Moving Magnetars in the
Propeller Regime", MNRAS, V. 371,pp 569–576, 2006
R. V. E. Lovelace, M. M. Romanova,
O.D. Toropina,
“Propagation of magnetars
through the interstellar medium”, Proceedings of the 36th COSPAR Scientific
Assembly,
O.D. Toropina,
M. M. Romanova, R. V. E. Lovelace,
“Accretion to a Magnetized Neutron Star in the "Propeller" Regime”, Proceedings
of the 13th Young
Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics, held in Kyiv, Ukraine,
April 25-29, 2006, Eds.: Golovin, A.; Ivashchenko, G.; Simon, A., Kyiv University Press, p. 107
Toropina,
O.D., Romanova, M.M., Toropin, Yu.M., Lovelace,
R.V.E.,
"Spherical accretion to a magnetized star in the "propeller"
regime", Proceedings of Gamov Memorial
International Conference, 8-14 August 2004, Cambridge Scientific
Publications,
к.ф.-м.н. О.Д.Торопина toropina@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
Исследование разрывной неустойчивости в ОТО
Проведено численное исследование
разрывной неустйчивости в
рамках ОТО.
Впервые было показано, что уравнения, описывающие медленную эволюцию релятивистской магнитодоминированной плазмы, очень схожи с нерелятивисткой МГД. В полном согласии с фундаментальными идеями СТО магнитное поле имеет инерцию, а роль инерционной плотности вещества играет $B^2/8\pi c^2$. Эта масса движется с дрейфовой скоростю $ \bV = c\vpr{E}{B}/B^2$ под воздействием напряжения магнитного поля. Более того, линеаризованные уравнения, описывающие эволюцию разрывной неустойчивости, могут быть записаны в точности в той же форме, что и в несжимаемой МГД. Эта аналитическая теория полностью подтверждается проведенными численными вычислениями.
Проведен ряд расчетов с различными коэффициентами проводимостями плазмы и для ряда длин волн начальных возмущений. Это позволило построить кривые возрастания возмущений от времени и зависимости инкремента от длины волны возмущения.
Результаты полученные в работе позволяют подтвердить и объяснить полученные ранее результаты темпа роста возмущений за счет разрывной неустойчивости : наименьшее время роста такое же, как и в классической несжимаемой МГД.
Рисунок. Распределение компоненты Bz магнитного поля
Рисунок. Зависимость инкремента от длины волны i
Кomissarov, S. S.; Barkov,
M.; Lyutikov, M. Tearing instability in relativistic
magnetically dominated plasmas MNRAS (accepted)
к.ф.-м.н. М.В.Барков barmv@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
Подкрученные пульсары.
Дан обзор свойств радиопульсаров, прошедших стадию аккреции
в тесной двойной системе (подкрученных).
Двойные радиопульсары, первый из которых был открыт в 1974 Халсом и Тейлором являются уникальным инструментом для экспериментальной проверки общей теории относительности (ОТО), справедливость которой была подтверждена с точностью, недоступной наземным экспериментам. В частности, были получены косвенные подтверждения существования гравитационных волн. Радиопульсары в двойных системах прошли стадию аккреции, во время которой увеличилась скорость вращения нейтронной звезды и уменьшилось ее магнитное поле. Радиопульсары - нейтронные звезды, прошедшие стадию аккреции, получили название подкрученных (recycled), т.к. ускорили свое вращение на этой стадии. Отличительные особенности подкрученных пульсаров - быстрое вращение с периодами, достигающими нескольких миллисекунд, и магнитные поля на 2-4 порядка более слабые, чем у обычных радиопульсаров. Значительная часть подкрученных пульсаров, из примерно сотни известных, оказалась одиночными нейтронными звездами. Вопрос о том, куда делся компаньон нейтронной звезды, оказался достаточно сложным, однозначного ответа на него пока нет. Высокая концентрация одиночных подкрученных пульсаров в шаровых скоплениях приводит к выводу о существенной роли звездных сближений для потери компаньона. До недавнего времени в двойных системах с обоими релятивистскими компонентами (нейтронная звезда или черная дыра) наблюдалось только по одному радиопульсару. В 2004 год была открыта система, состоящая из двух радиопульсаров, один из которых является подкрученным,а другой "обыкновенным". Эта двойная система является самой тесной из всех, содержащих подкрученные пульсары, с самый маленьким орбитальным периодом. Благодаря этому, а также наличию двух пульсаров в одной системе, открываются перспективы дальнейшего существенного улучшения проверки справедливости ОТО. Гравитационное излучение приводит к сближению нейтронных звезд и конечному их слиянию. Обнаруженная недавно тесная система двух пульсаров существенно уменьшила оценку характерного времени между слияниями двух нейтронных звезд в галактиках. Это делает более вероятным возможность наблюдения этого события, сопровождающегося всплеском гравитационного излучения, а также возможным взрывом типа сверхновой, или имеющему отношение к феномену космических гамма всплесков. В настоящей статье рассматриваются различные проблемы, связанные с подкрученными радиопульсарами, теоретическое предсказание их существования, вопросы их эволюционного образования, механизмы потери компаньона. Приводятся параметры наиболее интересных объектов. Обсуждается роль подкрученных пульсаров в фундаментальной физике и астрономии: их использование для проверки справедливости ОТО, и их возможная связь с самыми загадочными объектами вселенной - космическими (космологическими) гамма всплесками.
Г.С.Бисноватый-Коган Двойные и подкрученные пульсары: через 30 лет после наблюдательного открытия. УФН 176, 59-75, 2006
д.ф.-м.н. Г.С.Бисноватый-Коган gkogan@iki.rssi.ru тел. 333-45-88
Моделирование
гамма всплесков.
Дан обзор свойств
космических гамма всплесков, изложены различные физические модели, результаты
численного моделирования, и результаты различных наблюдений.
В настоящее время считается общепринятым, что космические гамма всплески (КГВ) имеют космологическое происхождение. Этот вывод основан на анализе статистического распределения КГВ, а также на измерениях красных смещений линий в оптических послесвечениях, так называемых, длинных КГВ. В обзоре рассмотрены модели формирования излучения и модели источников энергии КГВ. В большинстве этих моделей, если не во всех из них, оказывается невозможным получить выделение энергии, необходимое для появления космологического КГВ в условиях его изотропного излучения. Отмечено отсутствие корреляции между красным смещением, формой КГВ спектра, и полной регистрируемой энергией. Сравнение данных, полученных в советском эксперименте КОНУС и эксперименте США БАТСЕ(BATSE) показывает их существенное различие в статистических свойствах, и в регистрации линий в области жесткого рентгеновского излучения. Исследование послесвечений в области жесткого гамма излучения (0.1 - 10 ГэВ), получение оптических спектров непосредственно во время регистрации КГВ, дальнейшее исследование линий в области жесткого рентгена представляется важным для получения представлений о происхождении КГВ. Наблюдения двух ярких оптических послесвечений КГВ указывает на то, что начальная яркая оптическая вспышка непосредственно связана с самим КГВ, а последующее слабое, длящееся гораздо дольше, оптическое излучение имеет другое происхождение. Обсуждаются результаты наблюдений оптических послесвечений КГВ. Они указывают на то, что КГВ вспыхивают в плотных областях далёких галактик, где идёт интенсивное звездообразование. Взаимодействие излучения космологического КГВ с близким плотным молекулярным облаком приводит к появлению длительного (до 10 лет) слабого оптического послесвечения, связанного с нагревом и переизлучением газа. Приводятся результаты численного двумерного моделирования нагрева и переизлучения газа в различных вариантах взаимного расположения КГВ и молекулярного облака. В заключение обсуждается возможная связь, так называемых, коротких КГВ, с рекуррентными источниками мягкого гамма излучения в нашей Галактике, имеющие название ''мягких гамма повторителей'' (МГП).
Г.С.Бисноватый-Коган Всплески космического гамма излучения: наблюдения и моделирование. элем. част. и атомн. ядро, 37, 1233-1284, 2006
д.ф.-м.н. Г.С.Бисноватый-Коган gkogan@iki.rssi.ru тел. 333-45-88