АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 1, с. 46-59
УДК 524.387-46
ФОРМИРОВАНИЕ РАДИАЦИОННОГО ВЕТРА И АККРЕЦИОННОГО ДИСКА В МИКРОКВАЗАРАХ. ГЕНЕРИРОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В ДИСКЕ ЗА СЧЕТ УВЕЛИЧЕНИЯ СКОРОСТИ ПЕРЕНОСА ВЕЩЕСТВА В ТОЧКЕ ЛАГРАНЖА Ll. СЛУЧАЙ СИСТЕМЫ LMC X-3
© 2008 г. В. В. Назаренко
Астрономическая обсерватория Одесского национального университета, Одесса, Украина Поступила в редакцию 12.08.2006 г.; принята в печать 22.06.2007 г.
Методами трехмерной численной гидродинамики проведено моделирование радиационного ветра и аккреционного диска в тесных двойных системах с компактным объектом на примере массивной рентгеновской двойной системы LMC X-3, у которой наблюдается прецессирующий диск, а также предполагается существование релятивистских джетов. Расчеты показали, что из радиационного ветра донора при условии учета влияния на этот ветер излучения центрального источника формируется аккреционный диск с радиусом около 0.20 (в единицах расстояния между компонентами) при скорости аккреции, равной наблюдаемой (около 3.0 х 10~8 Мо/год — это соответствует ситуации, когда донор почти на 1% переполняет свою полость Роша). Предполагается, что скорость в ветре донора на бесконечности составляет около 2200 км/с. Диск формируется геометрически толстым и имеет форму, близкую к цилиндрической, а в его центре находится разреженный тоннель, идущий от аккретора через диск вдоль его оси вращения. Смоделирована также вспышка в диске за счет кратковременного изменения скорости переноса вещества через точку Лагранжа Ll, по яркости и длительности позволяющая объяснить вспышки у катаклизмических переменных и рентгеновских двойных. В ситуации, когда донор на 0.5% не заполняет свою полость Роша, что соответствует скорости аккреции на компактный объект 2.0 х 10~9 Мо/год, аккреционный диск не образуется. Вместо диска образуется аккреционная оболочка с радиусом около 0.03, в которой газ по очень крутой спирали падает на компактный объект. Вдоль оси вращения аккреционной оболочки, так же, как и в случае аккреционного диска, формируется тоннель, а позади аккретора образуется ударная волна, в которой на небольшом расстоянии от аккретора в очень малой области пространства происходят вспышки с частотой около 6 вспышек за орбитальный период и с амплитудой около 10т и более. Длительность вспышек составляет около 2—4 мин, а энергия отдельных частиц во время максимума вспышки составляет около 100—150 кэВ. Подобные вспышки, как утверждается, аналогичны вспышкам гамма- и рентгеновских барстеров. Таким образом, предлагается модель гамма- и рентгеновского барстера как массивная рентгеновская тесная двойная система с отношением масс больше единицы, в которой донор не заполняет свою полость Роша и аккреционный диск вокруг компактного объекта при таких условиях не формируется, а формируется аккреционная область, в которой и генерируются в пространстве, близком к аккретору, гамма- и рентгеновские вспышки.
PACS: 97.80.Jp, 97.10.Gz, 97.10.Me, 95.30.Lz
1. ВВЕДЕНИЕ
Данная работа является продолжением статей, посвященных формированию радиационного ветра у звезды главной последовательности и возникновению из него аккреционного диска около компактного объекта в системах, являющихся микроквазарами или кандидатами в эти объекты. В первых двух статьях по этим объектам были смоделированы радиационный ветер донора и аккреционный диск в двух системах: в микроквазаре Cyg X-! [1] и
в массивной рентгеновской тесной двойной системе (ТДС) Сеп Х-3 [2]. Основные результаты этих вычислений следующие. При учете действия излучения центрального источника на радиационный ветер донора, которое заключается в уменьшении до нуля ускорения ветра в окрестности первой точки Лагранжа и в полости Роша аккретора вдоль линии центров, из этого ветра формируется аккреционный диск. В системе Cyg Х-1 этот диск имеет радиус около 50% от среднего радиуса поло-
сти Роша аккретора, а в системе Cen X-3 — около 87—90%. Так происходит потому, что в системе Cyg X-1 отношение масс больше единицы, а в системе Cen X-3 оно существенно меньше единицы. Диск имеет радиус максимальной величины около 87—90% полости Роша аккретора при очень малых отношениях масс в системе, когда донор гораздо больше по массе, чем аккретор (например в системе Cen X-3 отношение масс равно 0.1). В этом случае ветер донора просто не успевает ускориться до значительных величин в полости Роша аккретора (скорость ветра в системе Cen X-3 вблизи диска составляет величину всего лишь около 450—500 км/с). При отношениях масс компонент 1.4—1.5 и более ветер донора успевает достичь максимальной скорости вблизи диска. В этом случае формируется диск малого радиуса, который глубоко сидит в полости Роша аккретора (как, например, в системе Cyg X-1 [2]).
В обеих системах в нашей модели [1,2] в окрестности первой точки либрации из ветра донора формируется так называемый "ветровой поток" (wind stream), т.е. поток, скорость в котором значительно превышает тепловую скорость в этой точке и составляет величину порядка 250—300 км/с для Cen X-3 и 350—400 км/с для Cyg X-1. Известная формула Любова и Шу [3] для определения радиуса потока в точке Li в случае ветрового потока непригодна, так как она приводила бы к очень сильно завышенным размерам потока в этой точке из-за нетепловой природы ускорения вещества в ветровом потоке.
При взаимодействии ветра и диска в наших моделях не возникает "горячей линии" (hot line) или "горячего пятна" (hot spot), а вместо этого по периферии диска на фазах 0.15—0.25 возникает сильная ударная волна — "ветро-дисковая ударная волна" (wind-disk interaction shock), которая расположена в основном в орбитальной плоскости. Нами сделан вывод, что горячая линия или горячее пятно возникают при взаимодействии потока и диска только в отсутствии ветра от донора системы. Очень важным результатом статей [1,2] является то, что сформированные в них аккреционные диски являются геометрически толстыми, т.е. их размер в орбитальной плоскости не больше их размера в вертикальном направлении (вдоль оси z), и при этом в центре обоих дисков вдоль оси вращения диска формируются тоннели — разреженные области, в которых, по-видимому, образуются релятивистские джеты. Угол раствора таких тоннелей не превышает 3° — 5°, что позволяет объяснить формирование узких струй газа — джетов — без привлечения дополнительных механизмов фокусировки. Размеры тоннеля в направлении вдоль линии
центров в 3—4 раза превышают размеры тоннеля в перпендикулярном направлении, т.е. сечение тоннеля в направлении, перпендикулярном его оси, имеет эллиптическую форму.
Как отмечалось выше, структура диска, формируемого из радиационного ветра донора, сильно зависит от отношения масс ТДС, поэтому массивная рентгеновская система LMC X-3 особенно интересна для моделирования аккреционных дисков в микроквазарах, так как она имеет отношение масс существенно больше единицы (д = = 1.67 [4]). LMC X-3 представляет собой тесную пару звезд, в которой одна звезда — донор (вторичная компонента) с массой около 6 и эффективной температурой около 15 500 К, — судя по величине скорости аккреции в диске, равной 3.0 х 10"8 И&/год [4], немного не заполняет свою полость Роша и теряет вещество с помощью звездного ветра, а вторая звезда — аккретор — является предположительно черной дырой с массой около 10 Ы& [4]. Как было показано в статье [5], так же, как у систем Cyg X-! и Cen X-3, у системы LMC Х-3 должны наблюдаться релятивистские джеты, движущиеся из центра диска со скоростью около 0.416 скорости света, а концентрация вещества в джетах должна составлять около 5.5 х х 105 см"3. Таким образом, система LMC Х-3 является кандидатом в микроквазары, и поэтому представляет значительный интерес дальнейшее ее наблюдение и численное моделирование формирования аккреционного диска в ней.
В данной работе мы сделали попытку методами 3-мерной численной гидродинамики смоделировать формирование радиационного ветра донора и образование из этого ветра аккреционного диска в системе LMC Х-3 для различных скоростей переноса вещества в точке Ll.
2. ЧИСЛЕННЫЙ ПОДХОД К МОДЕЛИРОВАНИЮ АККРЕЦИОННЫХ ДИСКОВ В микроквазарах
Наши вычисления переноса вещества в системе LMC Х-3 основывались на численном алгоритме, который был использован в статьях [1, 2]. Кратко он заключается в следующем. Мы не задаем структуру потока в точке L1 по формуле Любова и Шу [3], а просто вычисляем формирование такого потока в окрестности этой точки из атмосферы донора системы. При этом начальную конфигурацию атмосферы донора мы задаем, используя модели атмосфер из атласа Куруца [6]. Так же, как и в статьях [1, 2], мы используем гидродинамические уравнения в эйлеровой форме. Эти уравнения решались при помощи метода "крупных частиц" Бе-лоцерковского и Давыдова [7] до получения стационарного решения. При вычислении формирования
радиационного ветра донора и из него аккреционного диска мы использовали модернизированный вариант этого метода с неоднородной численной сеткой. Для увеличения точности вычислений в данном варианте метода мы использовали численные разности до четвертого порядка включительно, чтобы получить значения физических величин на границах ячеек. Таким образом, настоящий вариант метода "крупных частиц" является методом второго порядка точности по пространству и времени.
Особенностью вычислений радиационного ветра донора и аккреционного диска в ТДС с отношением масс, большим единицы, является то, что необходима сетка очень высокого разрешения для вычисления формирования звездного ветра из атмосферы донора, а также для описания в пространстве структуры трехмерного диска с очень малым радиусом. Чтобы получить полную картину движения газа в окрестности системы LMC Х-3, мы используем численную сетку, которая простирается от точки Lз до центра донора (ось х) и от точки L4 до точки L5 (ось у); в направлении оси г область вычислений включает в себя пространство от —1.0 до +1.0. Таким образом, в область вычислений были включены вся полость Роша аккретора и половина донора.
В данной работе, как и в предыдущих, мы учитываем радиаци
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.