ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 5, с. 351-361
УДК 523.84
О ДИНАМИКЕ ПОТОКОВ, АККРЕЦИРУЮЩИХ НА ЗАМАГНИЧЕННУЮ НЕЙТРОННУЮ ЗВЕЗДУ
© 2004 г. А. М. Быков*, А. М. Красильщиков**
Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 26.06.2003 г.
Режимы нестационарной колонковой аккреции вещества с темпом 1015 г с < M < 1016 г с на поверхность замагниченной нейтронной звезды исследованы на основе модифицированного метода Годунова первого порядка с расщеплением. Изучены динамика формирования и эволюция ударной волны в аккреционной колонке вблизи поверхности звезды, обладающей магнитным полем 5 х х 1011 Гс < B < 1013 Гс. Показана возможность эффективной трансформации энергии аккрецирующего потока в циклотронное излучение в нестационарном режиме аккреции с бесстолкновительной ударной волной, фронт которой совершает затухающие колебания. Бесстолкновительный режим торможения аккрецирующего вещества допускает сохранение некоторой доли тяжелых ядер неразрушенными в реакциях скалывания. Показано, что доля ядер C, N, O, достигающих атмосферы звезды, зависит от величины магнитного поля звезды.
Ключевые слова: плазменная астрофизика, гидродинамика и ударные волны, аккреция, нейтронные звезды.
A MODEL OF SUB-EDDINGTON ACCRETION ONTO A HIGHLY MAGNETIZED NEUTRON STAR, by A. M. Bykov and A. M. Krassilchtchikov. A numerical modeling of non-stationary accretion in a column over the surface of a highly-magnetized neutron star has been performed for a range of accretion rates and magnetic field values. Formation and evolution of shocks in the column has been studied. It has been shown that in a non-stationary accretion column with a collisionless oscillating shock the kinetic energy of the accreting flow can be efficiently transformed into a cyclotron radiation field. The collisionless stopping of the flow allows a substantial part of the accreting C, N, O nuclei to survive during spallation processes within the flow.
Key words: plasma astrophysics, hydrodynamics and shock waves, accretion, neutron stars.
ВВЕДЕНИЕ
Аккреция на компактные объекты рассматривается в качестве эффективного источника жесткого излучения уже около сорока лет (см. Зельдович, 1964; Солпитер, 1964; Шакура, Сюняев, 1973).
Построен ряд аналитических, полуаналитических и численных моделей аккреции на нейтронные звезды (НЗ) и черные дыры (см., например, Франк и др., 2002), однако некоторые важные вопросы, сформулированные уже в самых ранних работах, до сих пор не имеют ясного ответа. Один из фундаментальных вопросов состоит в том, что представляет
Электронный адрес: byk@astro.ioffe.ru
Электронный адрес: kra@astro.ioffe.ru
собой аккрецирующее вещество: газ взаимодействующих между собой частиц ("гидродинамический режим") или набор отдельных невзаимодействующих частиц ("режим свободного падения")? В работах Зельдовича (1967) и Зельдовича, Ша-куры (1969) были рассмотрены оба этих режима и было показано, что спектр излучения вблизи поверхности звезды существенным образом зависит от рассматриваемого режима аккреции.
Вплоть до настоящего времени для обоснования того или иного режима авторами моделей приводятся косвенные качественные аргументы в надежде на то, что реалистичная модель, подкрепленная экспериментальными свидетельствами, может a posteriori оправдать выбор режима, по крайней мере для некоторой области параметров аккреционной системы. Еще один связанный с этим вопрос
заключается в том, при каких условиях в аккрецирующем потоке возникают бесстолкновительные ударные волны (УВ), тормозящие вещество на пути к поверхности звезды.
Бисноватый-Коган и Фридман (1969) указали, что бесстолкновительная УВ может появиться в потоке, аккрецирующем на НЗ, если звезда обладает дипольным магнитным полем В ~ 108 Гс.
УВ, тормозящая поток, аккрецирующий на НЗ в двойной системе, играет ключевую роль в модели Дэвидсона и Острайкера (1973). В моделях Шапиро и Солпитера (1975), Баско и Сюняева (1976), Лангера и Раппопорта (1982) и Брауна и Яхела (1984) рассматривается аккреция на НЗ в различных предположениях о величине магнитного поля звезды и находятся стационарные решения системы гидродинамических уравнений для аккрецирующего потока. Модели Шапиро и Солпитера
(1975) и Лангера и Раппопорта (1982) постулируют наличие стационарной бесстолкновительной УВ на некоторой высоте над поверхностью, являющейся параметром этих моделей. Баско и Сюняев
(1976) продемонстрировали режим аккреции с ра-диативной УВ в атмосфере НЗ. В модели Брауна и Яхела (1984) показано, что стационарная бесстолкновительная УВ может существовать над поверхностью замагниченной НЗ только в том случае, когда скорость аккреции достаточно мала (а именно, не превышает нескольких процентов эддингтоновской).
Детальные модели двумерной нестационарной радиационно-доминированной сверхэд-дингтоновской аккреции на замагниченную НЗ разработаны Аронсом, Клейном и соавторами (см. Клейн, Аронс, 1989; Клейн и др., 1996, и ссылки в этих работах). Авторы этих моделей показывают, что если скорость аккреции достаточно высока (а именно, если аккреция является существенно сверхэддингтоновской), то в колонке появляются и эволюционируют нестационарные радиационно-доминированные УВ. Важная особенность этих работ состоит в том, что наличие УВ в колонке не постулируется, а является следствием модельной эволюции системы.
В настоящей работе представлена численная модель субэддингтоновской одномерной нестационарной "гидродинамической" (в указанном выше смысле) аккреции на замагниченную НЗ. Как и в работе Клейна и Аронса (1989), наличие УВ в колонке изначально не постулируется. Особенность работы состоит в построении гидродинамического кода, основанного на методе Годунова, который позволяет работать с разрывными течениями, и в частности, описывать динамику УВ.
Модель последовательно учитывает кинетику электрон-ионных потоков в сильном магнитном
поле. Магнитное поле в колонке считается заданным, но связанные с ним процессы взаимодействия вещества и излучения играют важнейшую роль в эволюции аккрецирующего потока.
В разделе 1 представлена гидродинамическая модель аккрецирующего потока. В разделе 2 на основе модельных профилей течения вещества в колонке рассматриваются вероятности разрушения ядер C, N, O в аккрецирующем потоке. Далее представлено обсуждение полученных результатов.
1. ГИДРОДИНАМИКА АККРЕЦИРУЮЩЕГО ПОТОКА
Постановка задачи
Мы рассматриваем временную эволюцию аккрецирующего потока в магнитной колонке над полярной шапкой замагниченной НЗ на расстояниях, не превышающих нескольких радиусов НЗ от поверхности. Мы предполагаем, что режим аккреции "гидродинамический", поскольку в рассматриваемых условиях время развития магнитогид-родинамических неустойчивостей мало. В условиях сильной исходной анизотропии аккрецирующего потока многопотоковые неустойчивости могут иметь характерные инкременты, сравнимые с ионной плазменной частотой ^ ~ 1.2 х 1012п1/2 ^^ Такие инкременты характерны для процессов изо-тропизации частиц в бесстолкновительных УВ. Заметим, что циклотронные частоты существенно выше для типичных магнитных полей. Характерная скорость распространения МГД-возмущений ~ « с(1 — а), где а = 10-11п18В-2 < 1. Эту оценку можно получить на основе общих соотношений, приведенных, например, в книге Великовича и Ли-бермана (1987). Микроскопическое моделирование неустойчивостей в условиях магнитных полей НЗ в настоящее время отсутствует, поэтому в данной работе мы исследуем аккреционный поток в предположении о развитии неустойчивости в субрелятивистском потоке с инкрементом порядка Результаты моделирования можно использовать при интерпретации наблюдений рентгеновских пульсаров.
Электроны и ионы движутся в аккрецирующем потоке с одинаковой средней (потоковой) скоростью, но имеют различные температуры.
Предполагается, что на рассматриваемых временных масштабах НЗ имеет постоянное магнитное поле дипольной конфигурации. Геометрия аккреционной колонки представлена на рис. 1.
Основные параметры и уравнения
Основными параметрами модели являются масса (М*) и радиус (Е*) НЗ, а также величина магнитного поля (Б*) на ее магнитном полюсе и скорость аккреции на единицу площади основания
аккреционной колонки (М/ А0).
Система гидродинамических уравнений, описывающих эволюцию потока, может быть записана в виде
др др д
д(риа)
дЬ
+
+ Шу(ри) = 0,
(,рПаП/З) = Та,
(1)
+
д_
т
и
ра(Еа + у)
дха
+ Шу
дх
в
и
р3и(Е3 + у) +29,11
где р = ре + рг, р = рг + ре, Т и 28 обозначают источники импульса и энергии, а в = 1,е — сорт частиц.
Эту систему мы дополним уравнениями состояния для каждого сорта частиц. Мы используем уравнение состояния идеального газа Е, = = Рз/[Рз(1з - 1)]. Длях, = кв,Т8/(ш8с2) < 1 показатель адиабаты можно записать в виде & & 7о,(1 - хг) (де Гроот и др., 1983), где ^ог = 5/3 -обычное нерелятивистское значение для частиц, обладающих тремя степенями свободы, а 70е = = 3, поскольку в рассматриваемых сильных полях электроны являются квазиодномерными.
Одномерность распределения импульсов электронов связана с тем, что характерное время релаксации электронных уровней Ландау составляет порядка 10"15 Б— с, где Б и = Б/1012 Гс (см., например, Буссар, 1980) и является самым коротким временем в рассматриваемой системе после циклотронного. Время радиативного распада возбужденных уровней Ландау ионов составляет порядка 5 х 10"9Б"22 с, и это время заметно превышает время бесстолкновительной релаксации импульсов ионов гс и"1. Поэтому в данном случае ионы находятся на высоковозбужденных уровнях Ландау, что позволяет считать их трехмерными и описывать квазиклассически.
Мы рассматриваем одномерное движение аккрецирующей плазмы вдоль дипольных линий сильного магнитного поля НЗ, и в такой геометрии система (1) может быть переписана в виде
3др д , 3 .
г + —{г ри) = 0,
т
дЬ д
дг
(2)
+ тгЬ'Ч'Р + Рг'2)] = г+ 3г2Р>
дг
дг
и
ра(Еа + у)
+
Сверхзвуковой поток
Дозвуковой поток'
Магнитный туннель
Бесстолкновительная УВ
Полярная шапка
/ НЗ
/ М ~ 1.4 М0 У \
/ В ~ 1012 Гс / \
Р
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.