Астронет - 5

Както видяхме в гл. 5.1, в рамките на осесиметричните модели е възможно да се разберат много от наблюдаваните прояви на АД. В същото време, в близки двоични системи, акреционните дискове са по същество неосесиметрични поради гравитационното влияние от нормална звезда и факта, че материята навлиза в AD под формата на струя през вътрешната лагранжева точка. Ако се изследват достатъчно дълги периоди от време, значително надвишаващи орбиталния период, тогава изглежда, че стандартните модели на кръвното налягане са добро приближение. Тъй като веществото прави много обороти по време на движението си към нарастващия обект, през това време веществото се смесва по ъгъла. Гравитационната сила на нормалния компонент при приближаване на компактен обект става произволно малка в сравнение със силата, дължаща се на централната маса.

Възникват редица интересни въпроси: при какви условия кръвното налягане възниква в TDS? Каква част от веществото се губи от системата? Ще нарасне ли веществото без вискозитет? Проблемите от този вид са практически нерешими за любителите на аналитичните решения поради нестационарност и неравномерност. И почти единственият изход е числената симулация.

Материята може да остави оптичната звезда под формата на звезден вятър, т.е. от цялата повърхност на звездата. Друг режим може да възникне, когато нормална звезда изпълни критичния си регион на Роше, когато материята изтича под формата на струя през достатъчно малка близост до вътрешната точка на Лагранж. Освен това, ако скоростта на газа е достатъчно висока, тогава е трудно да се очаква образуването на диск.

От най-общите съображения става ясно, че ударни вълни могат да възникнат по време на нарастване в TDS. Бирман [436], очевидно, е първият, който разглежда газовия поток в близката двоична система в режима на звездния вятър в рамките на хидродинамичния подход. Единствено свръхзвуковият поток се разглежда по метода на характеристиките. Такова решение очевидно не може да съдържа ударни вълни. През [437] е получена конична ударна вълна зад акретиращ обект. Използваният метод за крайна разлика обаче, който има първия ред на точност, води до твърде висок числен вискозитет. В допълнение, декартовата мрежа не ви позволява да зададете правилно граничните условия на повърхността на двете звезди.

В [438-444] са използвани числени схеми от втори ред върху криволинейна решетка, чиито координатни линии са близо до изолиниите на ефективния потенциал на система, състояща се от две тела (), разположени на разстояние едно от друго и въртящи се с ъглова скорост. Една от звездите запълва критичния си регион Рош, докато радиусът на другата не надвишава. Ефектите, свързани с охлаждане, нагряване, 5,7 вискозитет и магнитни полета не бяха взети под внимание. На повърхността на нормална звезда бяха зададени плътността и скоростта на звука .

Фигура: 5.5. Типично местоположение на ударни вълни за различни стойности: а --; б --; в -- .

Изследването на потоците за различни са посветени на трудовете [439,442] за. Ако скоростта на звука е малка (), тогава около компактния обект 5.8 се появява диск с две спирални ударни вълни (фиг.5.5, и). Максималният брой на Мах не надвишава. В случая потокът се пренарежда: дискът става по-слабо изразен, докато остава само една спирална ударна вълна (фиг.5.5, б). При стойности, лежащи в региона, се появява конична ударна вълна (фиг. 5.5, в), потокът в конуса става по същество дозвуков. С по-нататъшно увеличаване на скоростта на звука () се формира подчертан звезден режим на вятъра. С увеличаване на скоростта на звука на повърхността на звездата донор ъгълът между ударните вълни става по-малък. Преминавайки през конусовидна ударна вълна, скоростта на газа силно намалява и част от него се натрупва върху компактен обект. По-голямата част от веществото напуска системата. Подобни резултати бяха получени в [445].

По този начин видът на нарастващия поток (изтичане с образуване на диск или под формата на звезден вятър с появата на конична ударна вълна) в система с донорна звезда, запълваща своя лоб на Рош, се определя от стойността на параметър. Типична за разглежданите системи е оценката cm/s, която съответства на температурата К. При липса на звездна корона температурата на материята, изтичаща от звездата, е много по-малка от К. Следователно най-вероятният режим на изтичането през вътрешната точка на Лагранж е образуването на акреционен диск около компактния обект. Когато веществото протича през вътрешната точка на Лагранж, специфичният ъглов момент на веществото е голям, което води до образуването на диск. В случай на звезден вятър специфичният ъглов момент е достатъчно малък и не се образува диск [144].


5.2.2 Самоподобни ударни вълни

Многократно е изразено предположението, че спирални ударни вълни могат да възникнат в газообразни дискове, въртящи се около компактни обекти [446,447]. Привлекателността на тяхното изучаване се дължи на факта, че спиралните ударни вълни могат да пренасят ъгловия импулс от вътрешните области на диска към външните. В тънките акреционни дискове () потокът е свръхзвуков, което позволява появата на ударни вълни. Причините за появата на ударни вълни могат да бъдат вторият компонент в системата или асиметрична магнитосфера около компактен обект [448]. Поради дисипативните процеси на фронта на вълната, материята може да се върти спирално надолу към центъра.

Нека разгледаме стационарен поток, съдържащ две или повече спирални ударни вълни в рамките на самоподобния подход [449]. Записваме стационарните уравнения на газовата динамика в следната форма: