Modelowanie dysków akrecyjnych - Centrum Fizyki Teoretycznej PAN

Modelowanie dysków akrecyjnych
Model z ciśnieniem promieniowania
Teoria Shakury - Sunaeva (1973)
Krzywe stabilności - zależność σ od T - niemonotoniczność oznaczajaca
,
brak równowagi w rozwiazaniu
,
Profile gestości
,
Mikrokwazar IGR 17061 - 3624 modelowanie
Cienki dysk
Równowaga hydrostatyczna
(1)
p = ρΩ2h2
Chłodzenie Promieniowanie ciała doskonale czarnego
Q− =
4σB T 4
(2)
3κρh
Grzanie - turbulentna produkcja ciepła (wzór)
3
Q+ = αph
2
Ciśnienie gazu doskonałego dla gazu protonów
ρkB T
p=
mH
(3)
(4)
Rysunek :
Zależność temperatury od gestości.
Zielone kropki - model bez
,
ciśnienia promieniowania. Czerwone kropki przedstawiaja, zależność dla ciśnienia
promieniowania L = 105 − 1LEdd
Rysunek : Profile gestości
dla dysków z
,
L = 10−5 − 1LEdd
http://chandra.harvard.edu/photo/2012/igr/
Ciśnienie promieniowania proporcjonalne do czwartej potegi
,
temperatury
4σB T 4
pr ad =
3c
Numeryczne wyniki dla profili T, p , ρ i σ
Parametry przyjete
w modelu:
,
Masa objektuM = 6MS Nieprzezroczystość na rozpraszanie
elektronów (Electron scattering opacity) κ = 0.34
Współczynnik lepkości α = 0.1
Tempo akrecji dM
= 4.22 · 10−8MS /s
dT
Współczynnik adwekcji qadv = 0.32
Dane obserwacyjne: promieniowanie X w zakresie 0.3 − 10keV
(13)
Równowaga termiczna dysku
Energia wypromieniowana przez dysk
Ftot =
3GM dM
dt
f (R)
3
8πR
Efekty OTW maja, wpływ na warunki brzegowe
r
3RSchw
f (R) = 1 −
R
dla R → ∞ mamy f → ∞
Równowaga termiczna
(5)
Rysunek : Profile gestości
powierzchniowej dla
,
dysków z L = 10−5 − 1LEdd
(6)
Adwekcja
Rysunek : Profile temperatury dla dysków z
L = 10−5 − 1LEdd
Unoszenie energii cieplnej wraz z ruchami materii wewnatrz
dysku
,
Fl = Ftot(1 − fadv )
(7)
Ftot = Q+ = Q−
fadv = −
Stacjonarne rozwiazanie
bez
,
promieniowania
R
1
RS
3
)− 4
(8) Rysunek : Profile ciśnienia dla dysków z
L = 10−5 − 1LEdd
Grubość dysku
R
2
5
h(R) = Ch(f (R)) (
Gestość
,
ρ(r) = Cρf (R)(
RS
R
)
3
4
3ρGM f (R)
dlnρ
dlnT
qadv = (12 − 10.5β)
− (1 − 3β)
dlnr
dlnr
Zależna od gradientów predkości
i temperatury (Wzory (14), (15) i
,
(16) z pochodza, z pracy A.Janiuk, B.Czerny, A.Siemingowska
Radiation pressure instability driven variability in the accreting black
holes (2002), The Astrophysical Journal, 576 : 908 − 922, 2002
September
(9)
F.Capitanio, M. Del Santo, E. Bozzo, C. Ferrigno, G. De Cesare, A. Paizis IGR
J17091-3624: a GRS 1915-105 like source as seen by INTEGRAL and Swift Proceeding
of An
, INTEGRAL view of the high-energy sky (the first 10 years)”the 9th INTEGRAL
Workshop, October 15-19, 2012, Paris, France, in Proceedings of Science (INTEGRAL
2012), Eds. A. Goldwurm, F. Lebrun and C. Winkler, (this http URL), id 039
Widmo dysku akrecyjnego
(10)
− 43
RS
qadv
(16)
Analityczne wzory na profile dysków:
Temperatura
T (R) = CT (f (R)) 5 (
2rp
(14)
(15)
)
Gestość
powierzchniowa
,
(11)
7
Σ(R) = CρCh(f (R)) 5
Ciśnienie
p=
CρCT kB
mH
6
5
(f (R)) (
R
RS
− 23
)
(12) Rysunek : Profile grubości dla dysków z
L = 10−5 − 1LEdd
Mikołaj Grzędzielski, Centrum Fizyki Teoretycznej PAN, Warszawa 2013, pod opieką dr Agnieszki Janiuk
Modelowanie dysków akrecyjnych
Rysunek :
Widmo dysku akrecyjnego o masie 10 Ms (kropki) na tle widma ciała
doskonale czarnego o T = 2 · 107K
Model:
CFT PAN