Астрофизикалық ағын лақтыруларды модельдеу

Астрофизикада, нақтырақ айтқанда, биполярлық ағындық лақтырулардың пайда болу проблеммасы қарсаңында, математикалық модельдеу әдісімен есептік эксперементтер, жұлдыздық объектілерде өтетін процесстер табиғаты мен механизмдерін зерттеудегі негізгі құралдардың бірі болады. Жағдайдың осындай болуына астрофизикалық объектілердің орталық облыстарын тікелей бақылуға мүмкіндік беретін техникалық әдістер мен құралдардың жоқ болуы себеп. Осыған байланысты джеттерді, ағын лақтыруларды тудыратын жүйенің механизмдерін тікелей бақылаулар арқылы зерттеу мүмкін емес [29,30]. Замануи телескоптардың рұқсат ету дәлдігі тек қана қалыптасқан лақтырулар мен оны айнала орналасқан жарқыраған газ бұлтын көруге мүмкіндік береді. Бірақ осы бұлттың арасында орналасқан, ағын энергиясының көзі болатын, гравитациялық өрісі орасан зор, кішкентай объект пен сипатты өлшемі бірнеше парсек болатын джеттаның негізін көру мүлде мүмкін емес

2.1 сурет Хаббл телескобымен түсірілген M87 галактика джеттасы [31]

Осымен қатар джет лақтыруларды үдететін жүйенің орталық аймақтары туралы нақты бақыланған нәтежелердің болмауы, келтірілген есептерге сандық, компьютерлік модельдеу әдісін қолдану ерекшеліктерін анықтайды. Модельдеудін пәні тек қана бақыланған нәрселердің сандық параметрлерінің нақты да дәл қатынастары емес, осыған қоса бақыланған процесстердің сапалы спаттамаларының зерттелуіне негізделеді

Сандық эксперементтер мен модельдеулердің мақсаты ретінде, бір жағынан,астрономдардың тіркеген мәліметтерін, екінші жағынан лақтырулар түзілуінің нақты шарттарын түсіндіруді қамтамасыз ететін эффектер мен механизмдерді зерттеу болады.

2.2сурет VLBA телескобымен SS433 объектісін бақылау нәтежесі

Ағынды лақтырулар әр түрлі класты астрофизикалық объектілерде байқалады, олардың қатарына—протожұлдыздар және микроквазарлар (мысалы,SS433 екілік жұлдыз жүйесі [29,32,33]),активті галактикалардың ядролары (мысалы,2.1 суреттегі M87 элииптикалық галактикасы) жатады.Джетталардың ағыны бұрылу бұрышы 6^o шамалас, конус сияқты, шамалары 10 жарық жылына жақын түйіндерде жиналған, жылдам қозғалатын, зарядталған бөлшектерден құралады (2.2 сурет). M87 галактика джетіндегі заттың ағу жылдамдығы 0.8*c дейін жетеді,бұл жерде, c—жарық жылдамдығы. Ал SS433 джетіндегі зат ағынының жылдамдығы шамамен 0.26*c тең.Осындай зат ағыстары жұлдыздық эволюцияның барлық этаптарына, яғни жұлдыздың тууымен өшуіне деінгі аралыққа тән.Олар морфологиясы әр түрлі, ұзынша тартылған құрылымдар ретінде байқалады. Ал соңғы зерттеулер бұл құрылымдардың спектралды типі әр түрлі жұлдыздарда түрліше болатыны дәлелдеді. Осыған сәйкес ағындық лақтырудың моделі келесі сұрақтарға жауап беріп, шарттарды қанағаттандыруы қажет:

жұлдыздық объектіден тараған плазма ағыны коллимациясының механизмі қандай,неге ағын бұрышы 10^o аз;

лақтырулар жылдамдығының жоғары (субжарықтық)болуының табиғаты неде,жылдамдық 0.9*cдейін (M87 галактикасы);

лақтыруларда ерекше “түйінді” құрылымның пайда болуына қандай процесстер әсер етеді.

ұзақ уақыт бойы ағын генерациясын қамтамасыз ететін, джеттің зат көзі не.

Зат лақтырылуының периодтығы,ағын коллимациясының жоғары реттілігі,лақтырылу энергетикасы,джетталардың пайда болуы, әдетте, тек қана газодинамикалық (ГД),МГДнемесерадиациялық механиз шегінде түсіндірілуінің мүмкін еместігі.Осымен қатар,келтірілген механизмдердің әрқайсысы ағынның қалыптасуына зор үлес қосып, бақыланған деректердің бір бөлігін түсіндіре алады.

Мысалы,[34,35] теориялық модельдер бойынша,ағыстың тұрақтылығы мен коллимациясында негізгі рөл, магнит өрісіне тиесілі бәлкім. Ал, ұыйтқудың субжарықтық жылдамдықтарға дейін үделумеханизмі ретінде – централды объект пен оның айналасындағы аккрециялық дискінің сәулелену қысымын қарастыруға болады. Лақтырылу ағынынд жекелеген зат ұйытқуларының түзілуі – бір модельде Рэлея-Тейлор [29,30] тұрақсыздығының пайда болуымен түсіндірілсе, екінші модельде, джетке түсетін зат ағынының жеткіліксіздігінен, қиғаш соққы тоқындарының түзілуімен себептеледі[29,32].

Джеттердің түзілуін сипаттайтын, МГД – шеңберінде құрастырылған модельдерді келесі класстарға бөлуге болады:

Идеал МГД шегіндегі модельдер (модельденген ортаның шексіз өтімділікке ие болуы):

Бастапқыдан, біртекті емес магнит өрісімен тесілген, қалың аккрециялық дисктің болуын ескеретін модельдер.[36];

Толықтай магнит өрісімен (оның ішінде, монопольді және дипольді) толтырылған облыстардағы жұқа аккрециялық диск бетінде пайда болатын ағыстарды қарастыратын моделдер [37,38];

Локалданған магнит өрісі бар, жұқа аккрециялық диск бетіндегі плазмалық шұңқыр бойында пайда болатын ағыстарды ескеретін моделдер [39].

Шекті өтімділікті МГД-моделдер:

Коллимирленген облыстағы ағысты анықтайтын локалданған магнит өрісі бармоделдер [40];

Жұқа аккрециялық диск бетіндегі магнит өрісінің бейсызық таралуын ескеретін моделдер [41].

Лақтырылулардың суб жарықтық жылдамдықтарының болуын түсіндіру үшін қоладынылатын екінші үлкен класқа радиациондық модельдер жатады. Осыған тектес модельдер, әдеттегіде, сәулеленетін объектінің тек қана центіріне жақын облысын қарастырады. (бұған сондай ақ центірдегі жүйе жатады. Яғни шағын ядромен оны қоршаған аккрециялық дискінің сәулелену қысымы зерттеледі).Лақтырулардың коллимациясы проблеммасы осыған тектес модельдерде қарастырылмайды.