Перейти…

Астрофизический семинар ИНАСАН № 272 (17 апреля 2014 г., 11:00)

Опубликовано: 17/04/2014

Докладчик: Хайбрахманов С. А. (ЧелГУ)

Название доклада: “Остаточное магнитное поле аккреционных дисков молодых звезд (доклад по материалам кандидатской диссертации)”

Краткое содержание доклада:

Работа посвящена исследованию остаточного магнитного поля аккреционных дисков молодых звезд. Разработана МГД модель стационарного геометрически тонкого аккреционного диска. Модель включает уравнения Шакуры и Сюняева, уравнение индукции с учетом омической и магнитной амбиполярной диффузии, уравнения ионизационного равновесия с учетом лучистых рекомбинаций, рекомбинаций на пыли, испарения пыли, ионизации космическими и рентгеновскими лучами, радиоактивными элементами. В случае, когда степень ионизации является степенной функцией плотности получено аналитическое решение для радиальных профилей степени ионизации и компонент остаточного магнитного поля. Рассчитана интенсивность и геометрия остаточного магнитного поля аккреционных дисков молодых звезд. Показано, что магнитное поле вморожено и является квазиазимутальным вблизи внутренней границы аккреционного диска. Магнитное поле является квазиполоидальным в областях низкой степени ионизации и эффективной диффузии магнитного поля (“мертвых” зонах) в присутствии пыли. Во внешних областях аккреционных дисков магнитное поле является квазиазимутальным или квазирадиальным в зависимости от размеров пылинок и интенсивности ионизационных процессов. В отсутствии пыли магнитное поле вморожено и является квазиазимутальным вблизи внутренней границы аккреционного диска и квазирадиальным в его внешних областях. Показано, что эффект Холла приводит к преобразованию квазизимутального магнитного поля в квазирадиальное, что способствует генерации наблюдаемых истечений во внешних областях аккреционных дисков молодых звезд. Исследована физические характеристики мертвых зон.Показано, что внешняя граница “мертвых” зон лежит на расстоянии 3-21 а.е. от звезды в зависимости от массы звезды, в диапазоне от 0.5 до 2 масс Солнца, и определяется магнитной амбиполярной диффузией.