Радиационный перенос в задачах акреции газа Сергей Наякшин (Leicester) Seung Hoon Cha (Leicester) Volker Springel (MPA-Garching), Alex Hobbs, Chris Power. - презентация

1 Радиационный перенос в задачах акреции газа Сергей Наякшин (Leicester) Seung Hoon Cha (Leicester) Volker Springel (MPA-Garching), Alex Hobbs, Chris Power (Leicester)

2 Центральные парсеки галактик Чёрная дыра и потоки газа. Звёзды и галактика не важны.

3 Sgr A* Светимость Sgr A* ~ 100 L _sun Газа почти нет Молодые звёзды M > 20 M_sun, L > 10 ^5 L_sun Eisenhauer et al 05

4 Искривлённый диск звёзд Bartko et al 08

5 Schematically suggested by Yusef-Zadeh 08 Simulated in detail by Bonnell & Rice 08 Захват мол. облака

6 Столкновение двух мол. облаков Hobbs and Nayakshin, MNRAS 2009 cooling parameter 0.3

7 Искривлённые диски в симуляциях

8 Звёздообразование в АГН Простейшие модели предсказывают 100% перевод газа в звёзды Работает для Sgr A* Однако как прокормить квазары если газ в дисках превращается в звёзды? Решение (?) – обратная связь звёздообразования с термодинамикой газа (Goodman 2003, Thompson+ 2005)

9 Физические процессы Гравитация Гидродинамика Радиационный перенос Магнитные поля

10 Численные методы рад. переноса Диффузия с насыщением (Whitehouse & Bate; Viau et al 06) – работает плохо в оптически тонкой среде Перенос по лучам (Kessel-Deynet & Burkert 00, Oxley & Wolfson 03, Stamatellos & Whitworth 05, Pawlik & Schaye 08, Altay et al 08) – Рассеянная компонента не включена – Радиационное давление на газ пренебрежено

11 Пакеты фотонов рождаются с энергией в количестве Распространяются с постоянной скоростью и направлением Уравнение переноса В пределе статической диффузии Скорость пакета удобно уменьшить Перенос радиации пакетами Nayakshin, Cha & Springel 2009

12 Давление внешней среды постоянно Поглощение при первом рассеянии: тест Для удовлетворительной точности необходимо Nayakshin, Cha and Springel, to be submitted

13 Isothermal Optically thin Тест с постоянным рад. ускорением Пуассоновская статистика ошибок

14 Massive polytropic cloud near a SMBH radiating at the Eddington limit Optically thin case the cloud should not even know the SMBH exist! Simulated for 3 free-fall times Тест для точечного источника/массы

15 Оптически толстое облако L = 2 L edd, (x,y,z) = (20,10,0) при t=0 v = v_ parabolic tau_cloud ~ 5

16 Давление радиации в дисках Радиация для R = 1.1 – 1.9

17 100 embedded sources Тоже для 100 источников на круговых орбитах

18 обратная связь массивных дыр и галактик Чёрные дыры не дают галактикам спокойно расти Поток момента от чёрной дыры Поток момента аккрецирующего газа King 2003, 2005

19 обратная связь в симуляциях Volker Springel, T. Di Matteo, D. Sijacki et al. Темпы выделения тепловой энергии e.g., Silk & Rees 1998 Sijacki et al 2007

20 Решение загадки В программе установлен максимум по температуре Точно как в модели King 2003!

21 Сравнение двух моделей Thermal feedback calculation Momentum feedback

22 Не сферическое облако Power, Nayakshin, Springel and King, in preparation

23 Звёздообразование

24 Limitations of the method Optically thick systems require very short time-steps Practical to use only for Momentum passed by one photon should be small Thus need a minimum number of photons for accuracy CPU cost scales as Current implementation limits Nsph to 10^6 or so Thin disk simulations will be limited to shearing boxes

25 Залючение Монте Карло со временной зависимостью Точное преставление поля плотности прямое парное взаимодействие вещества и пакетов радиации Легко соблюсти законы сохранения Любая 3-х размерная геометрия

26 Paczynski 1978, Kolykhalov & Sunyaev 1980, Lin & Pringle 1987, Shlosman & Begelman 1989, Collin & Zahn 1999, Bertin & Lodato 1999, Goodman et al. 2003, Levin 2006 (Toomre 1964) For fragmentation also need rapid enough cooling (Gammie01, Rice et al. 2005) Star formation in an accretion disc Nayakshin & Cuadra 2005, Nayakshin 2006

27 Scatter formulation of the SPH density field Sum over all SPH particles containing the photon Momentum absorbed by SPH particle i Implementation in SPH Radiation pressure force on an SPH particle is the sum of all momentum changes over time dt_i Exact momentum conservation

28 Sources embedded in a gaseous disc L = 1.e-6 L edd, tau_disc ~ 5, sources at z = 0 Radiation transfer check in a live isothermal SPH disc.