МГД моделирование астрофизических и лабораторных джетов при различных конфигурациях магнитных полей

Обложка

Цитировать

Полный текст

Открытый доступ Открытый доступ
Доступ закрыт Доступ предоставлен
Доступ закрыт Доступ платный или только для подписчиков

Аннотация

В настоящей работе представлены результаты МГД моделирования астрофизических и лабораторных сверхзвуковых джетов при суперпозиции полоидального (Br, Bz) и тороидального (Bϕ) магнитных полей. Показано, что вылетающее вещество быстро коллимируется магнитным полем. Образуется ударная волна вытянутой формы, которая движется от мишени к границе камеры, оставляя за собой устойчивое течение. Внутри основной конической расширяющейся ударной волны наблюдается периодическая ударно-волновая структура. Показано, что тороидальный компонент магнитного поля остается в области на протяжении всего расчета и играет роль в коллимации потока. Полоидальное магнитное поле уменьшается в области конуса джета, но сохраняется в области моделирования на всем протяжении расчета и также участвует в коллимации потока. Таким образом, в коллимации потока магнитным полем принимают участие оба компонента Bz и Bϕ. Ширина джета и угол раствора конуса Ɵ зависят от величины индукции магнитного поля. По мере увеличения поля джет становится более узким, а угол раствора конуса уменьшается. Изначально мы не задаем вращение джета Ω. Однако благодаря наличию поля Bϕ вещество приобретает угловую скорость и закручивается вдоль оси z. Результаты моделирования качественно согласуются с лабораторными джетами, возникающими в эксперименте на лазерной установке «Неодим», и с ранее полученными результатами МГД моделирования образования джетов раздельно, в полоидальном или тороидальном магнитном поле.

Полный текст

Доступ закрыт

Об авторах

О. Д. Торопина

Институт космических исследований Российской академии наук

Автор, ответственный за переписку.
Email: toropina@cosmos.ru
Россия, Москва

Г. С. Бисноватый-Коган

Институт космических исследований Российской академии наук

Email: toropina@cosmos.ru
Россия, Москва

С. Г. Моисеенко

Институт космических исследований Российской академии наук

Email: toropina@cosmos.ru
Россия, Москва

Список литературы

  1. S. Wilson and Y. Yang, 568(1), 133 (2002).
  2. H. L. Marshall, B. P. Miller, D. S. Davis, E. S. Perlman, M. Wise, C. R. Canizares, and D. E. Harris, 564(2), 683 (2002).
  3. H. L. Marshall, D. E. Harris, J. P. Grimes, J. J. Drake, et al. 549(2), L167 (2001).
  4. S. G. Moiseenko, G. S. Bisnovatyi-Kogan, and N. V. Ardeljan, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 370(1), 501 (2006).
  5. G. S. Bisnovatyi-Kogan, B. V. Komberg, and A. M. Fridman, Soviet Astron. 13, 369 (1969).
  6. G. S. Bisnovatyi-Kogan, in: Proc. 6th Intern. Workshop of the Astronomical Observatory of Capodimonte (OAC 6), Capri, Italy, September 18–21, 1991 (Dordrecht: Kluwer, 1991); edited by L. Errico and A. A. Vittone; Astrophys. Space Sci. Library 186, 369 (1993).
  7. D. D. Ryutov, R. P. Drake, and B. A. Remington, Astrophys. J. Suppl. 127(2), 465 (2000).
  8. S. Bouquet, E. Falize, C. Michaut, C. D. Gregory, B. Loupias, T. Vinci, and M. Koenig, High Energy Density Physics 6(4), 368 (2010).
  9. V. S. Belyaev, G. S. Bisnovatyi-Kogan, A. I. Gromov, B. V. Zagreev, A. V. Lobanov, A. P. Matafonov, S. G. Moiseenko, and O. D. Toropina, Astron. Rep. 62(3), 162 (2018), arXiv:1903.04199 [astro-ph.HE].
  10. O. D. Toropina, G. S. Bisnovatyi-Kogan, and S. G. Moiseenko, Astron. Rep. 67(1), 3 (2023).
  11. V. S. Belyaev, V. I. Vinogradov, A. P. Matafonov, A. M. Chekmarev, and A. G. Karabadzhak, Laser Phys. 16, 477 (2006).
  12. V. I. Mazhukin, A. V. Shapranov, M. M. Demin, A. A. Samokhin, and A. E. Zubko, Mathematica Montisnigri 37, 24 (2016).
  13. V. I. Mazhukin, A. V. Shapranov, M. M. Demin, A. A. Samokhin, and A. E. Zubko, Mathematica Montisnigri 38, 3 (2017).
  14. V. I. Mazhukin, M. M. Demin, and A. V. Shapranov, Appl. Surface Sci. 302, 6 (2014).
  15. Л. Д. Ландау, Е. М. Лившиц, Электродинамика сплошных сред (М.: Наука, 1982).
  16. V. T. Zhukov, A. V. Zabrodin, and O. B. Feodoritova, Comp. Math. and Math. Physics 33(8), 1099 (1993).
  17. Э. Оран, Дж. Борис, Численное моделирование реагирующих потоков (М.: Мир, 1990).
  18. J. P. Boris and D. L. Book, J. Comput. Phys. 11(1), 38 (1973).
  19. V. V. Savelyev and V. M. Chechetkin, Astron. Rep. 39(1), 123 (1995).
  20. V. V. Savelyev, Yu. M. Toropin, and V. M. Chechetkin, Astron. Rep. 40(4), 494 (1996).
  21. O. D. Toropina, M. M. Romanova, Yu. M. Toropin, and R. V. E. Lovelace, 561(2), 964 (2001).
  22. O. D. Toropina, M. M. Romanova, and R. V. E. Lovelace, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 420(1), 810 (2012).

Дополнительные файлы

Доп. файлы
Действие
1. JATS XML
Скачать
2. Рис. 1. Схема лазерного эксперимента. На мишень М (Cu 30 мкм, 50 мкм, либо Ta 50 мкм) приходит лазерное излучение. В результате нагрева мишени возникают два направленных протонных пучка, которые фиксируют трековые детекторы CR-39 A и B.

Скачать (36KB)
Метаданные
3. Рис. 2. Схема области моделирования: используется инерциальная цилиндрическая система координат с центром в середине мишени, ось перпендикулярна мишени. Задано полоидальное B и тороидальное магнитное поле Bϕ. Центральная область мишени представляет собой однородный цилиндр радиуса RdRmax, Zmax и толщины ZdRmax, Zmax.

Скачать (65KB)
Метаданные
4. Рис. 3. Картина течения вещества при формировании джета в магнитном поле в моменты времени (сверху вниз и слева направо): Т1 = 0.1, Т2 = 0.8, Т3 = 1.6, Т4 = 2.5 для случая с параметрами b0 = 1, β = 10–2 и M = 3. Цветной заливкой обозначен логарифм плотности, тонкие сплошные линии соответствуют силовым линиям полоидального поля.

Скачать (640KB)
Метаданные
5. Рис. 4. Структура джета в магнитном поле в момент времени Т4 = 2.5. Вверху: случай с параметрами b0 = 1, β = 10–2 и M = 3. Внизу: случай с параметрами b0 = 1, β = 10–2 и M = 6. Цветной заливкой обозначен логарифм плотности, тонкие сплошные линии соответствуют силовым линиям полоидального поля. Для визуализации деталей контрастность рисунка понижена.

Скачать (399KB)
Метаданные
6. Рис. 5. Распределение логарифма плотности вещества вдоль оси z на расстоянии r = 0.01 (сплошная линия) и r = 0.16 (штриховая линия) в момент времени T = 2.5 для случая с параметрами β = 10-2 и M = 3.

Скачать (49KB)
Метаданные
7. Рис. 6. Число Маха M = ν/cs вдоль оси z на расстоянии r = 0.01 (сплошная линия) и r = 0.16 (штриховая линия) в момент времени T = 2.5 для случая с параметрами β = 10-2 и M = 3.

Скачать (43KB)
Метаданные
8. Рис. 7. Распределение индукции магнитного поля вдоль оси r на одном и том же расстоянии z = 0.2 в моменты времени T = 0.0, T = 1.2, T = 2.5 для случая с параметрами β = 10-2 и M = 3.

Скачать (55KB)
Метаданные
9. Рис. 8. Распределение индукции магнитного поля Bz вдоль оси r на расстоянии z = 0.01, z = 1.128, z = 2.56 в момент времени T = 2.5, для случая с параметрами β = 10–2 и M = 3.

Скачать (54KB)
Метаданные
10. Рис. 9. Распределение угловой скорости ω вдоль оси r на расстоянии z = 1.128 в моменты времени T = 0.0 (сплошная линия), T = 1.2 (пунктирная линия) и T = 2.5 (штриховая линия) для базового случая с параметрами b0 = 1.0, β = 10–2 и M = 3.

Скачать (50KB)
Метаданные
11. Рис. 10. Картина течения вещества при формировании джета в магнитном поле в моменты времени (сверху вниз слева направо): T1 = 0.1, T2 = 0.8, T3 = 1.6, T4 = 2.5 для случая с параметрами b0 = 0.5, β = 10-2 и M = 3. Цветной заливкой обозначен логарифм плотности, тонкие сплошные линии соответствуют силовым линиям полидального поля.

Скачать (790KB)
Метаданные
12. Рис. 11. Картина течения вещества в один и тот же момент времени T4 = 2.5 для трех случаев, отличающихся величиной индукции магнитного поля. Слева направо коэффициенты усиления поля b0 = 0.5, b0 = 1.0 и b0 = 2.0. Число Маха одинаково и равно M = 3.

Скачать (790KB)
Метаданные

© Российская академия наук, 2024