伽玛射线爆的超吸积模型
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伽玛射线爆的超吸积模型. 袁业飞 中国科学技术大学天体物理中心 2005.4.25. 合作者. 王建民( IHEP) 史集明( USTC) Tiziana Di Matteo (CMU) Rosalba Perna (U. Colorado) Agnieszka Janiuk ( Copernicus Astronomical Centre ) 卢炬甫,顾为民( XMU) 林一清( NJU). 伽玛射线爆. 短爆和长爆(余辉) 能源: E~10 51 ergs 持续时间:0.1-1000 s 动力学时标: ms. 伽玛射线爆的中心引擎.

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伽玛射线爆的超吸积模型

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伽玛射线爆的超吸积模型

袁业飞

中国科学技术大学天体物理中心

2005.4.25


4414957

合作者

  • 王建民(IHEP)

  • 史集明(USTC)

  • Tiziana Di Matteo (CMU)

  • Rosalba Perna (U. Colorado)

  • Agnieszka Janiuk (Copernicus Astronomical Centre )

  • 卢炬甫,顾为民(XMU)

  • 林一清(NJU)


4414957

伽玛射线爆

  • 短爆和长爆(余辉)

  • 能源:E~1051ergs

  • 持续时间:0.1-1000s

  • 动力学时标:ms


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伽玛射线爆的中心引擎

  • 中子星-中子星,黑洞-中子星并合

    Eichler et al 1989; Paczynski 1991;

    Narayan et al 1992

  • Collapsar模型

    Woosley 1993; Paczynski 1998; MacFadyen & Woosley 1999; MacFadyen & Woosley & Heger 2001


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伽玛射线爆超吸积模型思想

  • 低吸积率:ADAF

    (Radiation inefficient AF)

  • 高吸积率(~LEdd):SSD

  • 超Eddington吸积:Slim Disk

    (Radiation trapped ADAF)

  • 超超Eddington吸积:(~M⊙/s):

    Neutrino-Dominated Accretion Flow

    (Popham,Woosley,&Fryer 1999 )

    或者CDAF


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NDAF产生的条件

  • 高温高密

    T ~1010-1011 K,ρ ~106-1013g cm-3

  • 中微子冷却机制


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NDAF产生的天体物理环境

t=0.1s

t=1s

时标

NDAF

CDAF

中微子光厚

Narayan, Piran, & Kumar 2001


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吸积效率

NDAF

CDAF

Narayan, Piran, & Kumar 2001


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吸积效率

NDAF

CDAF

Narayan, Piran, & Kumar 2001


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NDAF产生的天体物理环境

  • 中子星-中子星并合:NDAF

  • 中子星-黑洞并合:NDAF

  • Collapsars:NDAF

    三者都要求并合后形成的黑洞质量小于10M⊙

  • 黑洞-白矮星并合:CDAF

  • 黑洞-氦核并合:CDAF

    两者的外半径太大!


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NDAF的基本理论框架

Popham, Woosley, & Fryer 1999

  • 动力学方程组(Kerr时空背景)

    (Gammie & Popham 1998; Popham & Gammie 1998)

    • 连续性方程:

    • 气体能量方程:

    • 径向方程:

    • 角动量守恒方程:

    • 垂向平衡方程:


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中微子冷却机制

  • 正负电子对湮灭

  • 核子俘获(URCA过程)

  • 光解离氦核

Qian & Woosley 1996


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状态方程

  • 压强

  • 内能

气体压

辐射压

简并压


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边界条件

  • 外边界(,cs):Self-similar ADAF of Narayan & Yi

  • 光滑地穿过两个临界点

    • 声速点

    • 粘滞点


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M=3Msun,Mdot=1Msun/s,

alpha=0.1

ADAF

Analytic thin disk (SSD)

Popham, Woosley, & Fryer 1999


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基本结论

  • 中微子光度:3.35x1051ergs/s

  • 外区:ADAF


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考虑中微子的光深

Di Matteo, Perna, & Narayan 2002

中微子冷却率

状态方程中加入囚禁中微子的贡献


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f=qadv/q+

光深

时标

Di Matteo, Perna, & Narayan 2002


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中微子辐射率

中微子Eddington光度

Di Matteo, Perna, & Narayan 2002


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含时的演化(径向)

质量和角动量守恒方程

Janiuk, Perna, Di Matteo, & Czerny 2004


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3D数值计算

  • 伪牛顿势(Kerr时空)

    Artemova-Bjornsson-Novikov势

    (Artemova et al 1996)

  • 主要结论:热压使得盘膨胀,中微子不可能光厚,辐射有效

(Setiawan, Ruffert, & Janka 2004)


Beta ndaf

处于beta平衡下的NDAF

Janiuk, Di Matteo, Yuan, & Perna 2005


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中微子辐射率


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中子化对动力学粘滞的影响

  • 粘滞的产生:MRI

  • 吸积流中的中子对粘滞无贡献

  • 中子化对吸积过程的影响


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对动力学粘滞的影响

Shi, Yuan, Wang 2005


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中微子光深

Shi, Yuan, Wang 2005


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从盘上辐射的中微子光度

辐射中微子湮灭产生正负电子对的光度

Shi, Yuan, Wang 2005


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