تحول دینامیکی خودمشابه مغناطوسیال برافزایشی مقاومتی در اطراف یک سیاهچالۀ ساکن

در این تحقیق، ما بر معادلات مغناطوهیدرودینامیک نسبیت عامی حاکم بر حرکت مغناطوپلاسمای برافزایشی بر یک سیاهچالۀ ساکن، حد نیوتنی اعمال می‌کنیم. و تحول زمانی یک قرص مغناطیدۀ برافزایشی ضخیم ناوشکسان را در حضور میدان مغناطیسی دوقطبی سیاهچالۀ مرکزی مورد مطالعه قرار می‌دهیم. با حضور رسانندگی الکتریکی متناهی برای سیال، در واقع تنش مغناطیسی، جایگزین تنش وشکسانی لایه‌ای در الگوی قرص استاندارد می‌شود و مسئولیت انتقال تکانۀ زاویه‌ای را به عهده می‌گیرد. همه کمیات فیزیکی سامانه تابعی از سه متغیر  ،  و  هستند. وابستگی زمانی توابع فیزیکی سامانه را از روش خودمشابه زمانی می‌یابیم. با فرضیات فیزیکی مناسب، وابستگی فضایی توابع را تا حد امکان با جواب‌های تحلیلی دقیق، و سپس به ناچار به روش عددی به دست می‌آوریم. جواب‌های خودمشابه نشان می‌دهند که با گذشت زمان،  فروریزش و چرخش سیال کندتر، قرص کم چگال‌تر، سردتر و کم فشارتر می‌شود، همچنین رسانندگی الکتریکی سیال نیز کاهش می‌یابد. هرچه رسانندگی الکتریکی سیال بیشتر می‌شود، فروریزش و چرخش سیال کندتر، قرص چگال‌تر و سردتر می‌شود ولی آهنگ بر افزایش جرم بیشتر می‌شود. چگالی جریان الکتریکی سمتی تولید شده به خاطر حرکت مغناطو‌سیال، ساختار میدان مغناطیسی درون قرص را تعیین می‌کند و منجر به یک مولفۀ قطبی برای میدان مغناطیسی قرص می‌شود. به لطف رسانندگی الکتریکی متناهی سیال، بر سطح مرزی قرص، خطوط ثابت میدان مغناطیسی قرص به خطوط دوقطبی میدان مغناطیسی سیاهچالۀ مرکزی متصل می‌شوند. با سپری شدن زمان، این پیکربندی ثابت می‌ماند؛ زیرا تابعیت زمانی مولفه‌های میدان مغناطیسی قرص یکسان است.

self-similar dynamical evolution of a resistive accreting magnetofluid around a static black hole

in this paper, we apply the newtonian limit to the general relativistic magnetohydrodynamic (grmhd) equations that govern the motion of magnetoplasma accreting onto a static black hole. we study the time evolution of a non-viscous, magnetized, thick accretion disk in the presence of the central black hole’s dipolar magnetic field. with the presence of finite electrical conductivity in the fluid, the magnetic stress effectively replaces the viscous shear stress in the standard disk model and is responsible for the transfer of angular momentum. all physical quantities of the system are functions of three variables: t, r, and θ. we determine the time dependence of the system’s physical functions using the self-similar method. with suitable physical assumptions, we derive the spatial dependence of the functions as accurately as possible through analytical solutions, and, when necessary, through numerical methods. self-similar solutions indicate that over time, the accretion and rotation of the fluid slow down, the disk becomes less dense, cooler, and less pressurized, and the electrical conductivity of the fluid also decreases. as the electrical conductivity of the fluid increases, the accretion and rotation of the fluid slow down, and the disk becomes denser and cooler, but the mass accretion rate increases. the azimuthal electric current density generated by the motion of the magnetofluid determines the magnetic field structure within the disk and results in a polar component for the disk’s magnetic field. due to the finite electrical conductivity of the fluid, at the boundary surface of the disk, the constant magnetic field lines of the disk connect to the dipolar magnetic field lines of the central black hole. over time, this configuration remains stable because the time dependence of the magnetic field components of the disk is similar.