Текущая версия |
Ваш текст |
Строка 2: |
Строка 2: |
| *[[Ле-Захаров Александр]] | | *[[Ле-Захаров Александр]] |
| *[[Мурачёв Андрей]] | | *[[Мурачёв Андрей]] |
− | *[[Марков Николай]]:
| |
| | | |
− | ==Итоги на 15.11.2013==
| + | '''Итоги недели 28.11.13-3.11.13''' |
| | | |
| [[Мурачёв Андрей]]: | | [[Мурачёв Андрей]]: |
Строка 12: |
Строка 11: |
| a) Показать, как влияют константы радиационной силы на разность между плотностями, полученными при решении уравнений равновесия (Уравнение Лейна-Эмдена и уравнение равновесия из магистерской работы [[Мурачёв Андрей|Мурачёва Андрея]]) | | a) Показать, как влияют константы радиационной силы на разность между плотностями, полученными при решении уравнений равновесия (Уравнение Лейна-Эмдена и уравнение равновесия из магистерской работы [[Мурачёв Андрей|Мурачёва Андрея]]) |
| | | |
− | б) Предсказать количество, массу, орбиту протоземалий в протопланетном диске. Задача до 31.12.13 показать возможность устойчивого существования протоземалий в протопланетном диске, состоящем из твёрдых одинаковых частиц (без газовой составляющей). | + | б) Предсказать количество, массу, орбиту протоземалий в протоплаанетном диске. Задача до 31.12.13 показать возможность устойчивого существования протоземалий в протопланетном диске, состоящем из твёрдых одинаковых частиц (без газовой составляющей). |
| | | |
| 2. Изучается "Введение в учение о строении звёзд" Чандрасекара и "Chaos and Complexity in Astrophysics" by Oded Regev, | | 2. Изучается "Введение в учение о строении звёзд" Чандрасекара и "Chaos and Complexity in Astrophysics" by Oded Regev, |
| | | |
− | 3. Получены графики разности плотностей из пункта 1.a при изменении константы К (К= квадрат площади частицы*импульс оторвавшейся молекулы*масса молекулы) и подэксонентациальной констанстаны интенсивности испарения (неопределяемая из первопринципов константа). | + | 3. Получены графики разности плотностей из пункта 1.a при изменении константы К (К= квадрат площади частицы*импульс оторвавшейся молекулы*масса молекулы) и подэксонентациальной констанстаны интенсивности испарения. |
| [[Файл: Untitled.png|thumb|right|380px]] | | [[Файл: Untitled.png|thumb|right|380px]] |
| [[Файл: Untitled21.png|thumb|left|380px]] | | [[Файл: Untitled21.png|thumb|left|380px]] |
− |
| |
− | ==Итоги недели 4.11.13-10.11.13==
| |
− |
| |
− | [[Мурачёв Андрей]]:
| |
− |
| |
− |
| |
− | 1. Приближённо
| |
− | <math>
| |
− | \gamma = \frac{R+f}{f} ,
| |
− | </math>
| |
− | где R -- газовая постоянная (2 кал/град), а f -- число степеней свободы. Тогда для роя частиц (6 степеней свободы)
| |
− | <math>
| |
− | \gamma = \frac{4}{3}.
| |
− | </math>
| |
− |
| |
− | см. [1], стр. 91
| |
− |
| |
− | Так как для двухатомного газа (а в протопланетном облаке в основном был водород <math>H_2</math>, <math>\gamma = \frac{7}{5}</math> (пять степеней свободы для двухатомного газа). То есть политропы газа и твёрдой фазы должны быть разными!
| |
− |
| |
− | 2. В июле 2012 года астрономы из США и Австралии сообщили об исчезновении протопланетного диска, который отчётливо наблюдался вокруг звезды TYC 8241 2652 ещё всего лишь несколько лет назад[3]. Свечение данного протопланетного диска было впервые зафиксировано в 1984 году, и с тех пор в течение около 20 лет было хорошо доступно для наблюдений. Но в 2009 году обнаружилось, что его яркость уменьшилась на 2/3, а к 2010 году диск стал почти неразличим. То есть диск исчез всего лишь приблизительно за три года, что является абсолютным рекордом, никогда не наблюдавшимся ранее. [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D1%80%D0%BE%D1%82%D0%BE%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%BD%D1%8B%D0%B9_%D0%B4%D0%B8%D1%81%D0%BA см. тут]
| |
− |
| |
− |
| |
− | [[Марков Николай]]:
| |
− |
| |
− | Сформулированы задачи:
| |
− |
| |
− | 1) Исследовать получение двух кластеров из определенной начальной конфигурации и исследовать набор параметров, при которых это получается.
| |
− |
| |
− | 2) Добавить в систему газ. Газ будет представлять собой частицы малого размера, на которые действуют только гравитационные силы.
| |
− |
| |
− |
| |
− | При выполнении задачи 1 был найден небольшой "косяк" в выполнении программы. При добавлении расчета скорости по оси Z результат получается иным, чем без него. Ведутся работы по его отладке. При выполнении пункта 2 столкнулись с проблемой оптимизации, т.к. при малой плотности газа потребуется намного больше вычислительных затрат. Поэтому основные вычисления будут проводится на суперкомпьютерах.
| |
− |
| |
− |
| |
− | [[Григорьева Полина]]:
| |
− |
| |
− | Сформулированы задачи:
| |
− |
| |
− | 1) Учет в протопланетном облаке газодинамической составляющей
| |
− |
| |
− | 2) С помощью теории динамического хаоса объяснить, почему процесс с разными начальными условиями в результате математического моделирования даёт один и тот же результат
| |
− |
| |
− | Сейчас проводятся изучение материалов по данной тематике. Также появилась необходимость сузить рамки задачи, для более точного применения.
| |
− |
| |
− |
| |
− | [[Лапин Руслан]]:
| |
− |
| |
− | Сформулированы задачи:
| |
− |
| |
− | 1) Добавить газовую составляющую в облако
| |
− |
| |
− | Добавлены частички газа в программу путем добавления отдельного массива. Добавлены взаимодействия. Проверяется правильность(адекватность) результатов.
| |
− |
| |
− | ==Итоги на 17.11.2013==
| |
− |
| |
− | [[Мурачёв Андрей]]:
| |
− |
| |
− | * [http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A4%D0%BE%D0%BC%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D0%B3%D0%B0%D1%83%D1%82 Фомальгаут], имеет чётко выраженный пылевой протопланетный диск с планетой внутри.
| |
− |
| |
− | * Существуют два процесса, приводящие к образованию планет: аккумуляция на ядро и гравитационный коллапс газопылевых облаков.
| |
− |
| |
− | * Гравитационная неустойчивость может расти в дисках если выполняются два условия: (i) сила тяжести преобладает над тепловым движением частиц см. ([3], [4]), (ii) диск охлаждается достаточно медленно ([5], [6]). см. [2].
| |
− |
| |
− | =='''Литература'''==
| |
− | * [1] Чандрасекар. Введение в учение о строении звёзд. Москва, ИЛ, 1950.
| |
− |
| |
− | * [2] Dimitris Stamatellos./ The formation of planets by disc fragmentation.// 8 pages, a short review, to appear in the proceedings of the conference "Hot Planets and Cool Stars" published by EDP Sciences.
| |
− |
| |
− | * [3] V.S. Safronov, Annales d’Astrophysique 23, 979 (1960)
| |
− |
| |
− | * [4] A. Toomre, Astrophysical Journal 139, 1217 (1964)
| |
− |
| |
− | * [5] C.F. Gammie, ApJ 553, 174 (2001)
| |
− |
| |
− | * [6] B.M. Johnson, C.F. Gammie, ApJ 597, 131 (2003)
| |
− |
| |
− | =='''Вопросы'''==
| |
− | * Как образовалась пыль? Как она смогла вырасти до метровых размеров?
| |
− |
| |
− | * Каково будет распределение температуры в протопланетном диске? В газовой сфере окружающей диск?
| |
− |
| |
− | * Каково влияние на температуру радиационного излучения?
| |
− |
| |
− | * Как связаны в протопланетном диске температура газа и тепловая температура частиц?
| |
− |
| |
− | * В ядрах галактик должны находиться взаимодействующие чёрные дыры. Что происходит при их взаимодействии?
| |