W przeprowadzonych niedawno symulacjach numerycznych protogwiazdy przyjmującej materię z dysku akrecyjnego, M. Čemeljić, W. Kluźniak i V. Parthasarathy z CAMK, uzyskali kwazi-stacjonarne rozwiązania, opisujące magnetosferyczne oddziaływania w układzie gwiazda-dysk.Autorzy analizowali też zasadność analitycznych przewidywań dla struktury dysku akrecyjnego. Porównywali te przewidywania z wynikami ich symulacji numerycznych, przeprowadzonych przy użyciu kodu PLUTO.
Równania ruchu akreującego płynu i ewolucja magnetosfery gwiazdy nie mogą byc rozwiązane bez znajomości szczegółów struktury magnetosfery, ulegającej reakcji ze strony dysku, która nie jest znana a priori. Dlatego niezbędne są symulacje magnetohydrodynamiczne. Jest jednak możliwe przedstawienie pewnych ogólnych twierdzeń bez przeprowadzania symulacji. Dotyczy to szczególnie rozkładu przestrzennego różnych wielkości fizycznych. Autorzy wykazali, że w odległościach większych niz kilka promieni gwiazdy, gwiazdowe pole magnetyczne wpływa na rozwiązania opisujące cienki dysk jedynie poprzez wyrazy wyższego rzędu. Pozwala to dokonywać przewidywań analitycznych, zgodnych z wynikami symulacji.
Rysunek u góry przedstawia klatkę z przeprowadzonych symulacji po 80 obrotach gwiazdy, kiedy to osiągnięty zostaje stan kwazi-sacjonarny. Gęstość materii jest przedstawiona w kolorowej skali logarytmicznej, w jednostkach kodu. Pokazana jest próbka wektorów prędkości i próbka linii poloidalnego pola magnetycznego (linie ciągłe). Ponieważ prędkości poloidalne w koronie są znacznie większe niż w dysku, wektory prędkości są pokazane w innej skali, w stosunku do prędkości keplerowskich na powierzchni gwiazdy.
Rysunek poniżej pokazuje wyniki dla gęstości w funkcji wysokości ponad płaszczyzną dysku, w odległości 15 promieni gwiazdy od jej środka, w pięciu symulacjach, dla gwiazdy wirującej z prędkością stanowiącą 20% prędkości rozrywającej gwiazdę. Rozwiązania odpowiadające różnym natężeniom pola magnetycznego są pokazane w kolorach: czarnym, zielonym, niebieskim i czerwonym (linie przerywane), odpowiednio dla natężeń: 0,25, 0,5, 0,75 i 1,0 kG. Rezultaty dla przypadku bez pola magnetycznego pokazuje linia kropkowano-przerywana. Rozwiązanie analityczne, znormalizowane do przypadku natężenia 0,5 kG pokazuje linia czarna, ciągła
Zobacz oryginalną pracę "A magnetized thin accretion disk: numerical simulations compared with asymptotic expansion". W pracy używane są modele z pracy Čemeljić, 2019, A&A, 624, A31, także wykonanej w CAMK PAN.
