Ο προσδιορισμός της τοπολογίας του μαγνητικού πεδίου ενός ταχέως περιστρεφόμενου pulsar, όπως και η κατανόηση των δομών που δημιουργούνται μέσα σε αυτό, είναι ένα θέμα που απασχολεί την επιστημονική κοινότητα τα τελευταία πενήντα χρόνια. Η φύση του συστήματος αυτού, και πιο συγκεκριμένα οι ιδιότητες του φύλλου ρεύματος, είναι άμεσα συνδεδεμένη με ένα ευρύ πεδίο προβλημάτων όπως η προέλευση της παλμικής ακτινοβολίας, η επιτάχυνσης σωματιδίων σε αυτά τα περιβάλλοντα ή ακόμα μορφή και η διαχείριση των φύλλων ρεύματος στην μελέτη των ηλιακών φαινομένων, όπως τα CME. Παρόλα αυτά, οι λύσεις που έχουν δοθεί από την επιστημονική κοινότητα, με διαφορετικές μεθόδους, εμφανίζουν αντιφάσεις σε θεμελιώδες επίπεδο, όπως η ίδια η τοπολογία του μαγνητικού πεδίου γύρω από το φύλλο ρεύματος.
Με αφορμή την απουσία μίας κοινώς αποδεκτής λύσης, από την κοινότητα, στο πρόβλημα της τοπολογίας της μαγνητόσφαιρας και της μορφολογίας του φύλλου ρεύματος που δημιουργείται σε αυτή, για ένα αξισυμμετρικό και ομοαξονικό pulsar, επιχειρούμε την κατασκευή νέων αριθμητικών μεθόδων αντιμετώπισης του προβλήματος. Εισάγοντας μία πιο γεωμετρική οπτική στο πρόβλημα περιγράφουμε την κατασκευή ενός, δισδιάστατου, αλγορίθμου ο οποίος προωθεί χρονικά τις επιφάνειες μαγνητικής ροής μέσω διαδοχικών καταστάσεων ισορροπίας. Δείχνουμε ενθαρρυντικά αποτελέσματα ότι αυτός ο αλγόριθμος είναι ικανός να αναπαράγει την αναμενόμενη κατάσταση ισορροπίας, στο απλοποιημένο δισδιάστατο σύστημα, και παρουσιάζουμε τους, μέχρι τώρα, περιορισμούς του, ενώ ισχυριζόμαστε ότι με την χρήση του φορμαλισμού που χρησιμοποιούμε η γενίκευση στις τρείς διαστάσεις θα πρέπει να είναι σχετικά απλή.
Τέλος, παρουσιάζουμε μία σειρά από άλλες πρωτότυπες μεθόδους που επιχειρήθηκαν κατά την διάρκεια αυτής της διπλωματικής αλλά, μέχρι αυτή την στιγμή, δεν έχουν παρουσιάσει ενθαρρυντικά αποτελέσματα, καθώς δεν έχουν ξεπεραστεί τα αριθμητικά προβλήματα που εμφανίζουν.
(EL)
The determination of the topology of the magnetic field around a fast rotating pulsar, as well as the understanding of the structures which are created in this environment, are unanswered problems that concern the scientific community for the last fifty years. The nature of this system, and more specifically the properties of the current sheet, is directly correlated with a wide spectrum of unanswered problems like the origin of the observed pulsed high energy radiation, the acceleration mechanisms that produce the relativistic particles, which emit this radiation, or solar phenomena like CMEs. The solutions that have been given by the scientific community, using different methods, fail to reproduce reliably certain particular features of the magnetosphere, like the structure of the magnetic field lines around the current sheet.
Because of such shortcomings of the current numerical methods, we believe that the construction of new numerical methods is needed. These methods can produce new solutions supporting or opposing the existing solutions giving a greater understanding of the properties of these systems. Introducing a more geometric approach to the problem, we describe a new 2-dimensional algorithm that is computing the evolution of the system as a sequence of successive steady states. We present encouraging results that this algorithm is able to find the expected final steady state of the system, for the simplified 2-dimensional problem, and we discuss its limitations. Also, we claim that with the use of the presented formalism the 3-dimensional generalization of this algorithm must be feasible.
We also discuss several unsuccessful numerical approaches that we tried before deciding that the best approach is the one we present in this thesis.
(EN)
/aggregator-openarchives/portal/institutions/uoa
