Аккреционный диск

Изображение диска черной дыры в центре сверхгигантской эллиптической галактики Messier 87

Аккреционный диск представляет собой структуру (часто околозвездная диск ) , образованная диффузный материал в орбитальном движении вокруг массивного центрального тела . Центральное тело обычно представляет собой звезду . Трение заставляет вращающийся по орбите материал в диске закручиваться по спирали внутрь к центральному телу. Силы гравитации и трения сжимают и повышают температуру материала, вызывая испускание электромагнитного излучения . Частотный диапазон этого излучения зависит от массы центрального объекта. Аккреционные диски молодых звезд и протозвезд излучают в инфракрасном диапазоне ; окружающие нейтронные звезды ичерные дыры в рентгеновской части спектра . Изучение режимов колебаний в аккреционных дисках называется дискосейсмологией . ^{[1] [2]}

Проявления [ править ]

Аккреционные диски - повсеместное явление в астрофизике; активные галактические ядра , протопланетные диски и гамма-всплески - все это связано с аккреционными дисками. Эти диски очень часто вызывают астрофизические джеты, приходящие из окрестностей центрального объекта. Струи - это эффективный способ для системы звездный диск терять угловой момент без потери слишком большой массы .

Самые впечатляющие аккреционные диски в природе - это диски активных ядер галактик и квазаров , которые считаются массивными черными дырами в центре галактик. Когда вещество попадает в аккреционный диск, оно следует по траектории, называемой линией тендекса., который описывает внутреннюю спираль. Это связано с тем, что частицы трутся и отскакивают друг от друга в турбулентном потоке, вызывая нагрев от трения, который излучает энергию, уменьшая угловой момент частиц, позволяя частице дрейфовать внутрь, приводя в движение внутреннюю спираль. Потеря углового момента проявляется в уменьшении скорости; при более низкой скорости частица должна перейти на более низкую орбиту. Когда частица падает на эту нижнюю орбиту, часть ее гравитационной потенциальной энергии преобразуется в увеличенную скорость, и частица набирает скорость. Таким образом, частица потеряла энергию, хотя теперь движется быстрее, чем раньше; однако он потерял угловой момент. По мере того, как частица движется все ближе и ближе, ее скорость увеличивается, по мере увеличения скорости увеличивается нагрев от трения, поскольку все больше и больше частицы 's потенциальная энергия (относительно черной дыры) излучается; аккреционный диск черной дыры достаточно горячий, чтобы испускатьРентгеновские лучи за пределами горизонта событий . Считается, что большая светимость квазаров является результатом аккреции газа сверхмассивными черными дырами. ^[3] Эллиптические аккреционные диски, образующиеся при приливном разрушении звезд, могут быть типичными для ядер и квазаров галактик. ^[4] Процесс аккреции может преобразовать от 10 до более 40 процентов массы объекта в энергию по сравнению с примерно 0,7% для процессов ядерного синтеза . ^[5] В тесных двойных системах более массивный главный компонент эволюционирует быстрее и уже стал белым карликом., нейтронная звезда или черная дыра, когда менее массивный компаньон достигает состояния гиганта и превышает свою полость Роша . Затем поток газа развивается от звезды-компаньона к главному элементу. Сохранение углового момента предотвращает прямой поток от одной звезды к другой, и вместо этого образуется аккреционный диск.

Аккреционные диски, окружающие звезды типа Т Тельца или звезды Хербига , называются протопланетными дисками, потому что они считаются прародителями планетных систем . Аккрецированный газ в этом случае исходит из молекулярного облака , из которого образовалась звезда, а не из звезды-компаньона.

Физика аккреционного диска [ править ]

В 1940-х годах модели были впервые выведены на основе основных физических принципов. ^[6] Чтобы согласиться с наблюдениями, эти модели должны были задействовать еще неизвестный механизм перераспределения углового момента. Если материя должна упасть внутрь, она должна потерять не только гравитационную энергию, но и угловой момент . Поскольку полный угловой момент диска сохраняется, потеря углового момента массы, падающей в центр, должна быть компенсирована увеличением углового момента массы вдали от центра. Другими словами, угловой момент должен быть транспортировано наружу для вещества обрастать. Согласно критерию устойчивости Рэлея ,

${\displaystyle {\frac {\partial (R^{2}\Omega )}{\partial R}}>0,}$

где представляет угловую скорость жидкого элемента и его расстояние до центра вращения, аккреционный диск ожидается ламинарным потоком . Это препятствует существованию гидродинамического механизма передачи углового момента.${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle R}$

С одной стороны, было ясно, что вязкие напряжения в конечном итоге заставят материю по направлению к центру нагреться и излучить часть своей гравитационной энергии. С другой стороны, самой вязкости было недостаточно, чтобы объяснить перенос углового момента к внешним частям диска. Вязкость, повышенная турбулентностью, считалась механизмом, ответственным за такое перераспределение углового момента, хотя происхождение самой турбулентности не было хорошо изучено. Традиционная модель (обсуждается ниже) вводит регулируемый параметр, описывающий эффективное увеличение вязкости из-за турбулентных завихрений внутри диска. ^{[7] [8]} В 1991 году с повторным открытием${\displaystyle \alpha }$${\displaystyle \alpha }$Магнитовращательная нестабильность (МРТ), С.А. Бальбус и Дж. Ф. Хоули установили, что слабо намагниченный диск, аккрецирующий вокруг тяжелого компактного центрального объекта, будет очень нестабильным, обеспечивая прямой механизм перераспределения углового момента. ^[9]

Модель α-диска [ править ]

Шакура и Сюняев (1973) ^[7] предложили турбулентность в газе как источник повышенной вязкости. Предполагая дозвуковую турбулентность и высоту диска в качестве верхнего предела размера вихрей, вязкость диска можно оценить как где - скорость звука , - масштабная высота диска и является свободным параметром между нулем (без аккреции). и примерно один. В турбулентной среде , где - скорость турбулентных ячеек относительно среднего движения газа, - размер наибольших турбулентных ячеек, который оценивается как и , где - кеплеровская орбитальная угловая скорость,${\displaystyle \nu =\alpha c_{\rm {s}}H}$${\displaystyle c_{\rm {s}}}$${\displaystyle H}$${\displaystyle \alpha }$${\displaystyle \nu \approx v_{\rm {turb}}l_{\rm {turb}}}$${\displaystyle v_{\rm {turb}}}$${\displaystyle l_{\rm {turb}}}$${\displaystyle l_{\rm {turb}}\approx H=c_{\rm {s}}/\Omega }$${\displaystyle v_{\rm {turb}}\approx c_{\rm {s}}}$${\displaystyle \Omega =(GM)^{1/2}r^{-3/2}}$${\displaystyle r}$радиальное расстояние от центрального объекта массы . ^[10] Используя уравнение гидростатического равновесия в сочетании с сохранением углового момента и предполагая, что диск тонкий, уравнения структуры диска могут быть решены в терминах параметра. Многие из наблюдаемых слабо зависят от , поэтому эта теория является предсказательной, даже если у нее есть свободный параметр.${\displaystyle M}$${\displaystyle \alpha }$${\displaystyle \alpha }$

Используя закон Крамерса для непрозрачности, обнаруживаем, что

${\displaystyle H=1.7\times 10^{8}\alpha ^{-1/10}{\dot {M}}_{16}^{3/20}m_{1}^{-3/8}R_{10}^{9/8}f^{3/5}{\rm {cm}}}$

${\displaystyle T_{c}=1.4\times 10^{4}\alpha ^{-1/5}{\dot {M}}_{16}^{3/10}m_{1}^{1/4}R_{10}^{-3/4}f^{6/5}{\rm {K}}}$

${\displaystyle \rho =3.1\times 10^{-8}\alpha ^{-7/10}{\dot {M}}_{16}^{11/20}m_{1}^{5/8}R_{10}^{-15/8}f^{11/5}{\rm {g\ cm}}^{-3}}$

где и - температура и плотность в средней плоскости соответственно. - скорость аккреции, в единицах , - масса центрального аккрецирующего объекта в единицах массы Солнца , - радиус точки в диске, в единицах , и , где - радиус, при котором угловой момент перестает быть транспортируется внутрь.${\displaystyle T_{c}}$${\displaystyle \rho }$${\displaystyle {\dot {M}}_{16}}$${\displaystyle 10^{16}{\rm {g\ s}}^{-1}}$${\displaystyle m_{1}}$${\displaystyle M_{\bigodot }}$${\displaystyle R_{10}}$${\displaystyle 10^{10}{\rm {cm}}}$${\displaystyle f=\left[1-\left({\frac {R_{\star }}{R}}\right)^{1/2}\right]^{1/4}}$${\displaystyle R_{\star }}$

Модель α-диска Шакуры – Сюняева термически и вязко неустойчива. Альтернативная модель, известная как -диск, стабильная в обоих смыслах, предполагает, что вязкость пропорциональна давлению газа . ^{[11] [12]} В стандартной модели Шакуры-Сюняевым, вязкость предполагается пропорционально общему давлению , так как .${\displaystyle \beta }$${\displaystyle \nu \propto \alpha p_{\mathrm {gas} }}$${\displaystyle p_{\mathrm {tot} }=p_{\mathrm {rad} }+p_{\mathrm {gas} }=\rho c_{\rm {s}}^{2}}$${\displaystyle \nu =\alpha c_{\rm {s}}H=\alpha c_{s}^{2}/\Omega =\alpha p_{\mathrm {tot} }/(\rho \Omega )}$

Модель Шакура – ​​Сюняева предполагает, что диск находится в локальном тепловом равновесии и может эффективно излучать тепло. В этом случае диск излучает вязкое тепло, охлаждается и становится геометрически тонким. Однако это предположение может нарушиться. В радиационно неэффективном случае диск может «раздуваться» в тор или какое-либо другое трехмерное решение, например, аккреционный поток с преобладанием адвекции (ADAF). Решения ADAF обычно требуют, чтобы скорость аккреции была меньше нескольких процентов от предела Эддингтона . Другой крайностью являются кольца Сатурна., где диск настолько беден газом, что в переносе его углового момента преобладают столкновения твердых тел и гравитационные взаимодействия диска с Луной. Модель согласуется с недавними астрофизическими измерениями с использованием гравитационного линзирования . ^{[13] [14] [15] [16]}

Магнитовращательная неустойчивость [ править ]

Бальбус и Хоули (1991) ^[9]предложил механизм, который включает магнитные поля для генерации переноса углового момента. Простая система, демонстрирующая этот механизм, представляет собой газовый диск в присутствии слабого осевого магнитного поля. Два радиально соседних жидких элемента будут вести себя как две материальные точки, соединенные безмассовой пружиной, причем натяжение пружины играет роль магнитного натяжения. В кеплеровском диске внутренний элемент жидкости будет вращаться быстрее, чем внешний, заставляя пружину растягиваться. Затем пружина заставляет внутренний жидкостный элемент замедляться, соответственно уменьшая его угловой момент, заставляя его двигаться на более низкую орбиту. Вытягиваемый вперед внешний жидкий элемент будет ускоряться, увеличивая свой угловой момент и перемещаясь на орбиту с большим радиусом.Натяжение пружины будет увеличиваться по мере того, как два жидкостных элемента отдаляются друг от друга и процесс прекращается.^[17]

Можно показать, что при наличии такого пружинного напряжения критерий устойчивости Рэлея заменяется на

${\displaystyle {\frac {d\Omega ^{2}}{d\ln R}}>0.}$

Большинство астрофизических дисков не удовлетворяют этому критерию и поэтому подвержены магнитовращательной нестабильности. Считается, что магнитные поля, присутствующие в астрофизических объектах (необходимые для возникновения нестабильности), создаются за счет действия динамо . ^[18]

Магнитные поля и струи [ править ]

Обычно предполагается, что аккреционные диски пронизаны внешними магнитными полями, присутствующими в межзвездной среде . Эти поля обычно слабые (около нескольких микрогауссов), но они могут прикрепляться к веществу в диске из-за его высокой электропроводности и переноситься внутрь к центральной звезде . Этот процесс может концентрировать магнитный поток вокруг центра диска, создавая очень сильные магнитные поля. Для формирования мощных астрофизических джетов вдоль оси вращения аккреционных дисков требуется крупномасштабное полоидальное магнитное поле во внутренних областях диска. ^[19]

Такие магнитные поля могут переноситься внутрь из межзвездной среды или создаваться магнитным динамо внутри диска. Для того, чтобы магнитоцентробежный механизм запускал мощные струи, кажется, что сила магнитного поля не менее 100 Гаусс. Однако есть проблемы с переносом внешнего магнитного потока внутрь к центральной звезде диска. ^[20] Высокая электропроводность означает, что магнитное поле вморожено в материю, которая аккрецируется на центральный объект с медленной скоростью. Однако плазма не является идеальным электрическим проводником, поэтому всегда присутствует некоторая степень рассеяния. Магнитное поле распространяется быстрее, чем скорость, с которой оно уносится внутрь за счет аккреции вещества. ^[21] Простое решение предполагает наличиевязкость намного больше, чем коэффициент магнитной диффузии в диске. Однако численное моделирование и теоретические модели показывают, что вязкость и коэффициент магнитной диффузии имеют почти одинаковый порядок величины в магнитовращательно-турбулентных дисках. ^[22] Некоторые другие факторы, возможно, могут повлиять на скорость адвекции / диффузии: уменьшенная турбулентная магнитная диффузия на поверхностных слоях; уменьшение вязкости Шакура - Сюняева магнитными полями; ^[23]и генерация крупномасштабных полей мелкомасштабной МГД-турбулентностью - крупномасштабным динамо. Фактически, комбинация различных механизмов может быть ответственна за эффективное перемещение внешнего поля внутрь к центральным частям диска, откуда запускается струя. Магнитная плавучесть, турбулентная накачка и турбулентный диамагнетизм служат примерами таких физических явлений, призванных объяснить такую ​​эффективную концентрацию внешних полей. ^[24]

Аналитические модели аккреционных дисков субэддингтона (тонкие диски, ADAF) [ править ]

Когда темп аккреции ниже Эддингтонаи очень высокая непрозрачность, формируется стандартный тонкий аккреционный диск. Он геометрически тонкий в вертикальном направлении (имеет дискообразную форму) и состоит из относительно холодного газа с незначительным давлением излучения. Газ спускается вниз по очень узким спиралям, напоминающим почти круглые, почти свободные (кеплеровские) орбиты. Тонкие диски относительно светятся и имеют тепловые электромагнитные спектры, то есть не сильно отличаются от спектров суммы черных тел. Радиационное охлаждение очень эффективно для тонких дисков. Классическая работа Шакуры и Сюняева 1974 г. о тонких аккреционных дисках - одна из наиболее цитируемых работ в современной астрофизике. Тонкие диски были независимо разработаны Линден-Беллом, Принглом и Рисом. Прингл внес за последние тридцать лет многие ключевые результаты в теорию аккреционного диска,и написал классический обзор 1981 года, который в течение многих лет был основным источником информации об аккреционных дисках и до сих пор очень полезен.

Полностью общая релятивистская трактовка, необходимая для внутренней части диска, когда центральным объектом является черная дыра , была предоставлена ​​Пейджем и Торном ^[25] и использована для создания смоделированных оптических изображений Люмине ^[26] и Марком, ^[27], в котором, хотя такая система по своей природе симметрична, ее изображение не является таковым, потому что релятивистская скорость вращения, необходимая для центробежного равновесия в очень сильном гравитационном поле около черной дыры, вызывает сильное доплеровское красное смещение на удаляющейся стороне. будет справа), тогда как на приближающейся стороне будет сильное синее смещение. Из-за искривления света диск кажется искаженным, но черная дыра нигде не скрывает его.

Когда скорость аккреции ниже Эддингтона и очень низкая непрозрачность, формируется ADAF. Этот тип аккреционного диска был предсказан Ичимару в 1977 году. Хотя статья Ичимару в значительной степени игнорировалась, некоторые элементы модели ADAF присутствовали во влиятельной статье 1982 года о ионных торах Риса, Финни, Бегельмана и Блэндфорда. ADAF начали интенсивно изучаться многими авторами только после их повторного открытия в середине 1990-х годов Нараяном и Йи и независимо Абрамовичем, Ченом, Като, Ласотой (который придумал название ADAF) и Регевом. Наиболее важный вклад в астрофизические приложения ADAF был сделан Нараяном и его сотрудниками. ADAF охлаждаются адвекцией (тепло, захваченное веществом), а не излучением. Они очень радиационно неэффективны, геометрически вытянуты, по форме похожи на сферу (или «корону»).), а не диск, и очень горячий (близкий к вириальной температуре). Из-за низкой эффективности АДАФ намного менее светятся, чем тонкие диски Шакура – ​​Сюняева. ADAF испускают степенное, нетепловое излучение, часто с сильной комптоновской составляющей.

Аналитические модели аккреционных дисков супер-Эддингтона (тонкие диски, польские пончики) [ править ]

Теория высоко супер-Эддингтон черной дыры аккреции M » M _Эдд , был разработан в 1980 - х годах по Абрамовичем, Jaroszynski, Пачинский , Сикора и других с точки зрения«польских пончики»(название было придумано Rees). Польские пончики - это аккреционные диски с низкой вязкостью, оптически толстые, поддерживаемые радиационным давлением, охлаждаемые адвекцией . Они радиационно очень неэффективны. Польские пончики по форме напоминают толстый тор (пончик) с двумя узкими воронками по оси вращения. Воронки коллимируют излучение в пучки сверхэддингтоновской светимости.

Тонкие диски (название придумано Колаковской) имеют только умеренные суперэддингтоновские скорости аккреции, M ≥ M _Edd , скорее дискообразную форму и почти тепловые спектры. Они охлаждаются адвекцией и радиационно неэффективны. Их представили Абрамович, Ласота, Черни и Шушкевич в 1988 году.

Диск экскреции [ править ]

Противоположностью аккреционного диска является диск выделения, в котором вместо аккреции материала с диска на центральный объект материал выводится из центра наружу на диск. Диски выделения образуются при слиянии звезд. ^[29]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы по теме аккреционных дисков .

• Аккреционный диск в Британской энциклопедии
• Домашняя страница профессора Джона Ф. Хоули
• Безызлучательная аккреция черной дыры
• Аккреционные диски на Scholarpedia
• Мерали, Зея (21 июня 2006 г.). «Магнитные поля ловят пищу черных дыр» . Новый ученый .