Аккреционный диск

редактировать

Структура, образованная рассеянным веществом при орбитальном движении вокруг массивного центрального тела Изображение диска черной дыры в центре сверхгиганта эллиптической галактики Мессье 87

аккреционный дискпредставляет собой структуру (часто околозвездную диск ), образованный диффузным материалом 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 излучение электромагнитного излучения. Частотный диапазон этого излучения зависит от массы центрального объекта. Аккреционные диски молодых звезд и протозвезд излучают в инфракрасном ; окружающие нейтронные звезды и черные дыры в рентгеновской части спектра. Изучение режимов колебаний в аккреционных дисках называется дискосейсмология.

Содержание

1 Проявления
2 Физика аккреционного диска
- 2.1 Модель α-диска
- 2.2 Магнитовращательная неустойчивость
- 2.3 Магнитные поля и струи
3 Аналитические модели аккреционных дисков субэддингтона (тонкие диски, ADAF)
4 Аналитические модели аккреционных дисков супер-Эддингтона (тонкие диски, польские пончики)
5 Экскреционный диск
6 См. Также
7 Ссылки
8 Внешние ссылки

Проявления

Нерешенная проблема в физике:. Джеты аккреционного диска: почему диски, окружающие определенные объекты, такие как ядра активных галактик, испускать струи вдоль своих полярных осей? Эти джеты используются астрономами для всего, от избавления от углового момента в формирующейся звезде до реионизации Вселенной (в активных галактических ядрах ), но их происхождение до сих пор не совсем понятно. (подробнее нерешенные проблемы физики)

Аккреционные диски - повсеместное явление в астрофизике; активные галактические ядра, протопланетные диски и гамма-всплески - все они связаны с аккреционными дисками. Эти диски очень часто вызывают астрофизические джеты, исходящие из окрестностей центрального объекта. Струи - эффективный способ для системы звездный диск терять угловой момент, не теряя слишком много массы.

Самые впечатляющие аккреционные диски, встречающиеся 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 траектории, называемой линией тендекса, которая 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, вращая 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 потенциальной энергии частицы (относительно черной дыры) излучается; аккреционный диск черной дыры достаточно горячий, чтобы испускать рентгеновские лучи сразу за горизонтом событий. Считается, что большая светимость квазаров является результатом аккреции газа сверхмассивными черными дырами. Эллиптические аккреционные диски, образующиеся при приливном разрушении звезд, могут быть характерны для ядер и квазаров галактик. Процесс аккреции может преобразовать от 10 до 40 процентов массы объекта в энергию по сравнению с примерно 0,7 процента для процессов ядерного синтеза. В тесных двойных системах более массивный первичный компонент эволюционирует быстрее и уже стал белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой, когда менее массивный компаньон достигает состояния гиганта и превышает свою долю Роша. Затем поток газа развивается от звезды-компаньона к главной. Сохранение углового момента предотвращает прямой поток от одной звезды к другой, и вместо этого образуется аккреционный диск.

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

Вид художника на звезду с аккреционным диском Анимация аккреции черной дыры

Воспроизвести медиа Эта анимация суперкомпьютерных данных переносит вас во внутреннюю зону аккреционного диска черной дыры звездной массы.

Воспроизвести медиа На этом видео показано впечатление художника о пыльном ветре, исходящем от черной дыры в центре галактики NGC 3783.

Физика аккреционного диска

Представление художника о материи, рисующей черную дыру от ближайшей звезды, образуя аккреционный диск.

В 1940-х годах модели были впервые получены на основе основных физических принципов. 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 потерять 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, для аккреции вещества необходимо передать угловой момент наружу. Согласно критерию устойчивости Рэлея,

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

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

где $Ω {\ displaystyle \ Omega}$ $\ Omega$ представляет угловую скорость элемента жидкости, а $R {\ displaystyle R}$ $R$ расстояние до центра вращения ожидается, что аккреционный диск будет представлять собой ламинарный поток. Это препятствует существованию гидродинамического механизма переноса углового момента.

С одной стороны, было ясно, что вязкие напряжения в конечном итоге заставят материю по направлению к центру нагреваться и излучать часть своей гравитационной энергии. С другой стороны, самой вязкости было недостаточно для объяснения переноса углового момента к внешним частям диска. Турбулентность - повышенная вязкость th Считается, что за такое перераспределение углового момента отвечает механизм, хотя происхождение самой турбулентности не было хорошо изучено. Обычная $α {\ displaystyle \ alpha}$ $\ alpha$ -модель (обсуждается ниже) вводит регулируемый параметр $α {\ displaystyle \ alpha}$ $\ alpha$ , описывающий эффективное увеличение вязкости. из-за турбулентных вихрей внутри диска. В 1991 году с повторным открытием магнитовращательной нестабильности (МРТ) С.А. Балбус и Дж. Ф. Хоули установили, что слабо намагниченный диск, аккрецирующий вокруг тяжелого компактного центрального объекта, будет очень нестабильным, обеспечивая прямой механизм углового - перераспределение импульса.

Модель α-диска

Шакура и Сюняев (1973) предложили турбулентность в газе как источник повышенной вязкости. Предполагая дозвуковую турбулентность и высоту диска в качестве верхнего предела размера водоворотов, вязкость диска можно оценить как $ν = α cs H {\ displaystyle \ nu = \ alpha c _ {\ rm {s}} H }$ $\ nu = \ alpha c _ {\ rm s} H$ , где $cs {\ displaystyle c _ {\ rm {s}}}$ $c _ {\ rm s}$ - скорость звука, $H {\ displaystyle H}$ $H$ - это масштабная высота диска, а $α {\ displaystyle \ alpha}$ $\ alpha$ - свободный параметр от нуля (без увеличения) до приблизительно единицы. В турбулентной среде $ν ≈ vturblturb {\ displaystyle \ nu \ приблизительно v _ {\ rm {turb}} l _ {\ rm {turb}}}$ $\ nu \ приблизительно v _ {\ rm turb} l _ {\ rm turb}$ , где $vturb {\ displaystyle v_ {\ rm {turb}}}$ $v _ {\ rm turb}$ - скорость турбулентных ячеек относительно среднего движения газа, а $lturb {\ displaystyle l _ {\ rm {turb}}}$ $l _ {\ rm turb}$ - размер самых больших турбулентных ячеек, который оценивается как $lturb ≈ H = cs / Ω {\ displaystyle l _ {\ rm {turb}} \ приблизительно H = c _ {\ rm {s}} / \ Omega}$ $l _ {\ rm turb} \ приблизительно H = c _ {\ rm s} / \ Omega$ и $vturb ≈ cs {\ displaystyle v _ {\ rm {turb}} \ приблизительно c _ {\ rm {s}}}$ $v _ {\ rm turb} \ приблизительно c _ {\ rm s}$ , где $Ω = (GM ) 1/2 r - 3/2 {\ displaystyle \ Omega = (GM) ^ {1/2} r ^ {- 3/2}}$ $\ Omega = (GM) ^ {1/2} r ^ {- 3/2 }$ - кеплеровская орбитальная угловая скорость, $r {\ displaystyle r}$ $r$ - радиальное расстояние от центрального объекта массой $M {\ displaystyle M}$ $M$ . Используя уравнение гидростатического равновесия в сочетании с сохранением момента импульса и предполагая, что диск тонкий, уравнения структуры диска могут быть решены в терминах $α {\ displaystyle \ alpha}$ $\ alpha$ параметр. Многие наблюдаемые слабо зависят от $α {\ displaystyle \ alpha}$ $\ alpha$ , поэтому эта теория является предсказательной, даже если у нее есть свободный параметр.

Используя закон Крамерса для непрозрачности, находим, что

H = 1,7 × 10 8 α - 1/10 M ˙ 16 3/20 м 1 - 3/8 R 10 9/8 f 3 / 5 см {\ 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}}}

H = 1,7 \ раз 10 ^ 8 \ alpha ^ {- 1/10} \ dot {M} ^ {3/20} _ {16} m_1 ^ {- 3/8} R ^ {9/8} _ {10} f ^ {3 / 5} {\ rm cm}

T c = 1,4 × 10 4 α - 1/5 M ˙ 16 3/10 м 1 1/4 R 10 - 3/4 f 6/5 К {\ 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}}}

T_c = 1,4 \ times 10 ^ 4 \ alpha ^ {- 1/5} \ dot {M} ^ {3/10} _ {16} m_1 ^ {1/4} R ^ {- 3/4} _ {10} f ^ {6/5} {\ rm K}

ρ = 3,1 × 10-8 α - 7/10 M ˙ 16 11/20 м 1 5/8 R 10-15/8 f 11/5 г · см - 3 {\ 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 {г \ см}} ^ {- 3}}

\ rho = 3,1 \ times 10 ^ {- 8} \ alpha ^ {- 7/10} \ dot {M} ^ {11/20} _ {16} m_1 ^ {5/8} R ^ {- 15/8} _ {10} f ^ {11/5} {\ rm g \ cm} ^ {- 3}

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

Модель α-диска Шакура-Сюняева является термически и вязко неустойчивой. Альтернативная модель, известная как $β {\ displaystyle \ beta}$ $\ beta$ -диск, стабильная в обоих смыслах, предполагает, что вязкость пропорциональна давлению газа $ν ∝ α pgas { \ Displaystyle \ Nu \ propto \ alpha p _ {\ mathrm {gas}}}$ $\ nu \ propto \ alpha p _ {\ mathrm {gas}}$ . В стандартной модели Шакуры-Сюняева предполагается, что вязкость пропорциональна общему давлению $ptot = prad + pgas = ρ cs 2 {\ displaystyle p _ {\ mathrm {tot}} = p _ {\ mathrm {rad}} + p _ {\ mathrm {gas}} = \ rho c _ {\ rm {s}} ^ {2}}$ $p _ {\ mathrm {tot}} = p _ {\ mathrm {rad}} + p _ {\ mathrm {gas}} = \ rho c _ {\ rm s} ^ 2$ , поскольку $ν = α cs H = α cs 2 / Ω = α ptot / (ρ Ω) {\ displaystyle \ nu = \ alpha c _ {\ rm {s}} H = \ alpha c_ {s} ^ {2} / \ Omega = \ alpha p _ {\ mathrm {tot}} / (\ rho \ Omega)}$ $\ nu = \ alpha c _ {\ rm s} H = \ alpha c_s ^ 2 / \ Omega = \ alpha p _ {\ mathrm {tot}} / (\ rho \ Omega)$ .

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 является случай колец Сатурна, где диск настолько беден газом, что в его переносе углового момента преобладают столкновения твердых тел и гравитационные взаимодействия диска и Луны. Модель согласуется с недавними астрофизическими измерениями с использованием гравитационного линзирования.

Магнитовращательная неустойчивость

HH-30, объект Хербига – Аро, окруженный аккреционным диском

Бальбус и Хоули (1991) предложили 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 жидкий элемент 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 элемент жидкости 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.

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

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

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

Большинство астрофизических дисков не соответствуют этому критерию и поэтому подвержены магнитовращательной нестабильности. считается, что астрофизические объекты (необходимые для возникновения нестабильности) генерируются посредством динамо действия.

Магнитные поля и джеты

Обычно предполагается, что аккреционные диски соединены внешние магнитные поля, присутствующие в межзвездной среде. Эти поля обычно слабые (около нескольких микрогауссов), но они могут быть привязаны к веществу в диске из-за его высокой электропроводности и уносится внутрь к центральной звезде . Этот процесс может концентрировать магнитный поток вокруг центра диска, создавая очень сильные магнитные поля. Fo Для формирования мощных астрофизических джетов вдоль оси вращения аккреционных дисков требуется крупномасштабное полоидальное магнитное поле во внутренних областях диска.

Такие магнитные поля могут быть переносится внутрь из межзвездной среды или генерируется магнитным динамо внутри диска. Для того, чтобы магнитоцентробежный механизм запускал мощные струи, по-видимому, необходимы магнитные поля не менее 100 Гаусс. Однако есть проблемы с переносом внешнего магнитного потока внутрь к центральной звезде диска. Высокая электрическая проводимость требует, чтобы магнитное поле вморожено в вещество, которое 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. Простое решение предполагает, что вязкость намного больше, чем коэффициент магнитной диффузии в диске. Однако численное моделирование и теоретические модели показывают, что вязкость и магнитопроводность имеют почти одинаковый порядок величины в магнитовращательно-турбулентных дисках. Некоторые другие факторы, возможно, могут повлиять на скорость адвекции / диффузии: снижение турбулентной магнитной диффузии на поверхностных слоях; снижение вязкости Шакура - Сюняев магнитными полями; и генерация крупномасштабных полей мелкомасштабной МГД-турбулентностью - крупномасштабным динамо. Фактически, комбинация различных механизмов может быть ответственна за эффективную передачу 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.

Аналитические модели субэддингтоновских аккреционных дисков (тонкие диски, ADAF)

Когда Темп аккреции субэддингтона, а непрозрачность очень высокая, образуется 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 обладают тепловым электромагнитным спектром, то есть не сильно отличаются от спектра черных тел. Радиационное охлаждение очень эффективно для тонких дисков. Классическая работа Шакуры и Сюняева 1974 года 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 аккреционных дисков и написал классический обзор 1981 года, который в течение многих лет был основным источником информации об аккреционных дисках и до сих пор очень полезен.

Моделирование J.A. Марк оптического внешнего вида черной дыры Шварцшильда с тонким (кеплеровским) диском.

Была проведена полностью общая релятивистская трактовка, необходимая для внутренней части диска, когда центральным объектом является черная дыра. предоставлено Пейджем и Торном и использовалось для создания имитированных оптических изображений Люминетом и Марком, в котором, хотя такая система по своей природе симметрична, ее изображение не является таковым, потому что релятивистская скорость вращения необходима для центробежного равновесия в очень сильном гравитационном поле около черная дыра производит сильное доплеровское красное смещение на удаляющейся стороне (здесь она изображена 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 непрозрачность очень низкая, 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, а также независимо Абрамовичем, Ченом, Като, Ласотой (придумавшим 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 неэффективны в радиационном отношении, геометрически вытянуты, по форме похожи на сферу (или «корону»), а не на диск, и очень горячие (близкие к вириальной температуре). Из-за низкой эффективности АДАФ гораздо менее светятся, чем тонкие диски Шакура-Сюняева. ADAF испускают степенное, нетепловое излучение, часто с сильной комптоновской составляющей.

Размытие источника рентгеновского излучения (корона) около черной дыры. Черная дыра с короной, источник рентгеновского излучения (концепция художника). Размытие рентгеновских лучей около черной дыры ( NuSTAR ; 12 августа 2014 г.)

Предоставлено: NASA / JPL-Caltech

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

Теория высоко супер-Эддингтон аккреция черных дыр, M≫M Эдд , была разработана в 1980-х Абрамовичем, Ярошинским, Пачиньским, Сикорой и другими с точки зрения " Польские пончики »(название придумал Рис). 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 дискообразные формы и почти тепловые спектры. Они охлаждаются адвекцией и радиационно неэффективны. Они были введены Абрамовичем, Ласотой, Черни и Шушкевичем в 1988 году.

Нерешенная проблема в физике:. QPO аккреционного диска: Квазипериодические колебания происходят во многих аккреционных дисках, причем их периоды кажутся масштабными. как величина, обратная массе центрального объекта. Почему существуют эти колебания? Почему иногда возникают обертоны и почему они появляются с разным соотношением частот у разных объектов? (другие нерешенные проблемы в физике)

Диск выделения

Противоположность аккреционного диска - диск выделения где вместо того, чтобы нарастать материал с диска на центральный объект, материал выводится из центра наружу на диск. Дискреционные диски образуются при слиянии звезд.

См. Также

Аккреция
Астрофизическая струя
Процесс Бландфорда – Знайека
Околозвездный диск
Кругопланетный диск - скопление, формирующее луну частиц вокруг планеты

Ссылки

Внешние ссылки

На Wikimedia Commons есть медиа относится к аккреционным дискам .

аккреционным дискам на Британской энциклопедии
на домашней странице профессора Джона Ф. Хоули
Безызлучательная аккреция черной дыры
Аккреционные диски в Scholarpedia
Мерали, Зея (21 июня 2006 г.). «Магнитные поля ловят пищу черных дыр». Новый ученый.