Аккреционный диск - Accretion disk

Образ диска черная дыра в центре сверхгигант эллиптическая галактика Мессье 87

An аккреционный диск это структура (часто околозвездный диск ) образована диффузным материалом в орбитальный движение вокруг массивного центральный орган. Центральное тело обычно представляет собой звезда. Трение заставляет вращающийся материал в диске закручиваться по спирали внутрь к центральному телу. Силы гравитации и трения сжимают и повышают температуру материала, вызывая выделение электромагнитное излучение. Частотный диапазон этого излучения зависит от массы центрального объекта. Аккреционные диски молодых звезд и протозвезды излучать в инфракрасный; те вокруг нейтронные звезды и черные дыры в рентгеновский снимок часть спектр. Изучение режимов колебаний в аккреционных дисках называется дискосейсмология.^[1][2]

Проявления

Нерешенная проблема в физике: Форсунки аккреционного диска: почему диски, окружающие определенные объекты, такие как ядра активных галактик, испускают струи вдоль их полярных осей? Эти джеты вызываются астрономами, чтобы делать все, от избавления от углового момента в формирующейся звезде до реионизации Вселенной (в активные галактические ядра ), но их происхождение до сих пор не совсем понятно. (больше нерешенных задач по физике)

Аккреционные диски - повсеместное явление в астрофизике; активные галактические ядра, протопланетные диски, и гамма-всплески все задействуют аккреционные диски. Эти диски очень часто вызывают астрофизические джеты поступающие из-за расположения центрального объекта. Струи - эффективный способ избавиться от системы звездного диска. угловой момент не теряя слишком много масса.

Самые впечатляющие аккреционные диски, встречающиеся в природе, - это диски активные галактические ядра и из квазары, которые считаются массивными черными дырами в центре галактик. Когда вещество попадает в аккреционный диск, оно следует по траектории, называемой линия тендекс, который описывает внутреннюю спираль. Это связано с тем, что частицы трутся и отскакивают друг от друга в турбулентном потоке, вызывая нагревание трением, которое излучает энергию, уменьшая угловой момент частиц, позволяя частице дрейфовать внутрь, приводя в движение внутреннюю спираль. Потеря углового момента проявляется как уменьшение 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 повышенную 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 только за пределами горизонт событий. Большой яркость квазаров считается результатом аккреции газа сверхмассивными черными дырами.^[3] Эллиптические аккреционные диски, образующиеся при приливном разрушении звезд, могут быть характерны 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 процента для термоядерная реакция процессы.^[5] Вблизи двоичные системы более массивный первичный компонент развивается быстрее и уже стал белый Гном, нейтронная звезда или черная дыра, когда менее массивный компаньон достигает состояния гиганта и превышает его Лобе 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 же Звезды Хербига называются протопланетные диски потому что они считаются прародителями планетные системы. Аккреция газа в этом случае происходит из молекулярное облако из которого сформировалась звезда, а не звезда-компаньон.

Взгляд 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 черной дыре, вытягивающей материю из ближайшей звезды, образуя аккреционный диск.

В 1940-х годах модели были впервые получены 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 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, угловой момент должен быть транспортируется наружу, чтобы материя срослась. Согласно Критерий устойчивости Рэлея,

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

куда ${ displaystyle Omega}$ представляет угловая скорость элемента жидкости и ${ displaystyle R}$ расстояние до центра вращения ожидается, что аккреционный диск будет ламинарный поток. Это предотвращает существование гидродинамический механизм переноса углового момента.

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, вязкость Самого по себе было недостаточно, чтобы объяснить перенос момента количества движения к внешним частям диска. Турбулентность - Повышенная вязкость была механизмом, который, как считается, ответственен за такое перераспределение углового момента, хотя происхождение самой турбулентности не было хорошо изучено. Обычный ${ displaystyle alpha}$-model (обсуждается ниже) вводит регулируемый параметр ${ displaystyle alpha}$ описывающий эффективное увеличение вязкости из-за турбулентного водовороты внутри диска.^[7][8] В 1991 году с повторным открытием магнитовращательная неустойчивость (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

Шакура и Сюняев (1973)^[7] предложил турбулентность в газе как источник повышенной вязкости. Предполагая дозвуковую турбулентность и высоту диска как верхний предел для размера вихрей, вязкость диска можно оценить как ${ Displaystyle Nu = альфа с _ { rm {s}} H}$ куда ${ displaystyle c _ { rm {s}}}$ это скорость звука, ${ displaystyle H}$ - масштабная высота диска, а ${ displaystyle alpha}$ - свободный параметр от нуля (нет аккреции) до примерно единицы. В турбулентной среде ${ displaystyle nu приблизительно v _ { rm {turb}} l _ { rm {turb}}}$, куда ${ displaystyle v _ { rm {turb}}}$ - скорость турбулентных ячеек относительно среднего движения газа, а ${ displaystyle l _ { rm {turb}}}$ - размер самых крупных турбулентных ячеек, который оценивается как ${ displaystyle l _ { rm {turb}} приблизительно H = c _ { rm {s}} / Omega}$ и ${ displaystyle v _ { rm {turb}} приблизительно c _ { rm {s}}}$, куда ${ Displaystyle Omega = (GM) ^ {1/2} r ^ {- 3/2}}$ - кеплеровская орбитальная угловая скорость, ${ displaystyle r}$ радиальное расстояние от центрального объекта массы ${ displaystyle M}$.^[10] Используя уравнение гидростатическое равновесие, в сочетании с сохранением угловой момент и предполагая, что диск тонкий, уравнения структуры диска могут быть решены в терминах ${ displaystyle alpha}$ параметр. Многие из наблюдаемых слабо зависят от ${ displaystyle alpha}$, поэтому эта теория является предсказательной, даже если у нее есть свободный параметр.

Используя закон Крамерса для непрозрачности, получаем, что

${ displaystyle H = 1,7 times 10 ^ {8} alpha ^ {- 1/10} { dot {M}} _ {16} ^ {3/20} m_ {1} ^ {- 3/8} R_ {10} ^ {9/8} f ^ {3/5} { rm {см}}}$

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

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

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

Модель α-диска Шакура-Сюняева термически и вязко нестабильна. Альтернативная модель, известная как ${ displaystyle beta}$-диск, устойчивый в обоих смыслах, предполагает, что вязкость пропорциональна давлению газа ${ displaystyle nu propto alpha p _ { mathrm {gas}}}$.^[11][12] В стандартной модели Шакура-Сюняева предполагается, что вязкость пропорциональна общему давлению. ${ displaystyle p _ { mathrm {tot}} = p _ { mathrm {rad}} + p _ { mathrm {gas}} = rho c _ { rm {s}} ^ {2}}$ поскольку${ displaystyle nu = alpha c _ { rm {s}} H = alpha c_ {s} ^ {2} / Omega = alpha p _ { mathrm {tot}} / ( rho Omega)}$ .

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 «раздуться» в тор или какое-то другое трехмерное решение, такое как аккреционный поток с преобладанием адвекции (ADAF). Решения ADAF обычно требуют, чтобы скорость аккреции была меньше нескольких процентов от Предел Эддингтона. Другая крайность - случай Кольца Сатурна, где диск настолько беден газом, что в его переносе углового момента преобладают столкновения твердых тел и гравитационные взаимодействия диска с Луной. Модель согласуется с недавними астрофизическими измерениями с использованием гравитационное линзирование.^{[13][14][15][16]}

Магнитовращательная неустойчивость

HH-30, а Объект Хербига – Аро окруженный аккреционным диском

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 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.^[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, следовательно, подвержены магнитовращательной нестабильности. Считается, что магнитные поля, присутствующие в астрофизических объектах (необходимые для возникновения нестабильности), генерируются через динамо действие.^[18]

Магнитные поля и струи

Обычно предполагается, что аккреционные диски пронизаны внешними магнитными полями, присутствующими в межзвездная среда. Эти поля обычно слабые (около нескольких микрогауссов), но они могут быть привязаны к материи в диске из-за ее высокой электрическая проводимость, и вынесены внутрь к центральному звезда. Этот процесс может сконцентрировать магнитный поток вокруг центра диска, вызывая очень сильные магнитные поля. Формирование мощных астрофизические джеты вдоль оси вращения аккреционных дисков требует крупномасштабного полоидальный магнитное поле во внутренних областях диска.^[19]

Такие магнитные поля могут переноситься внутрь из межзвездной среды или генерироваться магнитным динамо внутри диска. Для магнитоцентробежного механизма для запуска мощных струй, по-видимому, необходима напряженность магнитного поля не менее 100 Гаусс. Однако есть проблемы с переносом внешнего магнитного потока внутрь к центральной звезде диска.^[20] 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.^[21] Простое решение предполагает вязкость намного больше, чем коэффициент магнитной диффузии на диске. Однако численное моделирование и теоретические модели показывают, что вязкость и магнитопроводность имеют почти один и тот же порядок величины в магнитовращательно-турбулентных дисках.^[22] Некоторые другие факторы, возможно, могут повлиять на скорость адвекции / диффузии: снижение турбулентной магнитной диффузии на поверхностных слоях; сокращение Шакура -Сюняев вязкость по магнитным полям;^[23] 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.^[24]

Аналитические модели субэддингтоновских аккреционных дисков (тонкие диски, ADAF)

Когда темп аккреции суб-Эддингтон и 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 идет вниз по очень узким спиралям, напоминающим почти круглые, почти свободные (кеплеровские) орбиты. Тонкие диски относительно светятся и имеют тепловые электромагнитные спектры, то есть мало чем отличаются от спектра черных тел. Радиационное охлаждение очень эффективно для тонких дисков. Классическая работа Шакуры и Сюняева 1974 г. о тонких аккреционных дисках - одна из наиболее часто 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 облика черной дыры Шварцшильда с тонким (кеплеровским) диском.

Полностью общий релятивистский подход, необходимый для внутренней части диска, когда центральным объектом является черная дыра, был предоставлен Пейдж и Торн,^[25] и используется для создания оптических изображений Luminet^[26] и Марк,^[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, создает сильное доплеровское красное смещение на удаляющейся стороне (здесь считается, что 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, образуется ADAF. Этот тип аккреционного диска был предсказан Ичимару в 1977 году. Хотя работа Ичимару в значительной степени игнорировалась, некоторые элементы модели ADAF присутствовали во влиятельной статье 1982 года о ионных торах Риса, Финни, Бегельмана и Блэндфорда. Многие авторы начали активно изучать ADAF только после их повторного открытия в середине 1990-х. Нараяном и Йи, и независимо Абрамовичем, Ченом, Като, Ласотой (придумавшим название ADAF) и Регева. Наиболее важный вклад в астрофизические приложения ADAF был сделан Нараяном и его сотрудниками. ADAF охлаждаются за счет адвекции (тепла, улавливаемого веществом), а не за счет излучения. Они очень неэффективны в радиационном отношении, геометрически вытянуты, похожи по форме на сферу (или «корону»), а не на диск, и очень горячие (близкие к вириальной температуре). Из-за своего низкого КПД АДАФ гораздо менее светятся, чем тонкие диски Шакура-Сюняева. ADAF излучают нетепловое излучение по степенному закону, часто с сильной комптоновской составляющей.

Размытие источника рентгеновского излучения (короны) вблизи Черная дыра.

Черная дыра с короной, источник рентгеновского излучения (концепция художника).^[28]

Размытие рентгеновских лучей около Черной дыры (NuSTAR; 12 августа 2014 г.).^[28]

Предоставлено: НАСА / Лаборатория реактивного движения-Калтех.

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

Теория высоких супер-Эддингтон аккреция черной дыры, M≫M_Эдд, был разработан в 1980-х годах Абрамовичем, Ярошинским, Пачиньски, Sikora и другие в терминах «польские пончики» (название придумал Рис). Польские пончики - это маловязкие, оптически толстые аккреционные диски, поддерживаемые радиационным давлением, охлаждаемые адвекция. 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 лишь умеренные суперэддингтоновские скорости аккреции,M≥M_Эдд, скорее дискообразной формы, и почти тепловых спектров. Они охлаждаются адвекцией и радиационно неэффективны. Их представили Абрамович, Ласота, Черни и Шушкевич в 1988 году.

Нерешенная проблема в физике: Аккреционный диск QPO's: Квазипериодические колебания происходят во многих аккреционных дисках, и их периоды кажутся масштабными, обратными массе центрального объекта. Почему существуют эти колебания? Почему иногда возникают обертоны и почему они появляются с разным соотношением частот у разных объектов? (больше нерешенных задач по физике)

Диск выделения

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

Смотрите также

Рекомендации

внешняя ссылка

• Аккреционный диск на Британская энциклопедия
• 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.