Akkresjonsdisk - Accretion disk

Bilde av skiven til det svarte hullet i sentrum av supergigant elliptisk galakse Messier 87

En akkretjonsskive er en struktur (ofte en sirkelformet plate ) dannet av diffust materiale i baneveiing rundt en massiv sentral kropp . Den sentrale kroppen er vanligvis en stjerne . Friksjon , ujevn bestråling, magnetohydrodynamiske effekter og andre krefter induserer ustabilitet som forårsaker at bane av materiale i skiven spiral innover mot sentralkroppen. Gravitasjonskrefter og friksjonskrefter komprimerer og øker temperaturen på materialet og forårsaker utslipp av elektromagnetisk stråling . Frekvensområdet for den strålingen avhenger av massen til det sentrale objektet. Akkresjonsskiver av unge stjerner og protostjerner stråler ut i infrarødt ; de rundt nøytronstjerner og sorte hull i røntgendelen av spekteret . Studien av oscillasjonsmodi i akkretjonsdisker er referert til som diskoseismologi .

Manifestasjoner

Akkresjonsskiver er et allestedsnærværende fenomen i astrofysikk; aktive galaktiske kjerner , protoplanetære skiver og gammastrålebrudd involverer alle akkretjonsskiver. Disse diskene gir ofte astrofysiske stråler som kommer fra nærheten av det sentrale objektet. Jets er en effektiv måte for stjernedisksystemet å kaste vinkelmoment uten å miste for mye masse .

De mest spektakulære tilgrensningsskivene som finnes i naturen er de fra aktive galaktiske kjerner og kvasarer , som antas å være massive sorte hull i sentrum av galakser. Når materie kommer inn i akkretjonsplaten, følger den en bane som kalles en tendex-linje , som beskriver en indre spiral. Dette er fordi partikler gni og spretter mot hverandre i en turbulent strøm, forårsaker friksjonsoppvarming som utstråler energi, reduserer partiklenes vinkelmoment, slik at partikkelen kan drive innover og drive den innadgående spiralen. Tap av vinkelmoment manifesterer seg som en reduksjon i hastighet; med en lavere hastighet, må partikkelen ta en lavere bane. Når partikkelen faller til denne nedre bane, konverteres en del av dens gravitasjonspotensialenergi til økt hastighet, og partikkelen får hastighet. Dermed har partikkelen mistet energi selv om den nå beveger seg raskere enn før; det har imidlertid mistet vinkelmomentet. Når en partikkel kretser nærmere og nærmere, øker hastigheten, ettersom hastigheten øker friksjonsoppvarmingen øker når mer og mer av partikkelens potensielle energi (i forhold til det svarte hullet) blir utstrålt; tilvekstdisken til et svart hull er varm nok til å avgi røntgenstråler like utenfor begivenhetshorisonten . Den store lysstyrken til kvasarer antas å være et resultat av at gass akkreteres av supermassive sorte hull. Elliptiske akkretjonsskiver dannet ved tidevannsforstyrrelse av stjerner kan være typiske i galaktiske kjerner og kvasarer. Akkresjonsprosessen kan konvertere omtrent 10 prosent til over 40 prosent av massen til et objekt til energi, sammenlignet med rundt 0,7 prosent for kjernefusjonsprosesser . I tette binære systemer utvikler den mer massive primære komponenten seg raskere og har allerede blitt en hvit dverg , en nøytronstjerne eller et svart hull når den mindre massive følgesvennen når gigantstaten og overskrider Roche-lappen . En gasstrøm utvikler seg deretter fra ledsagerstjernen til den primære. Vinkelmomentbevaring forhindrer en rett strøm fra en stjerne til den andre, og det dannes en akkretjonsdisk i stedet.

Akkresjonsskiver som omgir T Tauri-stjerner eller Herbig-stjerner kalles protoplanetære skiver fordi de antas å være forfedre til planetsystemer . Den akkreterte gassen kommer i dette tilfellet fra den molekylære skyen som stjernen har dannet seg ut av, snarere enn en ledsagerstjerne.

Artistens syn på en stjerne med akkretjonsdisk

Animasjoner av utvinning av sorte hull

Spill av media

Denne animasjonen av superdatamaskindata tar deg til den indre sonen av tilførselsdisken til et stjernemassesort hull.

Spill av media

Denne videoen viser kunstnerens inntrykk av den støvete vinden som kommer fra det svarte hullet i sentrum av galaksen NGC 3783 .

Akkresjonsdiskfysikk

Kunstnerens oppfatning av et svart hull som tegner materie fra en stjerne i nærheten, og danner en akkretjonsskive.

På 1940-tallet ble modeller først hentet fra grunnleggende fysiske prinsipper. For å være enig i observasjonene, måtte disse modellene påberope seg en ennå ukjent mekanisme for omfordeling av vinkelmoment. Hvis materie skal falle innover, må den ikke bare miste gravitasjonsenergi, men også miste vinkelmoment . Siden diskens totale vinkelmoment er bevart, må vinkelmomenttapet til massen som faller inn i sentrum kompenseres av en vinkelmomentforsterkning av massen langt fra sentrum. Med andre ord, vinkelmomentet skal transporteres utover for materie å betong. I henhold til Rayleigh-stabilitetskriteriet ,

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

hvor representerer vinkelhastigheten til et fluidelement og dets avstand til rotasjonssenteret, forventes en tilførselsskive å være en laminær strømning . Dette forhindrer eksistensen av en hydrodynamisk mekanisme for vinkelmomenttransport. ${\ displaystyle \ Omega}$${\ displaystyle R}$

På den ene siden var det klart at tyktflytende belastninger til slutt ville føre til at saken mot sentrum varmet opp og utstrålte noe av dens gravitasjonsenergi. På den annen side var ikke selve viskositeten nok til å forklare transporten av vinkelmoment til de utvendige delene av skiven. Turbulensforbedret viskositet var mekanismen som antas å være ansvarlig for en slik omfordeling av vinkel-momentum, selv om opprinnelsen til selve turbulensen ikke var godt forstått. Den konvensjonelle modellen (diskutert nedenfor) introduserer en justerbar parameter som beskriver effektiv økning av viskositet på grunn av turbulente virvler inne i disken. I 1991, med gjenoppdagelsen av den magnetorotasjonelle ustabiliteten (MRI), etablerte SA Balbus og JF Hawley at en svakt magnetisert plate som akkreterer seg rundt et tungt, kompakt sentralt objekt, vil være svært ustabil, og gir en direkte mekanisme for omfordeling av vinkel-momentum. ${\ displaystyle \ alpha}$${\ displaystyle \ alpha}$

α-Disk-modell

Shakura og Sunyaev (1973) foreslo turbulens i gassen som kilde til økt viskositet. Forutsatt subsonisk turbulens og diskhøyde som en øvre grense for størrelsen på virvler, kan diskens viskositet estimeres som hvor er lydhastigheten , er diskens skalahøyde og er en ledig parameter mellom null (ingen akkretion) og omtrent en. I et turbulent medium , hvor er hastigheten til turbulente celler i forhold til den gjennomsnittlige gassbevegelsen, og er størrelsen på de største turbulente cellene, som er estimert som, og hvor er den Keplerian orbital vinkelhastigheten, er den radiale avstanden fra den sentrale gjenstand for masse . Ved å bruke ligningen av hydrostatisk likevekt , kombinert med bevaring av vinkelmoment og forutsatt at skiven er tynn, kan ligningene av skivestrukturen løses i forhold til parameteren. Mange av de observerbare er bare avhengige av , så denne teorien er prediktiv, selv om den har en gratis parameter. ${\ 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}} \ ca c _ {\ rm {s}}}$${\ displaystyle \ Omega = (GM) ^ {1/2} r ^ {- 3/2}}$${\ displaystyle r}$${\ displaystyle M}$${\ displaystyle \ alpha}$${\ displaystyle \ alpha}$

Ved å bruke Kramers 'lov for opasiteten er det funnet at

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

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

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

hvor og er henholdsvis temperatur og tetthet i midtplanet. er akkresjonshastigheten, i enheter av , er massen til det sentrale akkreterende objektet i enheter av en solmasse , er radiusen til et punkt i skiven, i enheter av , og hvor er radiusen der vinkelmomentet slutter å være transporteres innover. ${\ 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}}$

Shakura – Sunyaev α-disk-modellen er både termisk og viskøst ustabil. En alternativ modell, kjent som -disken, som er stabil i begge forstander, antar at viskositeten er proporsjonal med gasstrykket . I standard Shakura – Sunyaev-modellen antas viskositeten å være proporsjonal med det totale trykket siden . ${\ 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)}$

Shakura – Sunyaev-modellen antar at skiven er i lokal termisk likevekt, og kan utstråle varmen effektivt. I dette tilfellet utstråler skiven viskøs varme, avkjøles og blir geometrisk tynn. Imidlertid kan denne antagelsen bryte sammen. I det radiativt ineffektive tilfellet kan disken "puffe opp" i en torus eller en annen tredimensjonal løsning som en ADVF-dominert akkretjonsflyt (ADAF). ADAF-løsningene krever vanligvis at tilførselsgraden er mindre enn noen få prosent av Eddington-grensen . En annen ekstremitet er tilfellet med Saturns ringer , der disken er så gassfattig at dens vinkelmomenttransport domineres av faste kroppskollisjoner og tyngdekraftinteraksjoner. Modellen er i samsvar med nylige astrofysiske målinger ved bruk av gravitasjonslinsing .

Magnetorotational ustabilitet

HH-30 , en Herbig – Haro-gjenstand omgitt av en akkretjonsskive

Balbus og Hawley (1991) foreslo en mekanisme som involverer magnetiske felt for å generere vinkelmomenttransporten. Et enkelt system som viser denne mekanismen er en gassskive i nærvær av et svakt aksialt magnetfelt. To radielt nærliggende fluidelementer vil oppføre seg som to massepunkter forbundet med en masseløs fjær, hvor fjærspenningen spiller rollen som den magnetiske spenningen. I en Keplerian-plate ville det indre væskeelementet kretse raskere enn det ytre, og forårsake fjæren å strekke. Det indre væskeelementet blir da tvunget av fjæren til å bremse, og reduserer tilsvarende vinkelmomentet og får det til å bevege seg til en lavere bane. Det ytre væskeelementet som trekkes fremover vil øke hastigheten, øke vinkelmomentet og bevege seg til en større radiusbane. Fjærspenningen vil øke når de to væskeelementene beveger seg lenger fra hverandre og prosessen løper bort.

Det kan vises at i nærvær av en slik fjærlignende spenning erstattes Rayleigh-stabilitetskriteriet med

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

De fleste astrofysiske plater oppfyller ikke dette kriteriet og er derfor utsatt for denne magnetorasjonelle ustabiliteten. Det antas at magnetfeltene som er tilstede i astrofysiske gjenstander (kreves for ustabiliteten), genereres via dynamohandling .

Magnetiske felt og stråler

Akkresjonsskiver antas vanligvis å være gjenget av de ytre magnetfeltene som er tilstede i det interstellare mediet . Disse feltene er vanligvis svak (omtrent noen få mikro-gauss), men de kan bli festet til seg i fragmenter på grunn av dens høye elektriske ledningsevne , og føres innover mot den sentrale stjerne . Denne prosessen kan konsentrere den magnetiske strømmen rundt midten av disken og gi opphav til veldig sterke magnetfelt. Dannelse av kraftige astrofysiske stråler langs tilførselsskivenees rotasjonsakse krever et poloidalt magnetfelt i stor skala i de indre områdene av skiven.

Slike magnetfelt kan føres innover fra det interstellare mediet eller genereres av en magnetisk dynamo i skiven. Magnetiske feltstyrker i det minste av orden 100 Gauss synes nødvendig for magnetosentrifugalmekanismen å starte kraftige jetfly. Det er imidlertid problemer med å føre ekstern magnetisk strøm innover mot sentralstjernen på skiven. Høy elektrisk ledningsevne dikterer at magnetfeltet er frosset ned i materien som blir akkretert på det sentrale objektet med langsom hastighet. Imidlertid er plasmaet ikke en perfekt elektrisk leder, så det er alltid en viss grad av spredning. Magnetfeltet diffunderer vekk raskere enn hastigheten det bæres innover ved å tilveiebringe materie. En enkel løsning er å anta en viskositet som er mye større enn den magnetiske diffusiviteten i disken. Imidlertid viser numeriske simuleringer og teoretiske modeller at viskositeten og den magnetiske diffusiviteten har nesten samme størrelsesorden på magnetrotasjonelle turbulente skiver. Noen andre faktorer kan muligens påvirke adveksjons- / diffusjonshastigheten: redusert turbulent magnetisk diffusjon på overflatelagene; reduksjon av Shakura - Sunyaev viskositeten av magnetfelt; og generering av store felt ved MHD-turbulens i liten skala - en dynamo i stor skala. Faktisk kan en kombinasjon av forskjellige mekanismer være ansvarlig for effektivt å føre det eksterne feltet innover mot de sentrale delene av skiven der strålen blir sjøsatt. Magnetisk oppdrift, turbulent pumping og turbulent diamagnetisme eksemplifiserer slike fysiske fenomener som er påkalt for å forklare en så effektiv konsentrasjon av eksterne felt.

Analytiske modeller av sub-Eddington-tilgrensningsdisker (tynne disker, ADAFer)

Når tilveksthastigheten er under Eddington og opasiteten veldig høy, dannes den vanlige tynne utvinningsdisken. Den er geometrisk tynn i vertikal retning (har en disklignende form), og er laget av en relativt kald gass, med et ubetydelig strålingstrykk. Gassen går ned på veldig tette spiraler, og ligner nesten sirkulære, nesten gratis (Keplerian) baner. Tynne skiver er relativt lysende, og de har termiske elektromagnetiske spektre, dvs. ikke mye forskjellig fra summen av svarte legemer. Strålingskjøling er veldig effektiv på tynne plater. Det klassiske 1974-arbeidet av Shakura og Sunyaev på tynne tilvekstplater er et av de mest siterte papirene i moderne astrofysikk. Tynne skiver ble uavhengig utarbeidet av Lynden-Bell, Pringle og Rees. Pringle har i løpet av de siste tretti årene bidratt med mange viktige resultater til teorien om tilvekstdisk, og skrev den klassiske 1981-gjennomgangen som i mange år var den viktigste kilden til informasjon om tilvekstdisker, og er fortsatt veldig nyttig i dag.

Simulering av JA Marck av optisk utseende av Schwarzschild-sorte hull med tynn (Keplerian) disk.

Page og Thorne har gitt en fullstendig relativistisk behandling etter behov for den indre delen av disken når det sentrale objektet er et svart hull , og brukt til å produsere simulerte optiske bilder av Luminet og Marck, der, selv om en slik systemet er iboende symmetrisk, det er ikke bildet, fordi den relativistiske rotasjonshastigheten som trengs for sentrifugalvekt i det veldig sterke gravitasjonsfeltet nær det svarte hullet, gir en sterk Doppler-redshift på den tilbakevendende siden (tatt her for å være til høyre) mens det vil være en sterk blueshift på den nærliggende siden. På grunn av lett bøyning virker disken forvrengt, men er ikke skjult av det svarte hullet.

Når tilveksthastigheten er under Eddington og opasiteten veldig lav, dannes en ADAF. Denne typen akkretjonsdisk ble spådd i 1977 av Ichimaru. Selv om Ichimarus papir stort sett ble ignorert, var noen elementer i ADAF-modellen til stede i det innflytelsesrike 1982-ion-tori-papiret av Rees, Phinney, Begelman og Blandford. ADAF begynte å bli intenst studert av mange forfattere først etter gjenoppdagelsen i midten av 1990 av Narayan og Yi, og uavhengig av Abramowicz, Chen, Kato, Lasota (som laget navnet ADAF) og Regev. De viktigste bidragene til astrofysiske anvendelser av ADAF er gitt av Narayan og hans samarbeidspartnere. ADAF-er blir avkjølt av fremføring (varme fanget i materie) snarere enn av stråling. De er veldig strålende ineffektive, geometrisk utvidet, ligner en kule (eller en "corona") snarere enn en plate, og veldig varme (nær virialtemperaturen). På grunn av deres lave effektivitet er ADAF-er mye mindre lysende enn de tynne diskene Shakura – Sunyaev. ADAFs avgir en kraft-ikke-termisk stråling, ofte med en sterk Compton-komponent.

Uklarhet av en røntgenkilde (korona) nær et svart hull .

Svart hull med korona, en røntgenkilde (kunstnerens konsept).

Uskarphet av røntgenstråler nær Black hole ( NuSTAR ; 12. august 2014).

Kreditt: NASA / JPL-Caltech

Analytiske modeller av super-Eddington-tilgrensningsskiver (tynne skiver, polske smultringer)

Teorien om svært super-Eddington sort hulls tilvinning, M ≫ M _Edd , ble utviklet på 1980-tallet av Abramowicz, Jaroszynski, Paczyński , Sikora og andre i form av "polske smultringer" (navnet ble laget av Rees). Polske smultringer har lav viskositet, optisk tykke, tiltenkningsskiver som er støttet med strålingstrykk, avkjølt av adveksjon . De er strålende veldig ineffektive. Polske smultringer ligner i form en fett torus (en smultring) med to smale trakter langs rotasjonsaksen. Traktene kollimerer strålingen i bjelker med svært super-Eddington-lysstyrker.

Tynne disker (navn laget av Kolakowska) har bare moderat super-Eddington-tilveksthastigheter, M ≥ M _Edd , ganske disklignende former og nesten termiske spektre. De blir avkjølt av adveksjon, og er strålende ineffektive. De ble introdusert av Abramowicz, Lasota, Czerny og Szuszkiewicz i 1988.

Ekskresjonsskive

Det motsatte av en utskillingsdisk er en utskillingsdisk, der i stedet for materiale som tilføres fra en disk til en sentral gjenstand, blir materialet utskilt fra midten og utover til disken. Ekskresjonsplater dannes når stjerner smelter sammen.

Se også

• Akkresjon
• Astrofysisk jet
• Blandford – Znajek-prosessen
• Circumstellar disk
• Circumplanetary disk  - Akkumulering av materie rundt en planet
• Dynamo teori
• Gravitasjons singularitet
• Planetarisk ring
• Kva-stjerne
• Soltåke
• Spin-flip

Referanser

Eksterne linker

• Professor John F. Hawley hjemmeside
• Ikke-strålende tilførsel av svart hull
• Akkresjonsplater på Scholarpedia
• Merali, Zeeya (21. juni 2006). "Magnetfelt snarer sorte hulls mat" . Ny forsker .