Аккреционный диск

Горячий аккреционный диск черной дыры , демонстрирующий релятивистские эффекты, воздействующие на свет, когда он излучается в регионах, подверженных сильной гравитации . Это изображение является результатом моделирования НАСА и показывает вид из-за горизонта Шварцшильда черной дыры .

Аккреционный диск — это структура (часто околозвездный диск ), образованная диффузным веществом. в орбитальном движении вокруг массивного центрального тела . Центральное тело чаще всего представляет собой звезду . Трение , неравномерное излучение, магнитогидродинамические эффекты и другие силы вызывают нестабильность, заставляя вращающийся по орбите материал в диске двигаться 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 диапазоне ; те, что окружают нейтронные звезды и черные дыры в рентгеновской части спектра . Изучение режимов колебаний в аккреционных дисках называется дискосейсмологией .

Проявления

Нерешенная задача по физике :

Джеты аккреционного диска: Почему диски, окружающие определенные объекты, например ядра активных галактик , испускают струи вдоль своих полярных осей? Астрономы используют эти джеты 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.

(еще нерешенные задачи по физике)

Аккреционные диски — повсеместное явление в астрофизике; активные ядра галактик , протопланетные диски и гамма-всплески — все они связаны с аккреционными дисками. Эти диски очень часто порождают астрофизические джеты, исходящие из окрестностей центрального объекта. Джеты — это эффективный способ для системы звездный диск избавиться от углового момента без потери слишком большой массы .

Наиболее впечатляющие аккреционные диски, обнаруженные в природе, — это диски активных галактических ядер и квазаров , которые считаются массивными черными дырами в центрах галактик. Когда вещество попадает в аккреционный диск, оно следует по траектории, называемой тендексной линией , которая описывает внутреннюю спираль. Это происходит потому, что частицы трутся и отскакивают друг от друга в турбулентном потоке, вызывая фрикционный нагрев, 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 медленной скорости частица должна перейти на более низкую орбиту. Когда частица падает на эту более низкую орбиту, часть ее гравитационной потенциальной энергии преобразуется в увеличенную скорость, и частица набирает скорость. Таким образом, частица потеряла энергию, хотя теперь она 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 излучать Рентгеновские лучи 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 типичными для ядер галактик и квазаров. Процесс аккреции может преобразовать от 10 до более 40 процентов массы объекта в энергию по сравнению с примерно 0,7 процента для ядерного синтеза . процессов В тесных двойных системах более массивный главный компонент эволюционирует быстрее и уже стал белым карликом , нейтронной звездой или черной дырой, когда менее массивный компаньон достигает гигантского состояния и превосходит свою полость Роша . Затем поток газа развивается от звезды-компаньона к главной. Сохранение углового момента предотвращает прямолинейный поток от одной звезды к другой, и вместо этого образуется аккреционный диск.

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

Звезда с аккреционным диском, вид художника.

Анимации аккреции черной дыры

Продолжительность: 2 минуты 42 секунды. 2:42

Эта анимация данных суперкомпьютера переносит зрителя во внутреннюю зону аккреционного диска черной дыры звездной массы.

Продолжительность: 41 секунда. 0:41

На этом видео показано впечатление художника от пыльного ветра, исходящего из черной дыры в центре галактики NGC 3783 .

Физика аккреционного диска

Представление художника о черной дыре, вытягивающей вещество из ближайшей звезды, образующей аккреционный диск.

В 1940-х годах модели были впервые основаны на основных физических принципах. Чтобы согласоваться с наблюдениями, эти модели должны были задействовать пока 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 приростом углового момента массы вдали от центра. Другими словами, угловой момент должен быть перенесен для аккреции материи наружу. Согласно критерию устойчивости Рэлея ,

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

где $\Omega$ представляет угловую скорость жидкого элемента и $R$ его 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 нагреваться к центру и излучать 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 понятно. Обычный $\alpha$-модель (обсуждаемая ниже) вводит регулируемый параметр $\alpha$ описывающее эффективное увеличение вязкости из-за турбулентных вихрей внутри диска. В 1991 году, после повторного открытия магниторотационной неустойчивости (МРТ), С.А. Бальбус и Дж. Ф. Хоули установили, что слабо намагниченный диск, аккрецирующийся вокруг тяжелого компактного центрального объекта, будет очень нестабильным, обеспечивая прямой механизм перераспределения углового момента.

Модель α-Диска

Шакура и Сюняев (1973) предложил турбулентность в газе как источник повышенной вязкости. Принимая дозвуковую турбулентность и высоту диска как верхний предел размера вихрей, вязкость диска можно оценить как $\nu =\alpha c_{\rm {s}}H$ где $c_{\rm {s}}$ это скорость звука , $H$ - масштабная высота диска, а $\alpha$ — свободный параметр между нулем (без прироста) и примерно единицей. В турбулентной среде $\nu \approx v_{\rm {turb}}l_{\rm {turb}}$, где $v_{\rm {turb}}$ – скорость турбулентных ячеек относительно среднего движения газа, $l_{\rm {turb}}$ – размер наиболее крупных турбулентных ячеек, который оценивается как $l_{\rm {turb}}\approx H=c_{\rm {s}}/\Omega$ и $v_{\rm {turb}}\approx c_{\rm {s}}$, где $\Omega =(GM)^{1/2}r^{-3/2}$ - кеплеровская орбитальная угловая скорость, $r$ - радиальное расстояние от центрального объекта массы $M$. Используя уравнение гидростатического равновесия в сочетании с законом сохранения углового момента и предполагая, что диск тонкий, уравнения структуры диска можно решить в терминах $\alpha$ параметр. Многие из наблюдаемых лишь слабо зависят от $\alpha$, поэтому эта теория является прогнозирующей, даже несмотря на то, что у нее есть свободный параметр.

Используя закон непрозрачности Крамерса, можно найти, что

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

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

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

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

Модель α-диска Шакуры–Сюняева термически и вязко нестабильна. Альтернативная модель, известная как $\beta$-диск, устойчивый в обоих смыслах, предполагает, что вязкость пропорциональна давлению газа $\nu \propto \alpha p_{\mathrm {gas} }$. В стандартной модели Шакуры–Сюняева вязкость предполагается пропорциональной полному давлению. $p_{\mathrm {tot} }=p_{\mathrm {rad} }+p_{\mathrm {gas} }=\rho c_{\rm {s}}^{2}$ с $\nu =\alpha c_{\rm {s}}H=\alpha c_{s}^{2}/\Omega =\alpha p_{\mathrm {tot} }/(\rho \Omega )$.

Модель Шакуры-Сюняева предполагает, что диск находится в локальном тепловом равновесии и может эффективно излучать тепло. При этом диск излучает вязкое тепло, охлаждается и становится геометрически тонким. Однако это предположение может оказаться ошибочным. В случае радиационной неэффективности диск может «раздуться» в тор или какое-либо другое трехмерное решение, такое как аккреционный поток с преобладанием адвекции (ADAF). Решения ADAF обычно требуют, чтобы скорость прироста 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 .

Магниторотационная неустойчивость

Основная статья: Магниторотационная неустойчивость

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

Бальбус и Хоули (1991) предложил механизм, который использует магнитные поля для генерации переноса углового момента. Простая система, демонстрирующая этот механизм, — газовый диск в присутствии слабого аксиального магнитного поля. Два соседних по радиусу жидких элемента будут вести себя как две точки массы, соединенные безмассовой пружиной, причем натяжение пружины играет роль магнитного натяжения. В кеплеровском диске внутренний жидкий элемент вращался бы быстрее, чем внешний, заставляя пружину растягиваться. Затем пружина заставляет внутренний жидкостный элемент замедлиться, соответственно уменьшив свой угловой момент, заставляя его перейти на более низкую орбиту. Внешний элемент жидкости, вытягиваемый вперед, ускорится, увеличив свой угловой момент, и переместится на орбиту большего радиуса. Натяжение пружины будет увеличиваться по мере того, как два жидкостных элемента будут двигаться дальше друг от друга, и процесс будет прекращаться.

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

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

Большинство астрофизических дисков не соответствуют этому критерию и поэтому склонны к магниторотационной нестабильности. Считается, что магнитные поля, присутствующие в астрофизических объектах (необходимые для возникновения нестабильности), генерируются в результате действия динамо-машины .

Магнитные поля и джеты

Обычно предполагается, что аккреционные диски пронизаны внешними магнитными полями, присутствующими в межзвездной среде . Эти поля обычно слабы (около нескольких микрогаусс), но они могут привязываться к материи диска из-за ее 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 струй вдоль оси вращения аккреционных дисков требуется крупномасштабное полоидальное магнитное поле во внутренних областях диска.

Такие магнитные поля могут переноситься внутрь из межзвездной среды или генерироваться магнитным динамо внутри диска. Напряженность магнитных полей порядка 100 Гаусс кажется необходимой для того, чтобы магнитоцентробежный механизм запускал мощные струи. Однако существуют проблемы с переносом внешнего магнитного потока внутрь, к центральной звезде диска. Высокая электропроводность приводит к тому, что магнитное поле вморожено в материю, которая с медленной скоростью аккрецируется на центральный объект. Однако плазма не является идеальным проводником электричества, поэтому всегда существует некоторая степень рассеяния. Магнитное поле рассеивается быстрее, чем скорость, с которой оно уносится внутрь за счет аккреции материи. Простое решение предполагает, что вязкость намного превышает коэффициент магнитной диффузии в диске. Однако численное моделирование и теоретические модели показывают, что вязкость и магнитопроводность в магнито-вращательно-турбулентных дисках имеют практически одинаковый порядок величины. Возможно, на скорость адвекции/диффузии могут повлиять и другие факторы: уменьшение турбулентной магнитной диффузии в поверхностных слоях; снижение вязкости Шакуры – Сюняева магнитными полями; и генерация крупномасштабных полей мелкомасштабной МГД-турбулентностью – крупномасштабным динамо. Фактически, комбинация различных механизмов может отвечать за эффективную передачу внешнего поля внутрь к центральным частям диска, где запускается струя. Магнитная плавучесть, турбулентная накачка и турбулентный диамагнетизм являются примерами таких физических явлений, призванных объяснить столь эффективную концентрацию внешних полей.

модели субэддингтоновских аккреционных дисков (тонких дисков,

Когда скорость аккреции ниже Эддингтона и непрозрачность очень высокая, формируется стандартный тонкий аккреционный диск. Он геометрически тонкий в вертикальном направлении (имеет дискообразную форму) и состоит из относительно холодного газа с незначительным радиационным давлением. Газ опускается по очень узким спиралям, напоминающим почти круговые, почти свободные (кеплеровы) орбиты. Тонкие диски относительно светятся и имеют термоэлектромагнитный спектр, т.е. мало чем отличаются от спектра черных тел. Радиационное охлаждение очень эффективно для тонких дисков. Классическая работа Шакуры и Сюняева о тонких аккреционных дисках 1974 года является одной из наиболее часто цитируемых работ в современной астрофизике. Тонкие диски были независимо разработаны Линден-Беллом, Принглом и Рисом. За последние тридцать лет Прингл внес множество ключевых результатов в теорию аккреционных дисков и написал классический обзор 1981 года, который на протяжении многих лет был основным источником информации об аккреционных дисках и до сих пор очень полезен.

Моделирование Дж. А. Марком оптического вида черной дыры Шварцшильда с тонким (кеплеровским) диском

Полностью общерелятивистская трактовка, необходимая для внутренней части диска, когда центральным объектом является черная дыра , была предоставлена ​​Пейджем и Торном. и используется Luminet для создания смоделированных оптических изображений. и Марк, в котором, хотя такая система внутренне симметрична, ее изображение не является таковым, поскольку релятивистская скорость вращения, необходимая для центробежного равновесия в очень сильном гравитационном поле вблизи черной дыры, создает сильное доплеровское красное смещение на удаляющейся стороне (в данном случае взятой на 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, а непрозрачность очень низкая, формируется ADAF (аккреционный поток с преобладанием адвекции). Этот тип аккреционного диска был предсказан в 1977 году Ичимару. Хотя статья Ичимару была в значительной степени проигнорирована, некоторые элементы модели ADAF присутствовали во влиятельной статье 1982 года об ион-торах Риса, Финни, Бегельмана и Блэндфорда.ADAF начали интенсивно изучать многие авторы только после их повторного открытия в начале 1990-х годов Пофамом и Нараяном в численных моделях пограничных слоев аккреционного диска. Самоподобные решения для аккреции с преобладанием адвекции были найдены Нараяном и Йи, а также независимо Абрамовичем, Ченом, Като, Ласотой (который придумал название ADAF) и Регевом. Наиболее важный вклад в астрофизические применения ADAF был внесен Нараяном и его сотрудниками. ADAF охлаждаются за счет адвекции (тепла, захватываемого веществом), а не за счет излучения. Они очень радиационно неэффективны, геометрически вытянуты, по форме похожи на сферу (или «корону»), а не на диск, и очень горячие (близкие к вириальной температуре). Из-за своей низкой эффективности ADAF гораздо менее светятся, чем тонкие диски Шакуры-Сюняева. ADAF излучают степенное нетепловое излучение, часто с сильной комптоновской составляющей.

Размытие источника рентгеновского излучения (короны) вблизи черной дыры .

Черная дыра с короной, источник рентгеновского излучения (концепция художника).

Размытие рентгеновских лучей вблизи черной дыры ( NuSTAR ; 12 августа 2014 г.).

Фото: НАСА/Лаборатория реактивного движения-Калифорнийский технологический институт.

модели аккреционных дисков супер-Эддингтона (тонкие диски, польские

Нерешенная задача по физике :

QPO аккреционного диска: во многих аккреционных дисках происходят квазипериодические колебания , причем их периоды масштабируются как обратная масса центрального объекта. Почему существуют эти колебания? Почему иногда возникают обертоны и почему они появляются в разных соотношениях частот в разных объектах?

(еще нерешенные задачи по физике)

Теория аккреции сверхсуперэддингтоновских черных дыр, M ≫ M _Edd , была разработана в 1980-х годах Абрамовичем, Ярошинским, Пачинским , Сикорой и другими в терминах «польских пончиков» (название было придумано Рисом). Польские пончики представляют собой аккреционные диски низкой вязкости, оптически толстые, поддерживаемые радиационным давлением и охлаждаемые за счет адвекции . Они радиационно очень неэффективны. Польские пончики по форме напоминают толстый тор (пончик) с двумя узкими воронками вдоль оси вращения. Воронки коллимируют излучение в пучки с высокой суперэддингтоновской светимостью.

Тонкие диски (название, придуманное Колаковской) имеют лишь умеренные суперэддингтоновские темпы аккреции, M ≥ M _Edd , скорее дискообразную форму и почти тепловые спектры. Они охлаждаются за счет адвекции и радиационно неэффективны. Они были представлены Абрамовичем, Ласотой, Черни и Шушкевичем в 1988 году.

Диск выделения

Противоположностью аккреционного диска является диск выделения, в котором вместо того, чтобы материал аккрецировался с диска на центральный объект, материал выделяется из центра наружу на диск. Диски выделения образуются при слиянии звезд.

См. также

• Аккреция
• Астрофизический джет
• Процесс Бландфорда – Знаека
• Околозвездный диск
• Околопланетный диск
• Теория динамо
• экзоастероид
• Гравитационная сингулярность
• Квази-звезда
• Отображение реверберации
• Кольцевая система
• Солнечная туманность
• Спин-флип

Ссылки

• Франк, Юхан; Эндрю Кинг; Дерек Рейн (2002), Мощность аккреции в астрофизике (Третье изд.), Cambridge University Press, ISBN  978-0-521-62957-7
• Кролик, Джулиан Х. (1999), Активные галактические ядра , Princeton University Press, ISBN  978-0-691-01151-6

Внешние ссылки

• Домашняя страница профессора Джона Ф. Хоули , Университет Вирджинии (архив 2015 г.)
• Динамическая структура нерадиационных аккреционных потоков черных дыр , Джон Ф. Хоули и Стивен А. Бальбус , 19 марта 2002 г., The Astrophysical Journal, 573:738-748, 10 июля 2002 г.
• Аккреционные диски , Наука
• Мерали, Зия (21 июня 2006 г.). «Магнитные поля захватывают пищу черных дыр» . Новый учёный .