Akrecji dysku jest astrofizyczna struktura utworzona przez materię orbitować do centralnego niebieskich obiektu . To centralne ciało jest zazwyczaj młodą gwiazdą, protogwiazdą , białym karłem , gwiazdą neutronową lub czarną dziurą . Kształt struktury jest generowany przez działanie siły grawitacyjnej , przyciągającej materiał do korpusu centralnego, różne prędkości początkowe cząstek, które wciągają materiał w kształt dysku , oraz rozpraszanie energii w nim przez lepkość , powodujące materiał do spirali w kierunku organu centralnego.
Rozpraszanie energii skutkuje różnymi formami emisji promieniowania elektromagnetycznego . Zakres częstotliwości tych ostatnich zależy od obiektu centralnego. Dyski akrecyjne młodych gwiazd i protogwiazd promieniują w podczerwieni, podczas gdy dyski gwiazd neutronowych i czarnych dziur promieniują w promieniowaniu X .
Badania nad formowaniem się dysków akrecyjnych rozpoczęto w latach 40. XX wieku . Modele zostały wyprowadzone z podstawowych zasad fizycznych . Aby dopasować obserwacje, modele te musiały zakładać istnienie nieznanego mechanizmu wyjaśniającego redystrybucję momentu pędu . Jeśli więc materia ma opaść do wewnątrz, musi stracić nie tylko energię grawitacyjną , ale również moment pędu . Ponieważ całkowity moment pędu dysku jest zachowany, utrata momentu pędu masy spadającej w kierunku środka musi być kompensowana przyrostem momentu pędu masy znajdującej się daleko od środka. Innymi słowy, moment pędu musiałby zostać przeniesiony na zewnątrz, aby materiał mógł akreować.
Z jednej strony było jasne, że siły lepkości ostatecznie spowodują, że materia opadająca w kierunku środka rozgrzeje się i wypromieniuje część swojej energii grawitacyjnej ( tarcie lepkie ).
Z drugiej strony sama lepkość nie wystarczyła do wyjaśnienia transportu momentu pędu do zewnętrznych części dysku. Uważa się, że mechanizmem odpowiedzialnym za taką redystrybucję momentu pędu była zwiększona lepkość turbulencji , chociaż pochodzenie samej turbulencji nie zostało dobrze poznane. Konwencjonalne podejście fenomenologiczne ma regulowany parametr opisujący efektywny wzrost lepkości wytwarzany przez turbulentne wiry w dysku.
[styl do sprawdzenia]W 1991 roku, po ponownym odkryciu niestabilności magneto-rotacyjnej , SA Balbus i JF Hawley ustalili, że słabo namagnesowany dysk akrecyjny wokół ciężkiego i zwartego obiektu centralnego byłby wysoce niestabilny, zapewniając bezpośredni mechanizm redystrybucji momentu pędu.
Możliwe jest również obserwowanie formowania się dysku akrecyjnego w niektórych układach gwiazd podwójnych , zwłaszcza w układzie, w którym jeden z towarzyszy jest znacznie masywniejszy od drugiego. W ten sposób najbardziej masywna gwiazda (A) staje się olbrzymem przed mniej masywną towarzyszką, gwiazdą B. Jeśli gwiazda A całkowicie wypełni swój skalny płat , stopniowo następuje transfer masy z A do B. W tym przypadku materia opuszcza płat gwiazdy A i spada na gwiazdę B przez punkt Lagrange'a . Materia nie spadnie bezpośrednio w linii prostej na gwiazdę B ze względu na rotację układu względem siebie i bezwładność przenoszonej materii . Zamiast tego przyjmie trajektorię spiralną, która spowoduje, że utworzy dysk materii wokół gwiazdy B, tworząc w ten sposób dysk akrecyjny.
Jednym z głównych parametrów dysku jest jego szybkość akrecji, czyli ilość materiału spadającego na centralny obiekt w jednostce czasu. Aby zmierzyć tę szybkość, używaną jednostką systemu międzynarodowego jest kilogram na sekundę (kg / s). Ponieważ jednak jednostka ta nie ma większego znaczenia w skali astronomicznej (zarówno pod względem masy, jak i czasu), roczna masa Słońca jest używana znacznie częściej. W astronomicznym układzie jednostek jednostką jest masa Słońca na dzień (S⋅D- 1 ).
Siła dośrodkowa zamienia obracający się obłok w dysk, a siły pływowe mają tendencję do synchronizowania obrotu dysku z obrotem obiektu centralnego. Tarcia między cząstkami płytę nagrzewa się i rozprasza w chwili orbitalnej , przez co cząstki spirali dopóki są wchłaniane przez centralną.
Kiedy kilogram wodoru wpada do czarnej dziury po krzywej spiralnej, 100 gramów zostaje zamienionych na energię wypromieniowaną: tj. wydajność energetyczna dysków akrecyjnych wynosi 10%, w porównaniu z energią 0, 7% z syntezy termojądrowej obserwowanej w zwykłym gwiazdy .
Najbardziej energetyczne dyski akrecyjne znajdują się wokół aktywnych jąder galaktycznych i kwazarów . Te ostatnie byłyby generowane przez supermasywne czarne dziury znajdujące się w centrach galaktyk .
Niektóre dyski protoplanetarne zachowują się częściowo jak dyski akrecyjne, zwłaszcza gdy część ich materii spada na centralną protogwiazdę . Takie zachowania wykazują dyski wokół gwiazd T Tauri i gwiazd Herbiga .
: dokument używany jako źródło tego artykułu.