Toplama diski - Accretion disk

Üstdev eliptik gökada Messier 87'nin merkezindeki kara deliğin diskinin görüntüsü

Bir yığılma diski , büyük bir merkezi gövde etrafında yörüngesel hareket halindeki dağınık malzeme tarafından oluşturulan bir yapıdır (genellikle bir çevresel disk ) . Merkezi gövde tipik olarak bir yıldızdır . Sürtünme , eşit olmayan ışınım, manyetohidrodinamik etkiler ve diğer kuvvetler, diskteki yörüngedeki malzemenin merkez gövdeye doğru içe doğru spiral olmasına neden olan kararsızlıklara neden olur. Yerçekimi ve sürtünme kuvvetleri, malzemenin sıcaklığını sıkıştırarak ve yükselterek elektromanyetik radyasyon emisyonuna neden olur . Bu radyasyonun frekans aralığı, merkezi nesnenin kütlesine bağlıdır. Genç yıldızların ve önyıldızların yığılma diskleri kızılötesinde yayılır ; kişilerin etrafındaki nötron yıldız ve kara delikler içinde röntgen parçası spektrumu . Toplanma disklerindeki salınım modlarının incelenmesine diskosismoloji denir .

tezahürler

Biriktirme diskleri, astrofizikte her yerde bulunan bir fenomendir; aktif galaktik çekirdekler , gezegen öncesi diskler ve gama ışını patlamalarının tümü, birikme disklerini içerir. Bu diskler genellikle merkezi nesnenin yakınından gelen astrofiziksel jetlere yol açar . Jetler, yıldız-disk sisteminin çok fazla kütle kaybetmeden açısal momentumu atması için etkili bir yoldur .

Doğada bulunan en muhteşem toplanma diskleri , galaksilerin merkezindeki devasa kara delikler olduğu düşünülen aktif galaktik çekirdekler ve kuasarlardır . Madde yığılma diskine girerken, içe doğru bir spirali tanımlayan, eğilim çizgisi adı verilen bir yörünge izler . Bunun nedeni, parçacıkların türbülanslı bir akışta birbirine sürtünmesi ve sıçramasıdır, bu da enerjiyi yayan, parçacıkların açısal momentumunu azaltan, parçacığın içe doğru kaymasına izin veren, içe doğru spirali süren sürtünmeli ısınmaya neden olur. Açısal momentum kaybı, hızda bir azalma olarak kendini gösterir; daha yavaş bir hızda, parçacık daha düşük bir yörünge benimsemelidir. Parçacık bu alt yörüngeye düştüğünde, yerçekimi potansiyel enerjisinin bir kısmı artan hıza dönüştürülür ve parçacık hız kazanır. Böylece parçacık, şimdi eskisinden daha hızlı hareket etmesine rağmen enerjisini kaybetmiştir; ancak açısal momentumunu kaybetmiştir. Bir parçacık daha yakın ve daha yakın yörüngede döndükçe, hızı artar, hız arttıkça, parçacığın potansiyel enerjisinin (kara deliğe göre) daha fazla radyasyon yayılımı arttıkça sürtünme ısınması artar; bir kara deliğin toplanma diski , olay ufkunun hemen dışında X-ışınları yayacak kadar sıcaktır . Kuasarların büyük parlaklığının , süper kütleli kara delikler tarafından gazın birikmesinin bir sonucu olduğuna inanılıyor. Yıldızların gelgit bozulmasında oluşan eliptik yığılma diskleri, galaktik çekirdeklerde ve kuasarlarda tipik olabilir. Toplama süreci, nükleer füzyon süreçleri için yaklaşık yüzde 0,7 ile karşılaştırıldığında, bir nesnenin kütlesinin yaklaşık yüzde 10 ila yüzde 40'ından fazlasını enerjiye dönüştürebilir . Yakın ikili sistemlerde , daha büyük kütleli birincil bileşen daha hızlı evrimleşir ve daha az kütleli yoldaş dev duruma ulaştığında ve Roche lobunu aştığında , zaten bir beyaz cüce , bir nötron yıldızı veya bir kara delik haline gelmiştir . Daha sonra eşlik eden yıldızdan birincil yıldıza doğru bir gaz akışı gelişir. Açısal momentum korunumu, bir yıldızdan diğerine düz bir akışı engeller ve bunun yerine bir yığılma diski oluşur.

T Tauri yıldızlarını veya Herbig yıldızlarını çevreleyen yığılma disklerine , gezegen sistemlerinin ataları oldukları düşünüldüğü için ön- gezegen diskleri denir . Bu durumda biriken gaz, eşlik eden bir yıldızdan ziyade yıldızın oluşturduğu moleküler buluttan gelir .

Toplanma diski olan bir yıldızın sanatçının görünümü

Kara delik yığılmasının animasyonları

Medya oynat

Süper bilgisayar verilerinin bu animasyonu sizi yıldız kütleli bir kara deliğin toplanma diskinin iç bölgesine götürür.

Medya oynat

Bu video, bir sanatçının, NGC 3783 galaksisinin merkezindeki kara delikten çıkan tozlu rüzgar izlenimini gösteriyor .

Toplama diski fiziği

Sanatçının, yakındaki bir yıldızdan madde çeken ve bir yığılma diski oluşturan bir kara delik anlayışı.

1940'larda modeller ilk olarak temel fiziksel ilkelerden türetilmiştir. Gözlemlerle anlaşmak için, bu modellerin açısal momentumun yeniden dağılımı için henüz bilinmeyen bir mekanizmayı çağırması gerekiyordu. Eğer madde içe doğru düşecekse, sadece yerçekimi enerjisini değil, aynı zamanda açısal momentumunu da kaybetmesi gerekir . Diskin toplam açısal momentumu korunduğu için, merkeze düşen kütlenin açısal momentum kaybı, merkezden uzaktaki kütlenin açısal momentum kazancı ile telafi edilmelidir. Başka bir deyişle, maddenin birikmesi için açısal momentumun dışa doğru taşınması gerekir . Göre Rayleigh kararlılık kriterinin ,

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

bir akışkan elemanının açısal hızını ve dönme merkezine olan mesafesini temsil ettiği yerde , bir yığılma diskinin laminer bir akış olması beklenir . Bu açısal momentum taşınımı için bir hidrodinamik mekanizmanın varlığını engeller . ${\görüntüleme stili\Omega }$${\görüntüleme stili R}$

Bir yandan, viskoz streslerin sonunda merkeze doğru olan maddenin ısınmasına ve çekim enerjisinin bir kısmını yaymasına neden olacağı açıktı. Öte yandan, açısal momentumun diskin dış kısımlarına taşınmasını açıklamak için viskozitenin kendisi yeterli değildi. Türbülansın kökeni tam olarak anlaşılmamış olsa da, türbülansla geliştirilmiş viskozite, bu tür açısal momentum yeniden dağılımından sorumlu olduğu düşünülen mekanizmaydı. Geleneksel model (aşağıda tartışılmıştır) , disk içindeki türbülanslı girdaplar nedeniyle viskozitenin etkin artışını açıklayan ayarlanabilir bir parametre sunar . 1991 yılında, manyetorotasyonel kararsızlığın (MRI) yeniden keşfiyle, SA Balbus ve JF Hawley, ağır, kompakt bir merkezi nesnenin etrafında toplanan zayıf bir şekilde manyetize edilmiş bir diskin oldukça dengesiz olacağını ve açısal momentumun yeniden dağılımı için doğrudan bir mekanizma sağladığını belirledi. ${\görüntüleme stili \alfa }$${\görüntüleme stili \alfa }$

α-Disk modeli

Shakura ve Sunyaev (1973), artan viskozitenin kaynağı olarak gazdaki türbülansı önerdi. Ses altı türbülans ve girdapların boyutu için bir üst sınır olarak, disk yüksekliğine varsayarak, bir disk viskozite olarak tahmin edilebilir burada bir ses hızı , disk ölçekli yükseltir ve sıfır (herhangi bir toplanma) arasında serbest bir parametredir ve yaklaşık bir. Türbülanslı bir ortamda , türbülanslı hücrelerin ortalama gaz hareketine göre hızı ve en büyük türbülanslı hücrelerin boyutu, olarak tahmin edilir ve Kepler yörünge açısal hızı nerede , merkezden radyal mesafedir. kütle nesnesi . Açısal momentumun korunumu ile birlikte hidrostatik denge denklemi kullanılarak ve diskin ince olduğu varsayılarak, disk yapısının denklemleri parametre cinsinden çözülebilir . Gözlenebilirlerin çoğu yalnızca zayıf bir şekilde bağlıdır , bu nedenle bu teori, serbest bir parametreye sahip olmasına rağmen öngörücüdür. ${\displaystyle \nu =\alpha c_{\rm {s}}H}$${\displaystyle c_{\rm {s}}}$${\görüntüleme stili H}$${\görüntüleme stili \alfa }$${\displaystyle \nu \yaklaşık v_{\rm {turb}}l_{\rm {turb}}}$${\displaystyle v_{\rm {türb}}}$${\displaystyle l_{\rm {türb}}}$${\displaystyle l_{\rm {turb}}\yaklaşık H=c_{\rm {s}}/\Omega }$${\displaystyle v_{\rm {turb}}\yaklaşık c_{\rm {s}}}$${\displaystyle \Omega =(GM)^{1/2}r^{-3/2}}$${\görüntüleme stili r}$${\görüntüleme stili M}$${\görüntüleme stili \alfa }$${\görüntüleme stili \alfa }$

Opaklık için Kramer yasasını kullanarak,

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

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

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

nerede ve sırasıyla orta düzlem sıcaklığı ve yoğunluğudur. yığılma hızı, birimi cinsinden, , bir güneş kütlesi birimi cinsinden toplanan merkezi cismin kütlesi, , diskteki bir noktanın yarıçapı, , ve , nerede açısal momentumun durduğu yerin yarıçapı içeriye taşınır. ${\görüntüleme stili T_{c}}$${\görüntüleme stili \rho }$${\displaystyle {\dot {M}}_{16}}$${\displaystyle 10^{16}{\rm {g\ s}}^{-1}}$${\görüntüleme stili m_{1}}$${\displaystyle M_{\bigodot }}$${\görüntüleme stili R_{10}}$${\displaystyle 10^{10}{\rm {cm}}}$${\displaystyle f=\sol[1-\sol({\frac {R_{\star }}{R}}\sağ)^{1/2}\sağ]^{1/4}}$${\displaystyle R_{\yıldız }}$

Shakura–Sunyaev α-disk modeli hem termal hem de viskoz olarak kararsızdır. Her iki anlamda da kararlı olan -disk olarak bilinen alternatif bir model, viskozitenin gaz basıncıyla orantılı olduğunu varsayar . Standart Shakura-Sunyaev modelinde, viskozite toplam basınca orantılı olduğu varsayılır çünkü . ${\görüntüleme stili \beta }$${\displaystyle \nu \propto \alpha p_{\mathrm {gaz}}}$${\displaystyle p_{\mathrm {tot} }=p_{\mathrm {rad} }+p_{\mathrm {gaz} }=\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 modeli, diskin yerel termal dengede olduğunu ve ısısını verimli bir şekilde yayabildiğini varsayar. Bu durumda disk viskoz ısıyı yayar, soğur ve geometrik olarak incelir. Ancak bu varsayım bozulabilir. Işınımsal olarak verimsiz durumda, disk bir torus veya Advection Dominated Accretion Flow (ADAF) gibi başka bir üç boyutlu çözüme "pişebilir". ADAF çözümleri genellikle yığılma hızının Eddington limitinin yüzde birkaçından daha küçük olmasını gerektirir . Diğer bir uç nokta ise , diskin gazdan fakir olduğu ve açısal momentum aktarımının katı cisim çarpışmalarının ve disk-ay kütleçekimsel etkileşimlerinin baskın olduğu Satürn'ün halkaları durumudur . Model, yerçekimi mercekleme kullanılarak yapılan son astrofizik ölçümlerle uyumludur .

manyetorotasyonel kararsızlık

HH-30 , bir toplama diski ile çevrili bir Herbig-Haro nesnesi

Balbus ve Hawley (1991), açısal momentum aktarımını oluşturmak için manyetik alanları içeren bir mekanizma önerdi. Bu mekanizmayı gösteren basit bir sistem, zayıf bir eksenel manyetik alanın varlığında bir gaz diskidir. Radyal olarak komşu iki akışkan eleman, kütlesiz bir yay ile birbirine bağlanan iki kütle noktası gibi davranacaktır, yay gerilimi manyetik gerilimin rolünü oynar. Bir Kepler diskinde, iç akışkan elemanı, dıştan daha hızlı yörüngede dönerek yayın gerilmesine neden olur. İç akışkan elemanı daha sonra yay tarafından yavaşlamaya zorlanır, buna uygun olarak açısal momentumunu azaltır ve daha düşük bir yörüngeye hareket etmesine neden olur. Öne doğru çekilen dış akışkan elemanı hızlanacak, açısal momentumunu artıracak ve daha büyük bir yarıçaplı yörüngeye hareket edecektir. İki akışkan elemanı birbirinden uzaklaştıkça ve süreç uzaklaştıkça yay gerilimi artacaktır.

Böyle bir yay benzeri gerilimin varlığında Rayleigh kararlılık kriterinin yerini aldığı gösterilebilir.

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

Çoğu astrofiziksel disk bu kriteri karşılamaz ve bu nedenle bu manyeto-rotasyonel kararsızlığa eğilimlidir. Astrofizik nesnelerde bulunan (kararsızlığın oluşması için gerekli olan) manyetik alanların, dinamo etkisi ile üretildiğine inanılmaktadır .

Manyetik alanlar ve jetler

Toplama disklerinin genellikle yıldızlararası ortamda mevcut olan harici manyetik alanlar tarafından dişli olduğu varsayılır . Bu alanlar tipik olarak zayıftır (yaklaşık birkaç mikro-Gauss), ancak yüksek elektrik iletkenliği nedeniyle diskteki maddeye sabitlenebilirler ve merkez yıldıza doğru içeri doğru taşınabilirler . Bu işlem, çok güçlü manyetik alanlara yol açan manyetik akıyı diskin merkezi etrafında yoğunlaştırabilir . Toplanma disklerinin dönme ekseni boyunca güçlü astrofiziksel jetlerin oluşumu , diskin iç bölgelerinde büyük ölçekli bir polioidal manyetik alan gerektirir .

Bu tür manyetik alanlar, yıldızlararası ortamdan içeriye doğru yönlendirilebilir veya disk içindeki bir manyetik dinamo tarafından üretilebilir. En az 100 Gauss düzeyindeki manyetik alan kuvvetleri, manyeto-santrifüj mekanizmasının güçlü jetler fırlatması için gerekli görünmektedir. Bununla birlikte, diskin merkez yıldızına doğru dış manyetik akıyı içeri doğru taşımada sorunlar vardır. Yüksek elektrik iletkenliği, manyetik alanın, merkezi nesne üzerine yavaş bir hızla yığılan madde içinde donmasını gerektirir. Bununla birlikte, plazma mükemmel bir elektrik iletkeni değildir, bu nedenle her zaman bir dereceye kadar dağılma vardır. Manyetik alan, maddenin birikmesiyle içeriye doğru taşınma hızından daha hızlı yayılır. Basit bir çözüm, diskteki manyetik yayılımdan çok daha büyük bir viskozite varsaymaktır . Bununla birlikte, sayısal simülasyonlar ve teorik modeller, manyeto-dönel olarak türbülanslı disklerde viskozite ve manyetik yayılımın hemen hemen aynı büyüklük sırasına sahip olduğunu göstermektedir. Diğer bazı faktörler muhtemelen adveksiyon/difüzyon hızını etkileyebilir: yüzey katmanlarında azaltılmış türbülanslı manyetik difüzyon; Shakura – Sunyaev viskozitesinin manyetik alanlar tarafından azaltılması ; ve küçük ölçekli MHD türbülansı ile büyük ölçekli alanların oluşturulması – büyük ölçekli bir dinamo. Aslında, dış alanın jetin fırlatıldığı diskin merkezi kısımlarına doğru verimli bir şekilde taşınmasından farklı mekanizmaların bir kombinasyonu sorumlu olabilir. Manyetik yüzdürme, türbülanslı pompalama ve türbülanslı diamanyetizma, dış alanların bu kadar verimli konsantrasyonunu açıklamak için çağrılan bu tür fiziksel fenomenlere örnektir.

Eddington alt toplama disklerinin analitik modelleri (ince diskler, ADAF'ler)

Toplanma hızı Eddington altı olduğunda ve opaklık çok yüksek olduğunda, standart ince toplanma diski oluşur. Dikey yönde geometrik olarak incedir (disk benzeri bir şekle sahiptir) ve ihmal edilebilir bir radyasyon basıncı ile nispeten soğuk bir gazdan yapılmıştır. Gaz, neredeyse dairesel, neredeyse serbest (Keplerian) yörüngelere benzeyen çok sıkı spiraller üzerinde aşağı iner. İnce diskler nispeten aydınlıktır ve termal elektromanyetik spektrumlara sahiptirler, yani siyah cisimlerin toplamından çok farklı değildirler. Radyatif soğutma, ince disklerde çok verimlidir. Shakura ve Sunyaev'in ince yığılma diskleri üzerindeki klasik 1974 çalışması, modern astrofizikte en sık alıntılanan makalelerden biridir. İnce diskler, Lynden-Bell, Pringle ve Rees tarafından bağımsız olarak çalışıldı. Pringle, son otuz yılda, yığılma diski teorisine birçok önemli sonuca katkıda bulundu ve uzun yıllar boyunca yığılma diskleri hakkında ana bilgi kaynağı olduğunu ve bugün hala çok yararlı olduğunu söyleyen klasik 1981 incelemesini yazdı.

İnce (Keplerian) diskli Schwarzschild kara deliğinin optik görünümünün JA Marck tarafından simülasyonu.

Merkezi nesne bir kara delik olduğunda diskin iç kısmı için gerekli olan tamamen genel göreli bir işlem Page ve Thorne tarafından sağlandı ve Luminet ve Marck tarafından simüle edilmiş optik görüntüler üretmek için kullanıldı. sistem özünde simetriktir, görüntüsü değildir, çünkü kara deliğin yakınındaki çok güçlü yerçekimi alanında merkezkaç dengesi için gerekli olan göreli dönme hızı, uzaklaşan tarafta (burada sağda olduğu düşünülürse) güçlü bir Doppler kırmızıya kayma üretirken, yaklaşan tarafta güçlü bir maviye kayma. Işık bükülmesi nedeniyle, disk çarpık görünüyor, ancak kara delik tarafından hiçbir yerde gizlenmiyor.

Toplanma hızı Eddington altı olduğunda ve opaklık çok düşük olduğunda bir ADAF oluşur. Bu tür yığılma diski, 1977'de Ichimaru tarafından tahmin edildi. Ichimaru'nun makalesi büyük ölçüde göz ardı edilmesine rağmen, ADAF modelinin bazı unsurları Rees, Phinney, Begelman ve Blandford'un etkili 1982 ion-tori makalesinde mevcuttu. ADAF'ler, ancak 1990'ların ortalarında Narayan ve Yi ve bağımsız olarak Abramowicz, Chen, Kato, Lasota (ADAF adını veren) ve Regev tarafından yeniden keşfedildikten sonra birçok yazar tarafından yoğun bir şekilde incelenmeye başlandı. ADAF'ların astrofiziksel uygulamalarına en önemli katkılar Narayan ve işbirlikçileri tarafından yapılmıştır. ADAF'ler radyasyon yerine adveksiyon (maddede yakalanan ısı) ile soğutulur. Radyasyon açısından çok verimsizdirler, geometrik olarak genişlerler, şekil olarak bir disk yerine bir küreye (veya bir "korona") benzerler ve çok sıcaktırlar (viral sıcaklığa yakın). Düşük verimlilikleri nedeniyle ADAF'ler, Shakura-Sunyaev ince disklerinden çok daha az parlaktır. ADAF'ler, genellikle güçlü bir Compton bileşeni ile bir güç yasası, termal olmayan radyasyon yayar.

Bir Kara deliğin yakınında bir X-ışını kaynağının (korona) bulanıklaşması .

Bir X-ışını kaynağı olan koronalı kara delik (sanatçının konsepti).

Kara delik yakınındaki X-ışınlarının bulanıklaşması ( NuSTAR ; 12 Ağustos 2014).

Kredi: NASA/JPL-Caltech

Süper Eddington toplama disklerinin analitik modelleri (ince diskler, Polonya çörekleri)

Son derece süper Eddington kara delik birikimi teorisi , M ≫ M _Edd , 1980'lerde Abramowicz, Jaroszynski, Paczyński , Sikora ve diğerleri tarafından "Polonya çörekleri" (ad Rees tarafından icat edildi) açısından geliştirildi. Polonyalı çörekler, düşük viskoziteli, optik olarak kalın, adveksiyonla soğutulan radyasyon basıncı destekli toplanma diskleridir . Radyasyon açısından çok verimsizdirler. Polonyalı çörekler, dönüş ekseni boyunca iki dar huni bulunan yağlı bir torus (bir çörek) şeklindedir. Huniler, radyasyonu son derece süper Eddington parlaklıklarıyla ışınlar halinde toplar.

İnce diskler (isim Kolakowska tarafından türetilmiştir) yalnızca orta derecede süper Eddington yığılma oranlarına, M ≥ M _Edd , daha çok disk benzeri şekillere ve neredeyse termal spektrumlara sahiptir. Adveksiyon yoluyla soğutulurlar ve ışınımsal olarak etkisizdirler. 1988'de Abramowicz, Lasota, Czerny ve Szuszkiewicz tarafından tanıtıldılar.

boşaltım diski

Bir toplama diskinin tersi, bir diskten merkezi bir nesneye toplanan malzeme yerine, malzemenin merkezden dışarı doğru diske atıldığı bir boşaltım diskidir. Yıldızlar birleştiğinde boşaltım diskleri oluşur.

Ayrıca bakınız

• yığılma
• astrofizik jet
• Blandford-Znajek süreci
• dairesel disk
• Dairesel disk  - Bir gezegenin etrafında madde birikimi
• dinamo teorisi
• yerçekimi tekilliği
• gezegen halka
• yarı yıldız
• Güneş bulutsusu
• Döndürme

Referanslar

Dış bağlantılar

• Profesör John F. Hawley ana sayfası
• Işınımsız Kara Delik Toplama
• Scholarpedia'da Toplanma Diskleri
• Merali, Zeeya (21 Haziran 2006). "Manyetik alanlar kara deliklerin yiyeceklerini kapar" . Yeni Bilim Adamı .