Discuri de acretare
Discurile de acretare sunt discuri formate dintr-un gaz care curge pe stele compacte (pitici albe, stele neutronice, găuri negre) de la stele însoțitoare în sisteme binare. A. D. se prezintă raze X. radiații și în opt. eclipsele stelei vizibile, variabilitatea luminozității datorată instabilității sau precesiunii discului și, de asemenea, de spectrul caracteristic de bifurcare. linii. AD sunt responsabile pentru multe manifestări observaționale ale raze X. surse, variabile de tip flare (explozive), stele de tipul U Gemini etc. AE emană atât prin eliberarea energiei gravitaționale la acumularea materiei, cât și prin prelucrarea și reemisia de către suprafața exterioară. regiuni ale discului de radiație tare (scurt-val) de la sursa centrală și int. zone ale discului. Acumularea pe disc a materiei (acumularea de materie cu un impuls angular mare care conduce la formarea unui sistem anatomic) pe găurile negre supermassive. una dintre cele mai comune explicații pentru activitatea nucleelor galaxiilor și quasarelor. Se dezvoltă, de asemenea, teoria acumulării discului de gaz interstelar pe stelele neutronice și găurile negre. Discul protoplanar de praf de gaz, aparent, a fost, în multe privințe, similar cu AD (vezi Originea sistemului solar).
Mecanica acumulării discului. Spherically radial simetric care se încadrează materia pe centrul graviteaza (stea, gaura neagră și așa mai departe. D.) este posibilă numai la sp scăzut. momentul unghiular (impulsul unghiular al masei unitare) a substanței incidentate. Dacă substanța incidentă are un sens. impulsul specific al impulsului este 10. legea conservării momentului cinetic nu permite o substanță să se apropie distanță de centrul mult mai aproape gravitante R0 = l0 2 / G = 2l0 2 / rg c 2. la o lo-set coincid cu beat-uri. impulsul materiei pe o orbită circulară a lui Keplerian în jurul obiectului cu masă. Aici rg = 2G / c 2 este raza gravitațională a unui obiect compact. (Pentru a se apropia de o stea la o distanță mai scurtă, substanța este necesară pentru a reduce impulsul său.) Coliziunile dintre particulele de gaz pentru a stabili rapid o direcție preferențială de rotație (determinată de cădere momentul cinetic materia totală), ca urmare a îndepărtării energiei radiației este o pierdere de viteză perpendiculară pe planul componentei rotație. Ca urmare, gazul care se încadrează (acumulând) cu uda. l0 moment unghiular trebuie colectate în inelul îngust și subțire de rază R0. Latimea inelului este determinată de dispersia (spread) a sp valoarea inițială. iar grosimea este tempo-ul substanței din inel. Datorită rotației Keplerian naturii diferențială (viteza de rotație este diferită la diferite distanțe R) în inelul poate apărea turbulențe (numărul Reynolds de obicei foarte mare). Turbulent (sau magnetic, în prezența la scară mică mag. Field) vâscozitate conduce la un inel de răspândire. Ext. straturi de inele, rotative ext care transmite mai rapid. straturi porțiune de impuls și aproape de steaua, iar extern scos din ea din cauza achiziționarea de un impuls suplimentar. Astfel. substanțe care se deplasează în partea graviteze spre centru și altele. o parte din ea curge departe, ducând cu ea în exces impuls. Acesta este modul în care A.D.
Substanța din disc se mișcă practic de-a lungul orbitelor circulară, dar există și o mică componentă de viteză radială, adică traiectoriile de particule sunt o spirală lentă. Gazul curge spre centrul gravitațional, iar în direcția opusă, ca urmare a acțiunii forțelor de frecare, excesul de moment al impulsului și debitul corespunzător al mecanicii sunt deviate. energie.
Fig. 1. Un sistem dublu care cuprinde
gaura neagra si steaua normala,
umplând lobul său Roche.
Un flux de revărsare
substanțele și discul de acumulare în jur
gaura neagra.
În sistemele binare stelare (vezi stele duble), sursa substanței care formează A. d. stelele normale (nondegenerate). În cazul în care normele, componenta sistemului binar își umple critica. cavitatea Roche, atunci pierderea de masă are loc prin interior. Punctul Lagrange (vezi cavitatea lui Rosh). Datorită acțiunii forțelor Coriolis, este generat un jet care hrănește substanța unei substanțe organice (fig.1, 2 (I)). La intersecția jetului și a discului se formează un "punct fierbinte" caracteristic.
În cazul în care normele. componenta nu-și umple critica. (Fig.2 (II, a)), atunci o particulă A se poate forma de asemenea dintr-o parte a acestei substanțe capturate de un obiect compact, pentru aceasta este necesar ca raza R0 să fie mai mare decât raza stelei (sau raza magnetosferei sale la prezența unui câmp magic puternic) sau mai multe. forța gravitațională. razele în cazul unei găuri negre. La o rată relativ scăzută de acumulare (cantitatea de materie care cade pe centrul gravitațional într-o unitate de timp), se formează un val de șoc frontal în fața stelei relativiste. în care gazul este încălzit la o temperatură T> mpv 2 / 6k> 10 7 K (mp este masa protonului, viteza vântului stelar v
10 km / h). În spatele valului, condițiile sunt realizate pentru o acumulare sferică simetrică (figura 2 (II, b)). În această situație, impulsul angular al materialului prins este de obicei mic și discul se poate forma numai în cazul acumulării pe o gaură neagră sau o stea neutronică fără un magnet puternic. câmp. În cazul unei rate mari de acumulare, atunci când un flux de gaz supersonic intersectează o stea relativistă, se formează un val de șoc în care trece în căldură și o parte a energiei cinetice este radiată. fluxurile de energie. Accentul și ieșirea de materie apar într-un con îngust în spatele stelei relativiste (figura 2 (II, c)).
Fig.2. Trei tipuri de fluxuri de acumulare în binare apropiate
sisteme. Eu, a - o stea normală îi umple
cavitatea, descărcarea are loc prin intermediul interne
Punctul Lagrangian L1; b - în jurul stelei relativiste se formează
disc de acumulare (vedere laterală). II, o - o stea normală pierde
materia prin vântul stelar; b și c sunt unde de șoc
(linia punctată) și modelul de flux (săgeți) la nivel scăzut și
rate ridicate de acumulare.
Ext. limita unei antene este aparent determinată de acțiunea forțelor de maree pe disc prin norme. componentă. Atunci când dimensiunile unui electron sunt aproximativ jumătate din dimensiunea valorii critice. cavitatea Roche a unei stele compacte, forțele de maree într-un disc vâscos asigură o retragere a impulsului unghiular la marginea exterioară a discului, iar AE nu se răspândește în continuare. Momentul angular orbital al sistemului binar crește. De asemenea, trebuie remarcat faptul că într-un sistem binar, orbitele disjuncte Kepler închise există doar în aproximativ jumătate din raza critică. cavitatea Roche a unei stele compacte.
Eliberarea energiei pe disc. Cu avansul radial al materiei, se eliberează o gravitate. energia care este transformată în căldură și radiată de suprafața lui A.d Într-adevăr, atunci când o anumită masă de gaz m 'se deplasează dintr-o orbită circulară de tip keplerian de rază R1 către o orbită de rază R2 Q = (3/8 p) G R -3 s. Corecția este s = [1 - (Rb / R) 1/2], unde Rb este internă. limita unei geometrii algebrice corespunde mecanicii newtoniene. În cazul acumulării pe gaura neagră Schwarzschild, formula oferă o eroare de până la 20%. Spectrul de emisie al unui disc este compus din spectrele de emisie ale inelelor concentrice izoterme. În prima aproximare, putem presupune că fiecare punct al suprafeței discului emite un corp absolut negru. Cunoscând forma dependenței Q (R), se poate găsi dependența temperaturii suprafeței discului de axa. parametrii fără dimensiuni: T = (Q / s) 1/4 = 2. 10 7 r -3/4 m -1/4 1/4 s 1/4 (K) (s este constanta Stefan-Boltzmann), adica in apropierea stelei neutronice sau a gaurii negre a masei stelare, discul ar trebui sa radieze in raze X. , iar periferia discului ar trebui să fie rece și să radieze în principal în infraroșu și optic. benzi. (În cazul acumulării pe o gaură neagră rotativă în zona rg / 2 v 1/3. În realitate, totuși, suprafața unei antene radiază nu ca un corp absolut negru, în urma căruia există abateri puternice de la această lege. Bordură internă și luminanță a discului. În cazul unui fascicul de electroni în jurul gaurii negre Schwarzschild, orbitele stabile de tip keplerian există doar pentru R Rs = 3rg. Prin urmare int. limita discului este yavl. este raza Rb. În regiunea R 2. La viteza de acumulare, luminozitatea discului din jurul gaurii negre Schwarzschild ar trebui să fie. În cazul unei găuri negre rotative, când axele de rotație a unei găuri negre și a unui disc coincid, un AH se poate extinde la Rg = rg / 2. În acest caz, discul poate fi transformat în căldură și radiat de suprafața sa. Cu toate acestea, o parte semnificativă a radiației datorată curburii traiectoriilor razelor luminoase este absorbită de orificiul negru sau suferă o schimbare roșie puternică. Luminanța unui disc pentru un observator la distanță nu poate depăși. Când se adună la o stea (pitic alb, stea neutronică) int. Limita discului Rb se află în apropierea suprafeței stelei Rn. Dacă o stea are un magnet puternic. câmpul de magnetosferă împiedică discul să pătrundă pe suprafața stelei și perturbe imaginea discului de acumulare în zona R> Rm. adică, în acea regiune a magnetosferei, unde presiunea magnetului. câmpul este comparat cu presiunea termică a plasmei din disc. Dacă steaua se rotește cu viteza unghiulară W. atunci există o rază la care vitezele de rotație ale magnetosferei și materia din discul Kepler coincid. Această rază este apelată. raza de corotare Rc. Se pare că mulți pulsari cu raze X. pe care este accretion disc, valoarea Rm este aproape de Rc. Energia de legare a masei m 'pe o orbită de tip Keplerian cu raza R = Rn este. În consecință, luminozitatea discului Dacă int. limita unui fascicul de electroni este determinată de interacțiunea sa cu magnetosfera, atunci în această formulă în loc de R "este necesar să se substituie Rm. Stratul de graniță. Când se accentuează la o stea cu un magnet slab. câmpul AD trebuie să se extindă până la suprafața stelei. În discul din apropierea suprafeței stelei, viteza particulei este Keplerian (), iar viteza de rotație a stelei la ecuator (vn = W Rn) este mult mai mică decât viteza Keplerian. Drept urmare, un subțire (D R < Instabilitatea și variabilitatea radiației unui disc. Acumularea discului este stabilă în zona în care principala contribuție la presiune se face prin presiunea substanței. Dar în zona interioară, cea mai fierbinte a discului, presiunea radiației domină. În această zonă, discul este instabil. Instabilitățile termice și dinamice duc la separarea materiei în inele și straturi mai calde și mai reci. Vitezele caracteristice ale instabilității sunt foarte mici, de ordinul timpului mai multor. revoluții în jurul centrului gravitațional. Instabilitatea poate duce la o variabilitate a radiației discului și a formării în interior. zonă a discului cu plasmă fierbinte, cu o temperatură diferită pentru electroni (Te = 3.108-109 K) și protoni (Tp 10 10 - 10 11 K). Caracteristica variabilitatea timpului de radiație A. d. (Timp de schimbare Vizibile intensității radiației) poate fi foarte mică, adică. Timp K. Tratamentul materialului unindu în jurul unei găuri negre în apropierea ultimei orbita stabila aproape de 1 ms. Dacă imaginea unui luminos „hot spot“ de pe A D, ca urmare a instabilității., Se uită la radiația, este posibil să se obțină informații unice despre parametrii găurilor negre și, în special, pentru a determina dacă este sau nu este rotit. "Hot spot" în interior. regiunile discului vor avea o viteză relativistă vk de la 1/3 la 1/2 din viteza luminii. La unghiuri mari de înclinare a discului va duce la o mai mare lumină la fața locului așa cum se mișcă spre observatorul (linia de vedere, aproape de planul discului), și o slăbire dramatică în care se îndepărtează de observator. Trebuie să apară o imagine caracteristică a caracterului quasiperiodic. variabilitatea radiației spotului. Un astfel de spot poate juca rolul unei sonde declanșate într-o gaură neagră, o raze X variabile. radiația locului poate arăta cum se apropie ultima orbită stabilă și lasă zona de vizibilitate într-o spirală. Discuri în jurul găurilor negre supermassive. galaxiile active și quasar explicate (într-una dintre cele mai comune valorii teoretice. Modelele activitatea acestor obiecte) pe disc Formările situat în (de la 10 la 5 la 10 9) gauri negre supermasive nuclee. Unindu-se pentru gazul furnizat din galaxie care înconjoară miezul activ (el yavl. Produs vânt stelar, explozii stelare, mareelor stele distrugere de zbor de găuri negre supermasive, și poate, de asemenea, să acționeze într-o galaxie intergalactic sub răcire cu gaz cald). Critice. Luminozitatea discului din jurul gaurii negre crește proporțional cu masa sa, astfel încât luminozitatea cvasiurilor L 10 47 erg / s poate fi ușor explicat prin acumularea discului de materie cu un an pe o gaură neagră cu masă. În AD, există două direcții distincte (de-a lungul axei discului) în care poate să apară accelerația materiei, datorită atât presiunii radiației cât și câmpului magnetic-electron. forțe. Aceasta deschide posibilitatea explicării naturii emisiilor (jeturilor) observate în nucleele galaxiilor și quasarelor, precum și în obiectul SS 433. Acumularea pe pitici albi. Extrem de numeroase în Galaxia sunt stele binare apropiate, în care apare acumularea de discuri la piticii albi. Furnizorul substanței în aceste sisteme este yavl. stele - pitici rosii. Discurile din aceste sisteme sunt adesea mai luminoase decât steaua vizibilă. Astfel de stele duble se manifestă ca variabile explozive, polari (stele cu polarizare puternică și variabilă a radiației), etc. (vezi Variabile ale stelei).
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: