Eine Akkretionsscheibe ist eine Struktur (häufig eine circumstellar Platte) gebildet durch das weitschweifige Material in der Augenhöhlenbewegung um einen Hauptkörper. Der Hauptkörper ist normalerweise ein Stern. Ernst verursacht Material in der Scheibe zur Spirale nach innen zum Hauptkörper. Gravitationskräfte pressen das Material zusammen, das die Emission der elektromagnetischen Radiation verursacht. Die Frequenzreihe dieser Radiation hängt vom Hauptgegenstand ab. Akkretionsscheiben von jungen Sternen und protostars strahlen in infrarot aus; diejenigen um Neutronensterne und schwarze Löcher im Röntgenstrahl-Teil des Spektrums.

Manifestationen

Akkretionsscheiben sind ein allgegenwärtiges Phänomen in der Astrophysik; aktive galaktische Kerne, protoplanetary Scheiben und Gammastrahl platzen alle schließen Akkretionsscheiben ein. Diese Scheiben verursachen sehr häufig Strahlen, die aus der Umgebung des Hauptgegenstands kommen. Strahlen sind ein effizienter Weg für das Sternscheibe-System, um winkeligen Schwung zu verschütten, ohne zu viel Masse zu verlieren.

Die sensationellsten in der Natur gefundenen Akkretionsscheiben sind diejenigen von aktiven galaktischen Kernen und von Quasaren, die, wie man glaubt, massive schwarze Löcher am Zentrum von Milchstraßen sind. Als Sache-Spiralen in ein schwarzes Loch verursacht der intensive Gravitationsanstieg intensive Reibungsheizung; die Akkretionsscheibe eines schwarzen Loches ist heiß genug, um Röntgenstrahlen gerade außerhalb des Ereignis-Horizonts auszustrahlen. Wie man glaubt, ist die große Lichtstärke von Quasaren ein Ergebnis von Benzin, das durch supermassive schwarze Löcher anwachsen wird lässt. Dieser Prozess kann ungefähr 10 Prozent der Masse eines Gegenstands in die Energie verglichen mit ungefähr 0.5 Prozent für Kernfusionsprozesse umwandeln.

In nahen binären Systemen entwickelt sich der massivere primäre Bestandteil schneller und ist bereits ein weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch geworden, wenn der weniger massive Begleiter den riesigen Staat erreicht und seinen Lappen von Roche überschreitet. Ein Gasfluss entwickelt sich dann vom dazugehörigen Stern bis die Vorwahl. Winkelige Schwung-Bewahrung verhindert einen geraden Fluss von einem Stern bis ander, und eine Akkretionsscheibe formt sich stattdessen.

Akkretionsscheiben, die T Tauri Sterne oder Sterne von Herbig umgeben, werden protoplanetary Scheiben genannt, weil, wie man denkt, sie die Ahnen von planetarischen Systemen sind. Das anwachsen lassene Benzin kommt in diesem Fall aus der molekularen Wolke, aus der sich der Stern aber nicht ein dazugehöriger Stern geformt hat.

Akkretionsscheibe-Physik

In den 1940er Jahren wurden Modelle zuerst aus grundlegenden physischen Grundsätzen abgeleitet. Um mit Beobachtungen übereinzustimmen, mussten jene Modelle einen noch unbekannten Mechanismus für die winkelige Schwung-Neuverteilung anrufen. Wenn Sache nach innen fallen soll, muss sie nicht nur Gravitationsenergie verlieren sondern auch winkeligen Schwung verlieren. Da der winkelige Gesamtschwung der Scheibe erhalten wird, muss der winkelige Schwung-Verlust der Masse, die ins Zentrum fällt, durch einen winkeligen Schwung-Gewinn der vom Zentrum weiten Masse ersetzt werden. Mit anderen Worten sollte winkeliger Schwung nach außen für die Sache transportiert werden, um sich zu vereinigen. Gemäß dem Stabilitätskriterium von Rayleigh,

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wo die winkelige Geschwindigkeit eines flüssigen Elements und seiner Entfernung zum Folge-Zentrum, vertritt

wie man

erwartet, ist eine Akkretionsscheibe ein Laminar-Fluss. Das verhindert die Existenz eines hydrodynamischen Mechanismus für den winkeligen Schwung-Transport.

Einerseits war es klar, dass klebrige Betonungen schließlich die Sache zum Zentrum veranlassen würden, anzuheizen und weg etwas von seiner Gravitationsenergie auszustrahlen. Andererseits war Viskosität selbst nicht genug, um den Transport des winkeligen Schwungs zu den Außenteilen der Scheibe zu erklären. Turbulenz-erhöhte Viskosität war der Mechanismus, der vorgehabt ist, für solche Neuverteilung des winkeligen Schwungs verantwortlich zu sein, obwohl der Ursprung der Turbulenz selbst nicht gut verstanden wurde. Die herkömmliche phänomenologische Annäherung führt einen regulierbaren Parameter ein, der die wirksame Zunahme der Viskosität wegen unruhiger Wirbel innerhalb der Scheibe beschreibt. 1991, mit der Wiederentdeckung der magnetorotational Instabilität (MRI), haben S. A. Balbus und J. F. Hawley festgestellt, dass eine schwach magnetisierte Scheibe, die sich um einen schweren, kompakten Hauptgegenstand vereinigt, hoch nicht stabil sein würde, einen direkten Mechanismus für die Neuverteilung des winkeligen Schwungs zur Verfügung stellend.

- Scheibe-Modell

Shakura und Sunyaev (1973) haben Turbulenz im Benzin als die Quelle einer vergrößerten Viskosität vorgeschlagen. Wenn man Unterschallturbulenz und die Scheibe-Höhe als eine obere Grenze für die Größe der Wirbel annimmt, kann die Scheibe-Viskosität als geschätzt werden

wo die gesunde Geschwindigkeit ist, die Scheibe-Höhe ist, und ein freier Parameter zwischen Null (keine Zunahme) und etwa einem ist. Bemerken Sie, dass in der unruhigen Bewegung, wo die Geschwindigkeit von unruhigen Zellen hinsichtlich der Mittelgasbewegung ist, und die Größe der größten unruhigen Zellen ist, die als geschätzt wird und, wo Keplerian winkelige Augenhöhlengeschwindigkeit ist, ist die radiale Entfernung vom Hauptgegenstand der Masse.

Durch das Verwenden der Gleichung des hydrostatischen Gleichgewichts, das mit der Bewahrung des winkeligen Schwungs und das Annehmen verbunden ist, dass die Scheibe dünn ist, können die Gleichungen der Plattenstruktur in Bezug auf den Parameter gelöst werden. Viele der observables hängen nur schwach davon ab, so ist diese Theorie prophetisch, wenn auch sie einen freien Parameter hat.

Mit dem Gesetz von Kramers für die Undurchsichtigkeit wird es das gefunden

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wo und die Mitte stufige Temperatur und Dichte beziehungsweise sind.

ist die Akkretionsrate, in Einheiten,

ist die Masse des sich vereinigenden Hauptgegenstands in Einheiten einer Sonnenmasse, ist der Radius eines Punkts in der Scheibe, in Einheiten, und

, wo der Radius ist, wo winkeliger Schwung aufhört, nach innen transportiert zu werden.

Der Shakura-Sunyaev - Scheibe-Modell ist sowohl thermisch als auch klebrig nicht stabil.

Ein alternatives Modell bekannt als - nimmt Platte, die in beidem Sinn stabil ist, an, dass die Viskosität zum Gasdruck proportional ist.

Bemerken Sie, dass im Standard Modell von Shakura-Sunyaev Viskosität zum Gesamtdruck seitdem proportional

ist .

Das Modell von Shakura-Sunyaev nimmt an, dass die Platte im lokalen Thermalgleichgewicht ist, und seine Hitze effizient ausstrahlen kann. In diesem Fall strahlt die Platte weg die klebrige Hitze aus, wird kühl, und wird geometrisch dünn. Jedoch kann diese Annahme zusammenbrechen. Im Strahlungs-ineffizienten Fall kann die Platte in einen Ring oder eine andere dreidimensionale Lösung wie Advection Dominated Accretion Flow (ADAF) "aufblasen". Die ADAF Lösungen verlangen gewöhnlich, dass die Akkretionsrate kleiner ist als einiges Prozent der Grenze von Eddington. Ein anderes Extrem ist der Ringe des Saturns der Fall, wo die Platte so Gasarme ist, dass sein winkeliger Schwung-Transport durch feste Körperkollisionen und Plattenmondgravitationswechselwirkungen beherrscht wird. Das Modell ist in Übereinstimmung mit neuen astrophysical Maßen mit Gravitationslensing.

Instabilität von Magnetorotational

Balbus und Hawley (1991) haben einen Mechanismus vorgeschlagen, der magnetische Felder einschließt, um den winkeligen Schwung-Transport zu erzeugen. Ein einfaches System, das diesen Mechanismus zeigt, ist eine Gasscheibe in Gegenwart von einem schwachen axialen magnetischen Feld. Zwei radial benachbarte flüssige Elemente werden sich als zwei Massenpunkte benehmen, die vor einem massless Frühling, die Frühlingsspannung verbunden sind, die Rolle der magnetischen Spannung spielend. In einer Scheibe von Keplerian würde das innere flüssige Element schneller umkreisen als der Außen-, den Frühling veranlassend, sich zu strecken. Das innere flüssige Element wird dann vor dem Frühling gezwungen, sich zu verlangsamen, entsprechend seinen winkeligen Schwung zu reduzieren, der es veranlasst, sich zu einer niedrigeren Bahn zu bewegen. Das flüssige Außenelement, das vorwärts wird zieht, wird beschleunigen, seinen winkeligen Schwung vergrößernd, und sich zu einer größeren Radius-Bahn bewegen. Die Frühlingsspannung wird zunehmen, weil sich die zwei flüssigen Elemente weiter einzeln bewegen und der Prozess davonläuft.

Es kann gezeigt werden, dass in Gegenwart von solch einer frühlingshaften Spannung das Stabilitätskriterium von Rayleigh durch ersetzt wird

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Die meisten astrophysical Scheiben entsprechen diesem Kriterium nicht und sind deshalb für diese magnetorotational Instabilität anfällig. Wie man glaubt, wird die magnetische Feldgegenwart in Astrophysical-Gegenständen (erforderlich für die Instabilität vorzukommen) über die Dynamo-Handlung erzeugt.

Analytische Modelle von sub-Eddington Akkretionsscheiben (dünne Scheiben, ADAFs)

Wenn die Akkretionsrate sub-Eddington und die Undurchsichtigkeit sehr hoch ist, wird die dünne Standardakkretionsscheibe gebildet. Es ist in der vertikalen Richtung geometrisch dünn (hat eine einer Scheibe ähnliche Gestalt), und wird aus einem relativ kalten Benzin mit einem unwesentlichen Strahlendruck gemacht. Das Benzin geht auf sehr dichten Spiralen hinunter, fast Rundschreiben, fast freie (Keplerian) Bahnen ähnelnd. Dünne Scheiben sind relativ leuchtend, und sie haben elektromagnetische Thermalspektren, d. h. nicht viel verschieden von dieser einer Summe von schwarzen Körpern. Das Strahlungsabkühlen ist in dünnen Scheiben sehr effizient. Die 1974-Arbeit des Klassikers von Shakura und Sunyaev auf dünnen Akkretionsscheiben ist eines von meistenteils zitierten Papieren in der modernen Astrophysik. Dünne Scheiben sind durch die Lynden-Glocke, Pringle und Rees unabhängig ausgearbeitet worden. Pringle hat in den letzten dreißig Jahren viele Schlüsselergebnisse zur Akkretionsscheibe-Theorie beigetragen, und hat die 1981-Rezension des Klassikers geschrieben, die viele Jahre lang die Hauptinformationsquelle über Akkretionsscheiben war, und noch heute sehr nützlich ist.

Wenn die Akkretionsrate sub-Eddington und die Undurchsichtigkeit sehr niedrig ist, wird ein ADAF gebildet. Dieser Typ der Akkretionsscheibe wurde 1977 von Ichimaru vorausgesagt. Obwohl das Papier von Ichimaru größtenteils ignoriert wurde, sind einige Elemente des ADAF Modells im einflussreichen 1982-Vortrag der Ion-Ringe von Rees, Phinney, Begelman und Blandford da gewesen.

ADAFs hat angefangen, von vielen Autoren nur nach ihrer Wiederentdeckung Mitte 1990 von Narayan und Yi, und unabhängig von Abramowicz, Chen, Kato, Lasota höchst studiert zu werden (wer den Namen ADAF ins Leben gerufen hat), und Regev. Die meisten wichtigen Beiträge zu astrophysical Anwendungen von ADAFs sind von Narayan und seinen Mitarbeitern geleistet worden. ADAFs werden durch die Advektion (Hitze abgekühlt, die in der Sache gewonnen ist) aber nicht durch die Radiation. Sie, sind geometrisch erweiterte sehr Strahlungs-ineffizient, in der Gestalt einem Bereich (oder eine "Korona") aber nicht eine Scheibe ähnlich, und (in der Nähe von der virial Temperatur) sehr heiß. Wegen ihrer niedrigen Leistungsfähigkeit sind ADAFs viel weniger leuchtend als der Shakura-Sunyaev dünne Scheiben. ADAFs strahlen ein Macht-Gesetz, Nichtthermalradiation häufig mit einem starken Bestandteil von Compton aus.

Analytische Modelle von super-Eddington Akkretionsscheiben (schlanke Scheiben, polnische Krapfen)

Die Theorie hoch super-Eddington schwarze Loch-Zunahme, M>> M, wurde in den 1980er Jahren von Abramowicz, Jaroszynski, Paczyński entwickelt, Sikora und andere in Bezug auf "polnische Krapfen" (wurde der Name von Rees ins Leben gerufen). Polnische Krapfen sind niedrige Viskosität, optisch dick, Strahlendruck hat durch die Advektion abgekühlte Akkretionsscheiben unterstützt. Sie sind Strahlungs-sehr ineffizient. Polnische Krapfen ähneln in der Gestalt einem fetten Ring (ein Krapfen) mit zwei schmalen Trichtern entlang der Drehachse. Die Trichter lassen die Radiation in Balken mit hoch super-Eddington Lichtstärke zusammenfallen.

Schlanke Scheiben (Name, der von Kolakowska ins Leben gerufen ist), haben nur gemäßigt super-Eddington Akkretionsraten,

MM, ziemlich einer Scheibe ähnliche Gestalten und fast Thermalspektren. Sie werden durch die Advektion abgekühlt und sind Strahlungs-unwirksam. Sie wurden von Abramowicz, Lasota, Czerny und Szuszkiewicz 1988 eingeführt.

Siehe auch

• Zunahme
• Platte von Circumstellar
• Sonnennebelfleck
• Dynamo-Theorie
• Planetarischer Ring
• Eigenartigkeit
• Drehungsflip

Außenverbindungen

• Einstiegsseite von Professor John F. Hawley
• Schwarze Nichtstrahlungsloch-Zunahme
• Akkretionsscheiben auf Scholarpedia
• Magnetische Felder fangen das Essen der schwarzen Löcher - Neuer Wissenschaftler ein