Akkrecionnye diski

AKKRECIONNYE DISKI - diski, obrazuemye gazom, peretekayushim na kompaktnye zvezdy (belye karliki, neitronnye zvezdy, chernye dyry) ot zvezd-kompan'onov v dvoinyh sistemah. A. d. proyavlyayut sebya rentg. izlucheniem, a v optich. diapazone zatmeniyami vidimoi zvezdy, peremennost'yu bleska vsledstvie neustoichivosti ili precessii diska, a takzhe harakternym razdvoeniem spektr. linii. A. d. otvetstvenny za mnogie nablyudatel'nye proyavleniya dvoinyh rentg. istochnikov, vspyshechnyh (vzryvnyh) peremennyh, zvezd tipa U Bliznecov i t. d. A. d. izluchayut kak za schet vydeleniya gravitacionnoi energii pri akkrecii veshestva, tak i vsledstvie pererabotki i pereizlucheniya poverhnost'yu vnesh. oblastei diska zhestkogo (korotkovolnovogo) izlucheniya central'nogo istochnika i vnutr. oblastei diska. Diskovaya akkreciya veshestva (akkreciya veshestva s bol'shim momentom kolichestva dvizheniya, privodyashaya k obrazovaniyu A. d.) na sverhmassivnye chernye dyry yavl. odnim iz naibolee rasprostranennyh ob'yasnenii aktivnosti yader galaktik i kvazarov. Razrabatyvaetsya takzhe teoriya diskovoi akkrecii mezhzvezdnogo gaza na odinochnye neitronnye zvezdy i chernye dyry. Protoplanetnyi gazopylevoi disk, po-vidimomu, vo mnogom byl podoben A. d. (sm. Proishozhdenie Solnechnoi sistemy).

Mehanika diskovoi akkrecii. Sfericheski-simmetrichnoe radial'noe padenie veshestva na gravitiruyushii centr (zvezdu, chernuyu dyru i t. d.) vozmozhno lish' pri malom ud. momente impul'sa (moment impul'sa ed. massy) padayushego veshestva. Esli zhe padayushee veshestvo obladaet znachit. udel'nym momentom impul'sa l₀, to zakon sohraneniya momenta impul'sa ne pozvolyaet veshestvu priblizit'sya k gravitiruyushemu centru sushestvenno blizhe rasstoyaniya R₀ = l₀²/G = 2l₀²/r_gc², pri k-rom l_o sovpadaet s ud. momentom impul'sa veshestva na krugovoi keplerovskoi orbite vokrug ob'ekta s massoi . Zdes' r_g = 2G/c² - gravitacionnyi radius kompaktnogo ob'ekta. (Dlya togo chtoby priblizit'sya k zvezde na men'shee rasstoyanie, veshestvu neobhodimo umen'shit' svoi moment impul'sa.) Stolknoveniya mezhdu chasticami gaza bystro ustanavlivayut preimushestvennoe napravlenie vrasheniya (opredelyaemoe summarnym momentom impul'sa padayushego veshestva), a v rezul'tate radiacionnogo otvoda energii proishodit poterya komponenta skorosti, perpendikulyarnogo ploskosti vrasheniya. V rezul'tate padayushii (akkreciruyushii) gaz s ud. momentom impul'sa l₀ dolzhen sobirat'sya v uzkoe i tonkoe kol'co radiusa R₀. Shirina kol'ca opredelyaetsya dispersiei (razbrosom) nachal'nogo znacheniya ud. momenta impul'sa, a tolshina - temp-roi veshestva v kol'ce. Iz-za differencial'nogo haraktera keplerovskogo vrasheniya (skorost' vrasheniya razlichna na raznyh rasstoyaniyah R) v kol'ce mozhet vozniknut' turbulentnost' (chisla Reinol'dsa obychno ves'ma veliki). Turbulentnaya (ili magnitnaya, pri nalichii melkomasshtabnogo magn. polya) vyazkost' privodit k rasplyvaniyu kol'ca. Vnutr. sloi kol'ca, vrashayushiesya bystree, peredayut vnesh. sloyam chast' momenta impul'sa i priblizhayutsya k zvezde, a vneshnie udalyayutsya ot nee iz-za priobreteniya dopolnitel'nogo momenta impul'sa. T. o., chast' veshestva prodvigaetsya k gravitiruyushemu centru, a dr. chast' ottekaet ot nego, unosya s soboi izbytok momenta impul'sa. Tak formiruetsya A. d.

Veshestvo v diske dvizhetsya prakticheski po krugovym keplerovskim orbitam, no imeetsya i malyi radial'nyi komponent skorosti, t. e. traektorii chastic predstavlyayut soboi medlenno zakruchivayushuyusya spiral'. Gaz techet po napravleniyu k gravitiruyushemu centru, a v protivopolozhnom napravlenii v rezul'tate deistviya sil treniya otvoditsya izbytochnyi moment impul'sa i sootvetstvuyushii emu potok mehanich. energii.

Ris. 1. Dvoinaya sistema, vklyuchayushaya chernuyu dyru i normal'nuyu zvezdu, zapolnyayushuyu svoyu polost' Rosha. Izobrazhena struya peretekayushego veshestva i akkrecionnyi disk vokrug chernoi dyry.

V dvoinyh zvezdnyh sistemah (sm. Dvoinye zvezdy) istochnikom veshestva, formiruyushego A. d., yavl. normal'nye (nevyrozhdennye) zvezdy. Esli norm, komponent dvoinoi sistemy zapolnyaet svoyu kritich. polost' Rosha, to poterya massy proishodit cherez vnutr. tochku Lagranzha (sm. Polost' Rosha). Iz-za deistviya koriolisovyh sil formiruetsya struya, pitayushaya veshestvom A. d. (ris. 1, 2 (I)). V meste peresecheniya strui i diska formiruetsya harakternoe "goryachee pyatno".

V sluchae, esli norm. komponent ne zapolnyaet svoyu kritich. polost' Rosha i teryaet massu posredstvom zvezdnogo vetra (ris. 2 (II,a)), to iz zahvatyvaemoi kompaktnym ob'ektom chasti etogo veshestva takzhe mozhet sformirovat'sya A. d. Dlya etogo neobhodimo, chtoby radius R₀ prevoshodil radius zvezdy (pli radius ee magnitosfery pri nalichii sil'nogo magi. polya) libo nesk. gravitac. radiusov v sluchae chernoi dyry. Pri sravnitel'no nizkom tempe akkrecii (kolichestvo veshestva, vypadayushego na gravitiruyushii centr v ed. vremeni) pered relyativistskoi zvezdoi obrazuetsya lobovaya udarnaya volna, v k-roi gaz progrevaetsya do temp-ry T > m_pv²/6k > 10⁷K (m_p- massa protona, skorost' zvezdnogo vetra v ~ 10³ km/s). Za volnoi realizuyutsya usloviya dlya sfericheski-simmetrichnoi akkrecii (ris. 2(II,b)). V etoi situacii moment impul'sa zahvachennogo veshestva obychno mal i disk mozhet obrazovyvat'sya lish' v sluchae akkrecii na chernuyu dyru ili neitronnuyu zvezdu bez sil'nogo magn. polya. V sluchae vysokogo tempa akkrecii pri peresechenii sverhzvukovyh gazovyh potokov za relyativistskoi zvezdoi obrazuetsya udarnaya volna, v k-roi perehodit v teplotu i izluchaetsya chast' kinetich. energii potokov. Akkreciya i ottok veshestva proishodyat v uzkom konuse za relyativistskoi zvezdoi (ris. 2 (II, v)).

Ris.2. Tri tipa akkreacionnyh techenii v tesnyh' dvoinyh sistemah. I, a - normal'naya zvezda zapolnyaet svoyu polost'Rosha, istechenie proishodit cherez vnutrennyuyu tochku Lagranzha L1;b - vokrug relyativistskoi zvezdy formiruetsya akkrecionnyi disk (vid sboku). II, a - normal'naya zvezda teryaet veshestvo posredstvom zvezdnogo vetra; b i v - udarnye volny (punktir) i harakter techeniya (strelki) pri nizkom i vysokom tempah akkrecii.

Vnesh. granica A. d., po-vidimomu, opredelyaetsya deistviem na disk prilivnyh sil so storony norm. komponenta. Pri razmerah A. d. poryadka poloviny razmera kritich. polosti Rosha kompaktnoi zvezdy prilivnye sily v vyazkom diske obespechivayut otvod momenta impul'sa k vneshnemu krayu diska i A. d. dal'she ne rasplyvaetsya. Pri etom uvelichivaetsya orbital'nyi moment impul'sa dvoinoi sistemy. Sleduet otmetit' takzhe, chto v dvoinoi sisteme zamknutye neperesekayushiesya keplerovskie orbity sushestvuyut lish' v predelah priblizitel'no poloviny radiusa kritich. polosti Rosha kompaktnoi zvezdy.

Energovydelenie v diske. Pri radial'nom prodvizhenii veshestva vydelyaetsya gravitac. energiya, kotoraya transtformiruetsya v teplotu i izluchaetsya poverhnost'yu A. d. Deistvitel'no, pri peremeshenii dannoi massy gaza m' s krugovoi keplerovskoi orbity radiusom R₁ na orbitu radiusom R₂ < R₁ dolzhna vydelit'sya energiya (1/R₂ - 1/R₁)Gm'/2. Odnako dlya realizacii takogo peremesheniya gazu neobhodimo otdat' izbytochnyi moment impul'sa. Eto, po-vidimomu, osushestvlyaetsya turbulentnym treniem, k-roe otvodit izbytochnyi moment impul'sa i chast' mehanich. energii v napravlenii ot gravitiruyushego centra. V svoyu ochered' energiya turbulentnyh dvizhenii cherpaetsya iz gravitac. energii, vydelyayusheisya pri radial'nom peremeshenii gaza. Zatuhanie turbulentnyh dvizhenii iz-za vyazkosti privodit k vydeleniyu teploty, k-ruyu unosit teplovoe izluchenie poverhnosti diska. Potok energii Q s ed. ploshadi poverhnosti diska zavisit ot rasstoyaniya do gravitac. centra, na k-ryi idet akkreciya, ego massy , i ot tempa akkrecii . Energiya, izluchaemaya v ed. vremeni edinicei poverhnosti diska, ravna

Q = (3/8p) GR^-3s.

Popravka s = [1 -(R_v/R)^1/2], gde R_v - vnutr. granica A. d., sootvetstvuet n'yutonovskoi mehanike. V sluchae akkrecii na shvarcshil'dovskuyu chernuyu dyru f-la daet pogreshnost' do 20%.

Spektr izlucheniya diska skladyvaetsya iz spektrov izlucheniya izotermicheskih koncentricheskih kolechek. V pervom priblizhenii mozhno prinyat', chto kazhdaya tochka poverhnosti diska izluchaet kak absolyutno chernoe telo. Znaya vid zavisimosti Q(R), mozhno naiti zavisimost' temp-ry poverhnosti diska ot osn. bezrazmernyh parametrov:

r = R/3r_g,    ,   

gde - kritich. potok massy, sootvetstvuyushii kriticheskoi svetimosti. Iz Stefana - Bol'cmana zakona izlucheniya sleduet, chto abs. temp-pa diska

T = (Q/s)^1/4 =2^.10⁷r^-3/4m^-1/41/4s^1/4(K) 

(s - postoyannaya Stefana - Bol'cmana), t. e. vblizi neitronnoi zvezdy ili chernoi dyry zvezdnoi massy disk dolzhen izluchat' v rentg. diapazone, a periferiya diska dolzhna byt' holodnoi i izluchat' v osnovnom v IK- i optich. diapazonah. (V sluchae akkrecii na vrashayushuyusya chernuyu dyru v zone r_g/2 < R < 3r_g zavisimost' Q(R) daetsya f-lami obshei teorii otnositel'nosti.) Summirovanie po vsemu disku privodit k universal'nomu stepennomu spektru izlucheniya (stepennoi zavisimosti spektral'noi plotnosti potoka izlucheniya F_v ot chastoty v) diska. Pri hv > kT_maks (T_maks - maks, temp-pa poverhnosti diska) potok izlucheniya eksponencial'no spadaet. V shirokom diapazone chastot F_v ~ v^1/3. V deistvitel'nosti zhe poverhnost' A. d. izluchaet ne kak absolyutno chernoe telo, vsledstvie chego nablyudayutsya sil'nye otkloneniya ot etogo zakona.

Vnutrennyaya granica i svetimost' diska. V sluchae A. d. vokrug shvarcshil'dovskoi chernoi dyry ustoichivye keplerovskie orbity sushestvuyut lish' pri RR_v = 3r_g. Poetomu vnutr. granicei diska yavl. imenno radius R_v. V oblasti R<3r_g veshestvo po spirali uhodit v chernuyu dyru. Energiya svyazi massy m' na poslednei ustoichivoi keplerovskoi orbite sostavlyaet 0,057 m's². T. o., pri tempe akkrecii svetimost' diska vokrug shvarcshil'dovskoi chernoi dyry dolzhna sostavlyat' . V sluchae vrashayusheisya chernoi dyry, pri sovpadenii osei vrasheniya chernoi dyry i diska, A. d. mozhet prostirat'sya do R_v = r_g/2. Pri etom v diske mozhet prevrashat'sya v teplotu i izluchat'sya ego poverhnost'yu do . Odnako sushestvennaya chast' izlucheniya iz-za iskrivleniya traektorii svetovyh luchei pogloshaetsya chernoi dyroi ili ispytyvaet sil'noe krasnoe smeshenie. Svetimost' diska dlya udalennogo nablyudatelya ne mozhet prevyshat' .

Pri akkrecii na zvezdu (belyi karlik, neitronnuyu zvezdu) vnutr. granica diska R_v lezhit vblizi poverhnosti zvezdy R_p. Pri nalichii u zvezdy sil'nogo magn. polya ee magnitosfera prepyatstvuet proniknoveniyu diska k poverhnosti zvezdy i narushaet diskovuyu kartinu akkrecii v zone R > R_m, t. e. v toi oblasti magnitosfery, gde davlenie magn. polya sravnivaetsya s teplovym davleniem plazmy v diske. Esli zvezda vrashaetsya s uglovoi skorost'yu W, to sushestvuet radius, na k-rom skorosti vrasheniya magnitosfery i veshestva v keplerovskom diske sovpadayut. Etot radius naz. radiusom korotacii R_k. Po-vidimomu, u mnogih rentgenovskih pul'sarov, na k-rye idet diskovaya akkreciya, znachenie R_m blizko k R_k.

Energiya svyazi massy m' na keplerovskoi orbite s radiusom R = R_p ravna . Sledovatel'no, svetimost' diska

Esli vnutr. granica A. d. opredelyaetsya ego vzaimodeistviem s magnitosferoi, to v etu f-lu vmesto R_p sleduet podstavit' R_m.

Pogranichnyi sloi. Pri akkrecii na zvezdu so slabym magn. polem A. d. dolzhen prostirat'sya vplot' do poverhnosti zvezdy. V diske u poverhnosti zvezdy skorost' chastic keplerovskaya (), a skorost' vrasheniya zvezdy na ekvatore (v_p= WR_p) mnogo men'she keplerovskoi. V rezul'tate vblizi poverhnosti zvezdy formiruetsya tonkii (DR << R_p) pogranichnyi sloi, v k-rom proishodit effektivnoe tormozhenie akkreciruyushego veshestva (tangencial'naya skorost' padaet ot v_k do v_p) i moshnoe energovydelenie. V uzkom sloe vydelyaetsya energiya , chto ravno energovydeleniyu v protyazhennom A. d. Svetimost' pogranichnogo sloya ravna svetimosti protyazhennogo A. d. T. k. ploshad' poverhnosti pogranichnogo sloya sushestvenno men'she ploshadi poverhnosti diska, ego izluchenie mozhet byt' bolee zhestkim (korotkovolnovym). Kartinu tormozheniya chastic akkrecionnogo potoka v pogranichnom sloe mozhno sravnit' s tormozheniem sputnika v atmosfere Zemli. Snachala sputnik medlenno (za mnogo oborotov) teryaet naznachit, chast' svoei skorosti, snizhaetsya, vhodit v plotnye sloi atmosfery i menee chem za odin oborot polnost'yu tormozitsya.

Neustoichivosti i peremennost' izlucheniya A. d. Diskovaya akkreciya ustoichiva v zone, gde glavnyi vklad v davlenie daet davlenie veshestva. No vo vnutrennei, samoi goryachei zone diska dominiruet davlenie izlucheniya. V etoi zone disk neustoichiv. Teplovaya i dinamicheskaya neustoichivosti privodyat k razdeleniyu veshestva na bolee goryachie i bolee holodnye kol'ca i sloi. Harakternye vremena neustoichivosti ochen' maly - poryadka vremeni nesk. oborotov vokrug gravitiruyushego centra. Neustoichivost' mozhet privodit' k peremennosti izlucheniya diska i obrazovaniyu vo vnutr. zone diska goryachei plazmy s temp-roi, razlichnoi dlya elektronov (T_e = 3^.10⁸ - 10⁹K) i protonov (T_r~10¹⁰- 10¹¹K). Harakternoe vremya peremennosti izlucheniya A. d. (vremya zametnogo izmeneniya intensivnosti izlucheniya) mozhet byt' ochen' malo, t. k. vremya obrasheniya akkreciruyushego veshestva vokrug chernoi dyry s vblizi poslednei ustoichivoi orbity blizko k 1 ms.

Esli v rezul'tate neustoichivosti na A. d. obrazuetsya yarkoe "goryachee pyatno", to, nablyudaya ego izluchenie, mozhno poluchit' unikal'nuyu informaciyu o parametrah chernoi dyry i, v chastnosti, opredelit', vrashaetsya ona ili net. "Goryachee pyatno" vo vnutr. oblastyah diska budet obladat' relyativistskoi skorost'yu v_k ot ¹/₃ do ¹/₂ skorosti sveta. Pri bol'shih uglah nakloneniya diska (luch zreniya blizok k ploskosti diska) eto budet privodit' k usileniyu izlucheniya pyatna, kogda ono dvizhetsya k nablyudatelyu, i rezkomu oslableniyu, kogda ono dvizhetsya ot nablyudatelya. Dolzhna voznikat' harakternaya kartina kvaziperiodich. peremennosti izlucheniya pyatna. Takoe pyatno mozhet igrat' rol' zonda, zapuskaemogo k chernoi dyre,- peremennoe rentg. izluchenie pyatna mozhet pokazat', kak ono podhodit k poslednei ustoichivoi orbite i po spirali uhodit iz zony vidimosti.

Diski vokrug sverhmassivnyh chernyh dyr. Aktivnost' yader galaktik i kvazarov ob'yasnyaetsya (v ramkah odnoi iz naibolee rasprostranennyh teoretich. modelei aktivnosti etih ob'ektov) diskovoi akkreciei na nahodyashiesya v yadrah sverhmassivnye ( ot 10⁵ do 10⁹ ) chernye dyry. Akkreciruyushii gaz postupaet iz galaktiki, okruzhayushei aktivnoe yadro (on yavl. produktom zvezdnogo vetra, vzryvov zvezd, prilivnogo razrusheniya zvezd, proletayushih mimo sverhmassivnoi chernoi dyry, a takzhe mozhet postupat' v galaktiku pri ohlazhdenii goryachego mezhgalakticheskogo gaza). Kritich. svetimost' diska vokrug chernoi dyry rastet proporcional'no ee masse, tak chto svetimost' kvazarov L ~ 10⁴⁷ erg/s legko ob'yasnyaetsya diskovoi akkreciei veshestva s v god na chernuyu dyru s massoi . U A. d. sushestvuet dva vydelennyh napravleniya (po osi diska), v k-ryh mozhet idti uskorenie veshestva, obuslovlennoe kak davleniem izlucheniya, tak i el.-magn. silami. Eto otkryvaet vozmozhnost' ob'yasneniya prirody vybrosov (dzhetov), nablyudaemyh v yadrah galaktik i kvazarov, a takzhe v ob'ekte SS 433.

Diskovaya akkreciya na belye karliki. Chrezvychaino mnogochislenny v Galaktike tesnye dvoinye zvezdy, v k-ryh idet diskovaya akkreciya na belye karliki. Postavshikom veshestva v etih sistemah yavl. zvezdy - krasnye karliki. Diski v etih sistemah chasto byvayut yarche, chem vidimaya zvezda. Takie dvoinye zvezdy proyavlyayut sebya kak vzryvnye peremennye, polyary (zvezdy s sil'noi i peremennoi polyarizaciei izlucheniya) i t. d. (sm. Peremennye zvezdy).

(R.A. Syunyaev)