Akrecija, nepaisant • Hayk Hakobyan • Populiariosios mokslinės užduotys "elementai" • Astrofizika

Atrama prieš

Akrecija – materijos kritimas gravitaciniame centre – dažnas reiškinys erdvėje, kuris jau buvo aptartas mūsų problemose. Anksčiau maksimalus medžiagos, patenkančios į centrą, greitis buvo nustatytas atsižvelgiant į spinduliuotės slėgį (žr. "Kritinė akrecija"), taip pat buvo įrodyta, kad daugeliu atvejų medžiaga turėtų būti labai plonu akrecijos disku (žr. Diskinės akrecijos).

Akrecija jau seniai žinoma, tačiau pirmosios disko akrecijos teorijos pradėjo pasirodyti tik XX a. 70-ųjų pradžioje. Tačiau svarbiausias ir galbūt pagrindinis klausimas liko atviras iki 90-ųjų vidurio. Kyla klausimas: dėl kokios priežasties akretacija iš tikrųjų atsiranda?

Norėdami suprasti, kokia yra problema ir kodėl kyla šis klausimas, pažvelkime į paprastą modelį – ploną Keplerio diską. Jo masė yra nereikšminga, lyginant su centrinio objekto masė, taigi kiekvienas gabalas medžiagos sukasi atitinkamoje Keplerio orbitoje (taigi ir disko pavadinimą). Centrifuginė jėga (arba centporalinis pagreitis) kompensuojama centrinio objekto patrauklumu (1 pav.).

Pav. 1. Medžiagos Orbita Keplerio diske.Centravimo paspartinimas yra subalansuotas gravitacine traukos jėga. Tuo pačiu metu tolimesnės diskų dalys sukasi lėčiau nei kaimynai.

Dėl svorio medžiagos gabalo m Ši jėgų lygybė parašyta tokia forma:

\ [F_G = ma \ Leftrightarrow \ frac (GMm) (r ^ 2) = m \ frac (v ^ 2) %. \]

Taigi, Keplerio greičio medžiaga diske atstumu r nuo centro yra

\ [v = \ sqrt (\ frac (GM) %}. \]

Tai tiesiog pirmasis kosminis greitis. Nuotolinės disko dalys judesios lėčiau nei kaimynai: fig. 1 rodo, kad r1 < r2 < r3bet v1 > v2 > v3.

Apsvarstykite kitą vertę – kampinį momentą, palyginti su centru, kuris parašytas kaip L = mvrkaip greitis v statmenai spinduliu vektoriui. Paprastumo dėlei mes įvertinsime išvestinę vertę – kampinį momentą masės vienetui: l = L/m = vr. Keplerio disko atveju mes gauname tai, kad jis yra lygus \ (l = \ sqrt (GMr) \), tai yra, tolimiausio disko dalių kampinis momentas yra didesnis nei šalia esančių (2 pav., Kairėn).

Pav. 2 Kairėje: kintamoji jėga ir greitis įvairiais atstumais Keplerio diske. Teisingai: dvi skirtingos orbitos esančios medžiagos pakeistos vietomis (pavyzdžiui, dėl turbulencijos) išlaikant momento impulsą; Ar jie grįš į senus orbitus ar jie toliau eis?

Diskai apie juodųjų skylučių dvejetainiuose sistemose, aptariami diskų kaupimo problemoje, yra nuo kelių vienetų iki 105 Schwarzschildo spinduliai. Šiuo atveju disko išorinių sluoksnių, iš kurių medžiaga iš tikrųjų pradeda judėti, kampinis momentas yra kelis šimtus kartų didesnis nei tas, kuris yra arčiausiai juodosios skylės sluoksnių. Todėl, kad cheminė medžiaga "nukristų" nuo tolimosios orbitos į artimiausią orbitą (ty, kad atsirastų akrecija), medžiaga turi kažkaip "prarasti" kampinį momentą. Kartais jie taip pat sako, kad akrecijai reikia nukreipti kampinį momentą į išorę – nuo arti sluoksnių disko prie išorinių.

Savo ruožtu, Keplerio diskas negali išlaikyti momento: visas dalykas sukasi apskritimo orbitose, todėl tokio disko kaupimasis neįmanomas. Norėdami "pradėti" akretaciją, turite įdėti kažką kito į Keplerio disko modelį – tam tikros trinties (klampos) tarp sluoksnių ar nestabilumo.

Ar klampumas gali būti radialiojo judesio šaltinis ir akrecijos priežastis? Iš esmės klampumas yra skirtingų sluoksnių, turinčių skirtingą kampinį impulsą ir energiją, dalelių sąveika. Tokios sąveikos įvyksta pagal vidutinį laisvą taką, λ, kuris jonizuotoms dujoms gali būti parašytas taip:

\ [\ lambda = \ dfrac (k ^ 2 T ^ 2) (\ pi e ^ 4 n), \]

kur T – dujų temperatūra, e – dalelių, ir n – dalelių kiekis tūrio vienete.

Tada klampumo koeficientas gali būti išreikštas kaip terminio greičio (būdingo greičio judesio dalelių mlygus \ (v_T = \ sqrt (kT / m) \)) ir vidutinio laisvojo kelio \ (\ nu = v_T \ lambda, \) ir medžiagos radialinio tekėjimo greitis dėl klampumo, kuris keisis virš Keplerio sukimosi greičio, bus lygus \ (u_r = \ nu / r \) (šis įvertinimas yra apytikslis).

Užduotis

Apsvarstykite juodąją skylę, kurios masė yra 10 saulės masės, ir jame esantį akrecijos diską. Iš tolo r = 1010 cm nuo jo (tai apie 3000 Schwarzschild spindulių) pateikiami šie disko parametrai: T ≈ 104 K n ≈ 1016 žr−3; Vandenilis, kuris sudaro didžiąją dalį disko, yra visiškai jonizuotas, o disko storis yra apie 1000 kartų mažesnis nei r.

1. Įvertink tai radialinis medžiagos greitis šiuo atstumu (cm / metus) ir, naudojant tai, rasti akretacijos greitis \ (\ dot (M) \) – tai medžiagos masė, patenkanti į vidinę disko dalį per laiko vienetą per metus Saulės mases. Palyginkite rezultatą su kritine akretacijos dažniu, kai juodoji skylė yra dešimtyje saulės masės apie 10−7 saulės masės per metus. Koks bus tokio disko spindesys (žrKritinės akrecijos problema)? Ar klampumas gali paskatinti impulsą?

Toks paprastas požiūris turi prasmę, kai akrecija yra laminarinė, tai yra, nėra pernelyg ryškių neramumų. Laminarinis srautas pasižymi mažais Reinoldso skaičiais, \ (\ mathrm (Re) = v r / \ nu \), kur v – charakteringas srautas (kuris gali būti laikomas Keplerian).

2. Įvertink tai Reinoldso numeris tame atstume. Ar diske pasireikš turbulencija?

Tarkime, kad diske yra turbulencija ir medžiaga "sumaišoma" skirtingais atstumais nuo centro. Bet ar ji gali "pradėti" akreciją?

3. Įsivaizduokite, kad du nedideli disko medžiagos kiekiai, esantys skirtingais atstumais nuo centro, pakeitė vietas (2 pav., Dešinėje), išlaikant kampinį momentą. Kas bus Naujas greitis kiekvienam iš šių tomų? Kas bus toliau: ar jie grįš į savo pradines orbitines dalis ar toliau eis vienas nuo kito?


1 patarimas

Akrecijos greitis \ (\ dot (M) \) gali būti įvertintas kaip medžiagos masė, kurios tankis ρ tekėja radialiu greičiu tur cilindriniame disko segmente, kurio plotas 2πrhkur h – disko storis (cilindro aukštis), ir r – jo spindulys (3 pav.).

Pav. 3 Scheminis akrecijos disko vaizdas


2 patarimas

Jei išlaikomas kampinis momentas, naujoje orbitoje kiekvienam mišriam medžiagų kiekiui bus naujas greitis. Būtina rasti šiuos naujus greičius \ (v_1 '\) ir \ (v_2) \ ir palyginti juos su pradiniais greičiais \ (v_2 \) ir \ (v_1 \) atitinkamai.


Sprendimas

Jei teisingai pakeisite skaičiai, tada sekančios vertės bus gautos: laisvas kelias λ ≈ 10−3 cm, klampos koeficientas ν ≈ 102 žr2/ s ir radialinis greitis tur ≈ 3 cm / metus. Tai reiškia, kad gabalas medžiagos patenka į juodąją skylę nuo atstumo. r iš jos apie r/tur ≈ 109 metus, kurie yra gana ilgi, palyginti su tokių sistemų amžiumi (milijonai metų).

Pažvelkime į augimo tempą. Per laiko vienetą, pav. 3, plotas 2πrhkerta masę 2πrh·ρ·tur – tai padidėjimo greitis. Pakeitus žinomas vertes ir atsižvelgdamas į tai h = r/103, mes gauname \ (\ dot (M) \ sim 2 \ times 10 ^ (-23) ~ M_ (\ odot) \) per metus.

Kritinės akrecijos problemoje buvo nustatyta, kad kritinė akretacijos greitis juodai skylę, kurios masė yra 10 saulės masės, yra apie \ (2 \ times 10 ^ (-7) ~ M_ (\ odot) \) per metus, tai yra 16 kartų daugiau. Taigi, mūsų spindesys turėtų būti 16 laipsnių mažesnis nei kritinis (Eddington), kuris yra visiškai nerealus (būdingos šviesos svyravo nuo 1% iki 100% Eddingtono).

Iš to galime daryti išvadą, kad įprastas klampumas negali užtikrinti akceleracijos lygio, kuris yra būtinas.

Ar diskelyje turbulencija? Įvertinkime Reynoldso skaičių. Atsižvelgiant už v Keplerio greitis \ (\ sqrt (GM / r) \), mes gauname \ (\ mathrm (Re) \ sim 3 \ times 10 ^ (15) \), o tai reiškia, kad diske yra stipri turbulencija.

Ar tai gali būti būtent turbulencija yra atsakymas? Pažiūrėkime, kas atsitiks, jei dėl turbulencijos du elementai su skirtingu spinduliu susimaišys ir pasikeis vietomis, išlaikydami impulsą (žr. 2 pav., Dešinėje).

Momento gabalas l1 bus per atstumą r2 iš centro, kur "fono" kampinis momentas – l2ir greitis \ (v_2 = l_2 / r_2 \). Naujas šio medžiagos gabalo greitis bus lygus \ (v_1 '= l_1 / r_2 = v_1 r_1 / r_2 \). Atsižvelgiant į tai, kad greitis Keplerio diske nurodo kaip spindulio santykio šaknis \ (v_1 / v_2 = \ sqrt (r_2 / r_1) \), mes turime \ (v_1 '= v_2 \ sqrt (r_1 / r_2) <v_2 \).

Tai reiškia, kad naujas medžiagos gabalo greitis bus mažesnis už fono greitį, o medžiaga pradės atsilikti ir nusileisti žemoje orbitoje. Tas pats – tik su priešingą ženklą – atsitiks su žemesne orbitoje esančia medžiaga: ji pradės "plūdėti" atgal į savo ankstesnę orbitą.Šis elgesys vadinamas Rayleigh stabilumu: Keplerio diskas yra stabilus maišymui, bet turbulencija, tačiau stipri ji gali būti, negali sukelti akretacijos.

Apibendrinti. Jei mes atsižvelgsime į Keplerio diską, tada nei klampa tarp sluoksnių, nei labai stiprus sukrėtimai diske, nei, kaip paaiškėjo vėliau (žr. Steven A. Balbus, John F. Hawley 1998 m. Apžvalgą. Nestabilumas, neramumai ir patobulintas transportas akrecijos diskuose). , konvekcija disko viduje ir kiti terminiai efektai negali sukelti medžiaga į centrinį objektą su pakankamu greičiu paaiškinti pastabas.

Todėl akrecijos priežasčių klausimas išliko iki XX a. Dešimtmečio.

Buvo atlikti net laboratoriniai eksperimentai. Skystis pasukamas tarp dviejų cilindrų, imituojančių Keplerio diską (H. Ji ir kt., 2006 m. Hidrodinaminė turbulencija negali veiksmingai perduoti kampinio momento astrofizikiniame diske). Rezultatai iš tiesų atitinka lūkesčius: skysčio sukrėtimai negali sukelti akretacijos. Vaizdo įraše galite pamatyti šį diegimą veiksmuose.


Po žodžio

Taigi paaiškėja, kad norint paaiškinti kampinio momento perkėlimo poveikį, reikėjo naujo mechanizmo, kuris užtikrino labai didelį disko nestabilumą. Jo atradimo istorija yra labai dramatiška.

Pirmasis darbas dėl diskrecijos atsiradimo atsirado praėjusio amžiaus 70-ųjų praėjusio šimtmečio: J.E. Pringle, M.J. Rees, 1972. Kompaktinių rentgeno spindulių akrecijos disko modeliai; N. I. Шакура, R. A. Суняев, 1973. Juodosios skylės dvejetainiuose sistemose. Stebėjimo išvaizda; D. Lynden-Bell, J. E. Pringle, 1974. Nebulinių kintamųjų sutrikimas 1973 m. Nikolajus Šakura ir Rashidas Sunjaevas (kuris vis dar yra labiausiai cituojamas straipsnis teorinėje astrofizikoje – paprastai pateikiamas maždaug dešimtyje straipsnių per savaitę) laikomas šios serijos klasika. Šiame straipsnyje autoriai teigė, kad akrecijos mechanizmo atrakinimo raktas yra turbulencija su magnetiniu lauku, bet jie nieko konkretesnio rašo.

Ironiška tai, kad 50-ųjų ir 60-ųjų pradžioje buvo atrastas ir aprašytas reikalingas mechanizmas sovietinio fiziko Jevgenijos Velikovo darbuose (1959 m. Magnetinio lauko stabilumo straipsnis) ir Amerikos astrofizikas Subramanianas Chandrasekharas (1960 m. Popierius, "Nesudifikuojamų kūtų srauto stabilumas hidromagnetikoje"). Šiuose darbuose nebuvo jokio žodžio apie akretaciją: čia svarstomos užduotys buvo tik teorinis laboratorinių eksperimentų aprašymas. Darbai iš tikrųjų buvo užmiršti, o visos 70-ųjų pradžioje sukurtos akrecijos teorijos pasiūlė keletą nežinomų mechanizmų, kurie gali kažkaip parametrizuoti daugybe, neklausiant jo pobūdžio (pagrindinis pavyzdys yra vadinamasis α diskas Sunjaev, kur empirinis skaičius α parametruoja tam tikrą anomaliosios klampos rūšį).

Tai, kad šis užmirštas mechanizmas yra atsakingas už kaupimąsi, nepaisant daugybės patarimų, suprato tik Amerikos astrofizikos Stevenas Balbus ir John Howley (SA Balbus, JF Hawley, 1991) 90-ųjų pradžioje. I – linijinė analizė II – netiesinė evoliucija). Šis modelis vėliau vadinamas Balbuso-Hawley nestabilumu (kartais taip pat vadinamas Velikhovu – Chandrasekhar nestabilumu), bet dabar jie naudoja darbinį pavadinimą – magnetinio sukimosi nestabilumą. Ir tai, kas tai yra.

Iš paslaptingo mechanizmo pavadinimo nėra sunku atspėti, "raktas" į akreciją buvo papildymas magnetiniam laukui, kuris būtinai būna labai jonizuotuose akrecijos diskuose. Net jei juodoji skylė neturi magnetinio lauko, net labai silpnas magnetinis laukas pačiame diske daro jį nestabilus.

Magnetinio lauko elgesys akretacinio disko plazmoje yra panašus į elastingą spyruoklę, turinčią du nedidelius medžiagos kiekius skirtingais atstumais nuo centro. Tarkime, kad pradiniu momentu mėlynas gabalas yra arčiau centro nei raudona (4 pav., A). Kadangi mėlynojo gabalo greitis (žemoje orbitoje) yra didesnis nei raudonos spalvos, po kurio laiko vienas bus priešais kitą (4 pav., B).

Pav. 4 Magnetinio sukimosi nestabilumo su spyruokle iliustracija. Nuotrauka iš ay201b.wordpress.com

Šiuo atveju spyruoklė tęsiasi ir pradeda taikyti jėgą į gabalus, o ant mėlynos šios jėgos veiks priešingai judėjimui (sulėtės), ir, priešingai, paspartės raudona. Taigi mėlynas bitas turi kampinį momentą vr, sumažės, o raudonai – padidės. Tai iš esmės yra impulso momento perkėlimas į išorę. Per šį mėlyna gabaliuką perdavimo tenka net mažesnį orbitą (iki momento suderinta su fonu) ir raudoną kyla į aukštesnį (4 pav., C).

Šis procesas yra nestabilus, nes kuo toliau vienetai yra vienas nuo kito, tuo didesnis pavasario įtempimas, tuo didesnis jėga ir tolesni jie nutolia vienas nuo kito, o tai reiškia nestabilumą. Toks analogija, žinoma, veikia tik pradiniame nestabilumo plėtros etape: kai nukrypimai tampa pakankamai dideli, negalima galvoti apie labai neramių magnetinių laukų kaip pavasarį.

Vėliau, daugelis kompiuterių modeliavimas priauginimas disko modelį patvirtino Balbusa ir Hawley, ir šiandien mechanizmas magnetorotational nestabilumas yra laikomas standartinis paaiškinimas už priauginimas disko pasirodymo.

Akrecijos disko modeliavimas skyriuje. Spalva žymi magnetinio lauko energijos reikšmę (baltos spalvos – stiprus laukas žalia – silpnas). Kaip matyti, centriniame regione atsiranda magnetinio sukimosi nestabilumas, kuris sustiprina lauką ir sukelia kampinio momento perkėlimą į išorę ir medžiagos įsisavinimą viduje.

Yra net laboratoriniai plazmos tyrimai (panašūs į tuos, kurie atliekami su skysčiu), kuriais jie bando atkurti šį nestabilumą laboratorijoje. Apie tai galite perskaityti populiariame straipsnyje "Hantao Ji" ir "Stephen Balbus Angular Momentum" astrofizikoje ir laboratorijoje.


Like this post? Please share to your friends:
Parašykite komentarą

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: