Disque d\'augmentation

Un disque d'augmentation de (ou disque d'augmentation de ) est une structure constituée par le matériel diffus dans le mouvement orbital autour d'un organisme central. L'organisme central est typiquement l'un ou l'autre par jeune étoile, un Protostar , un nain blanc , une étoile neutron , ou un trou noir . Les instabilités dans le disque redistribuent le moment angulaire, faisant développer en spirales le matériel dans le disque vers l'intérieur vers l'organisme central. De l'énergie de la gravité libérée dans ce processus est transformée en chaleur et émise sur la face de disque sous forme de rayonnement électromagnétique. La gamme de fréquence de ce rayonnement dépend de l'objet central. Les disques d'augmentation de jeunes étoiles et protostars rayonnent en infrarouge, ceux autour des étoiles neutron et trous noirs dans la pièce de rayon X du spectre.

Physique de disque d'augmentation

En quelques années 40 les modèles ont été dérivés la première fois des principes physiques de base. Afin d'être conforme aux observations ces modèles ont dû appeler pourtant le mécanisme inconnu pour la redistribution de moment angulaire. Si la matière est de tomber vers l'intérieur elle doit perdre non seulement l'énergie de la gravité mais également perdre le moment angulaire . Puisque tout le moment angulaire du disque est conservé, la perte de moment angulaire de la masse tombant dans le centre doit être compensée par un gain de moment angulaire de la masse loin du centre. En d'autres termes, le moment angulaire devrait être transporté par à l'extérieur pour que la matière s'accroisse. Selon le critère de stabilité de Rayleigh, $\ frac {\ partiel de (R^2 \ Omega)}{\ R partiel} >0,$ là où le $\ Omega$ représente la vitesse angulaire d'un élément et d'un $R$ liquides sa distance au centre de rotation, on s'attend à ce qu'un disque d'augmentation soit un écoulement laminaire . Ceci empêche l'existence d'un mécanisme hydrodynamique du pour le transport de moment angulaire.

D'une part, il était clair que les efforts visqueux feraient par la suite réchauffer et rayonner la matière la partie partie de l'énergie de la gravité. D'une part la viscosité elle-même n'était pas assez pour expliquer le transport du moment angulaire aux parties extérieures du disque. La viscosité augmentée par de turbulence de était le mécanisme vraisemblablement responsable d'une telle redistribution d'angulaire-élan, bien que l'origine de la turbulence elle-même n'ait pas été bonne comprise. L'approche phénoménologique conventionnelle présente un $de paramètre réglable \ alpha$ décrivant l'augmentation efficace de la viscosité due aux remous turbulents dans le disque. En 1991, avec la redécouverte de l'instabilité de magnetorotational (MRI), SA Balbus et J. Hawley ont établi qu'un disque faiblement magnétisé s'accroissant autour d'un lourd, objet central de contrat serait fortement instable, fournissant un mécanisme direct pour la redistribution d'angulaire-élan.

modèle du $\ alpha$ -Disc

Shakura et Sunyaev (1973)

Il peut montrer qu'en présence d'une tension si spring-like le critère de stabilité de Rayleigh est remplacé par le $\ frac {\ partiel \ Omega^2} de {\ R partiel} >0$ . La plupart des disques astrophysiques ne répondent pas à ce critère et sont donc enclins cette instabilité de magnetorotational. Les champs magnétiques actuels dans les objets astrophysiques (requis pour que l'instabilité se produise) sont censés pour être produits par l'intermédiaire de l'action de la dynamo .

Modèles analytiques des disques secondaires-Eddington d'augmentation (disques, adafs minces)

Quand le taux d'augmentation est secondaire-Eddington et l'opacité très haut, le disque mince standard d'augmentation est formé. Il est géométriquement mince dans la direction verticale (a a disque-comme la forme), et est fait d'un gaz relativement froid, avec de la pression de rayonnement négligeable. Le gaz va vers le bas sur des spirales très serrées, ressemblant presque à la circulaire, libèrent presque des orbites (de Keplerian). Les disques minces sont relativement lumineux et ils ont des spectres électromagnétiques thermiques, c. pas beaucoup différent de cela d'une somme de corps noirs. Le refroidissement radiatif est très efficace dans les disques minces. Le travail du classique 1974 à côté de Shakura et de Sunyaev sur les disques minces d'augmentation est l'un des papiers le plus souvent cités en astrophysique moderne. Des disques minces ont été indépendamment établis par Lynden-Cloche, Pringle et Rees. Pringle a contribué en trente dernières années beaucoup de résultats de clef à la théorie de disque d'augmentation, et a écrit la revue du classique 1981 qui pendant beaucoup d'années était la source principale d'informations sur des disques d'augmentation, et est toujours très utile aujourd'hui.

Quand le taux d'augmentation est secondaire-Eddington et l'opacité très bas, un adaf est formé. Ce type de disque d'augmentation a été prédit en 1977 par Ichimaru dans un papier qui a été ignoré presque par tout le monde pendant vingt années. (Quelques éléments du modèle d'adaf étaient présents dans le papier influent de 1982 ion-tores par Rees, Phinney, Begelman et Blandford, cependant.)

Adafs a commencé à être intensément étudié par beaucoup d'auteurs seulement après leur redécouverte dans le mi 1990 par Narayan et Yi, et indépendamment par Abramowicz, Chen, Kato, Lasota (qui a inventé l'adaf nommé), et Regev. La plupart des contributions importantes aux applications astrophysiques des adafs ont été apportées par Narayan et ses collaborateurs. Adafs sont refroidis par advection (la chaleur capturée dans la matière) plutôt que par rayonnement. Ils sont très radiatively inefficaces, géométriquement prolongé, semblable dans la forme à une sphère (ou à un " ; corona" ;) plutôt qu'un disque, et très chaud (près de la température virial). En raison de leur basse efficacité, les adafs sont beaucoup moins lumineux que le Shakura-Sunyaev amincissent des disques. Adafs émettent une puissance-loi, rayonnement non-thermal, souvent avec un composant fort de Compton.

Modèles analytiques des disques superbes-Eddington d'augmentation (disques minces, beignets polonais)

La théorie de l'augmentation fortement superbe-Eddington de trou noir, M>>M_Edd, a été développée dans les années 80 par Abramowicz, Jaroszynski, Paczynski, Sikora et d'autres en termes de " ; Doughnuts" polonais ; (le nom a été inventé par Rees). Les beignets polonais sont basse viscosité, optiquement épaisse, disques soutenus d'augmentation de pression de rayonnement refroidis par advection. Ils sont radiatively très inefficaces. Les beignets polonais ressemblent dans la forme à un gros tore (un beignet) avec deux entonnoirs étroits le long de l'axe de rotation. Les entonnoirs collimatent le rayonnement dans des faisceaux avec des luminosités fortement superbes-Eddington.

Les disques minces (le nom inventé par Kolakowska) ont seulement des taux modérément superbes-Eddington d'augmentation, M≥M_Edd, plutôt disque-comme des formes, et spectres presque thermiques. Ils sont refroidis par advection, et sont radiatively inefficaces. Ils ont été présentés par Abramowicz, Lasota, Czerny et Szuszkiewicz en 1988.

Manifestations

Les disques d'augmentation sont un phénomène omniprésent en astrophysique ; Les noyaux galactiques actifs , les disques de Protoplanetary de et le rayon gamma de éclate que tous impliquent des disques d'augmentation. Ces disques provoquent très souvent des gicleurs venant de la proximité de l'objet central. Les gicleurs sont une manière efficace pour que le système de tenir le premier rôle-disque jette le moment angulaire sans perdre trop de Massachusetts.

Les disques d'augmentation les plus spectaculaires trouvés en nature sont ceux des noyaux galactiques actifs et des quasars , on pense que qui sont les trous noirs massifs au centre des galaxies. Pendant que la matière se développe en spirales dans un trou noir , le gradient de la gravité intense provoque l'échauffement par frottement intense ; le disque d'augmentation d'un trou noir est assez chaud pour émettre les rayons X juste en dehors de l'horizon d'événement . La grande luminosité des quasars est pensée pour être un résultat du gaz étant accru par les trous noirs supermassive. Ce processus peut convertir environ 10 pour cent de la masse d'un objet en énergie par rapport à environ 0.5 pour cent pour des processus de la fusion nucléaire .

Dans les systèmes binaires étroits le composant primaire plus massif évolue plus rapidement et est déjà devenu un nain blanc, une étoile neutron, ou un trou noir, quand le compagnon moins massif atteint l'état géant et dépasse son lobe de Roche de . Un écoulement de gaz se développe alors à partir de l'étoile de compagnon au primaire. La conservation de moment angulaire empêche un écoulement droit d'une étoile à l'autre et un disque d'augmentation forme à la place.

Des disques d'augmentation entourant les étoiles du T Tauri ou les étoiles de Herbig de s'appellent les disques de Protoplanetary de parce qu'ils sont vraisemblablement les ancêtres des systèmes planétaires. Le gaz accru vient dans ce cas-ci du nuage moléculaire hors duquel l'étoile a formé plutôt qu'une étoile de compagnon.

Voir également anneau planétaire de la nébuleuse de de
du disque
de Protoplanetary de de
d'augmentation de de

(la science) de

de de dynamo de la théorie

de solaire de

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