Дисковая аккреция

Cтраница 1

Дисковая аккреция всегда должна происходить в двойных системах, где нормальный главный компонент, заполняющий свою полость Роша, подпитывает газом компактный вторичный компонент. [1]

Дисковая аккреция возможна также при течении турбулентного газа на сверхмассивную черную дыру в плотном галактическом ядре или в квазарах, или же в центре нашей Галактики. [2]

Модель дисковой аккреции и качественно и количественно объясняет большинство наблюдаемых феноменов О. Предлагавшиеся ранее модели компактного звездного скопления или замагниченного наклонного ротатора ( магнитоида) оказались несостоятельными, в частности как по распределению энергии, так и по характеру переменности в разных диапазонах. Модель дисковой аккреции требует наличия вещества, к-рое образует аккреционный диск и дает наблюдаемое энерговыделение. Одним из эфф, механизмов поставки вещества в диск является приливное разрушение звезд в гравитац. Такой механизм возможен при повыш. Это условие не противоречит наблюдениям: для О. Существуют две гипотезы: явление О. Второй случай соответствует длинной ( - 1010 лет) шкале жизни О. По-видимому, наблюдения больше поддерживают вторую гипотезу. [3]

Сущность механизма дисковой аккреции заключается в том, что попавший на периферию дискообразной оболочки газ приближается к звезде, двигаясь по спирали с большим числом витков ( малым шагом), и при этом передает свой угловой момент внутренним слоям оболочки. Как показывает решение уравнения (24.2), скорость радиального движения остается малой по сравнению со скоростью вращения. [4]

Большой успех теории дисковой аккреции связан с тем, что даже самые простые предположения позволяют получить эффективные поверхностные температуры в мягкой рентгеновской области при разумных параметрах двойных систем, содержащих компактные объекты. Это еще раз свидетельствует в пользу отождествления наблюдаемых рентгеновских источников в двойных системах с аккрецией на компактные звезды. [5]

По крайней мере для дисковой аккреции эффективность неизменно высока. [6]

Схематичное представление дисковой аккреции. [7]

Этот механизм передачи углового момента ( дисковая аккреция) оказался очень важным также для объяснения природы галактических источников рентгеновского излучения, представляющих собой ТДС, один из компонентов которой является нейтронной звездой. В активных ядрах галактик ( АЯГ) - наиболее мощных из известных источников энергии во Вселенной - процесс освобождения энергии обусловлен дисковой аккрецией газа на сверхмассивный компактный объект. [8]

Схематичное представление дисковой аккреции. [9]

Несмотря на то, что теории дисковой аккреции и ее применениям в астрофизических исследованиях посвящены сотни статей, обзоры и монографии, остаются невыясненными многие стороны этого процесса для конкретных объектов, в частности относительная роль факторов, обеспечивающих вязкость аккрецируемого газа. Здесь будет рассмотрен один из наиболее простых случаев - - дисковая аккреция на белый карлик, входящий в состав ТДС, газа, теряемого другим компонентом системы. Этот процесс в конечном итоге приводит к вспышке новой звезды. [10]

Рассмотрим теперь перенос момента количества движения при дисковой аккреции на вращающуюся нейтронную звезду, у которой направление магнитного поля совпадает с осью вращения. [11]

Отсюда следует вывод о самосо-гласоваиности приведенного решения задачи о дисковой аккреции. [12]

Ни один физический процесс не понят так плохо в теории дисковой аккреции, как природа вязкости. Похоже, что источником вязкости должна быть мелкомасштабная турбулентность газодинамического течения. К счастью, интегральный профиль потока, даваемый уравнением (14.5.17), и полная светимость не зависят от неопределенного закона вязкости. [13]

Большинство взрывных и новоподоб-ных звезд представляет собой тесные двойные звезды, один из компонентов к-рых - белый карлик, В ходе дисковой аккреции газа, перетекающего на белый карлик со спутника, могут создаваться условия для разнообразной активности типа вспышек. Поскольку источником газа является атмосфера связанной с белым карликом нормальной звезды, аккрецируемое вещество богато водородом. Если накопленный на поверхности белого карлика водород вступит в термоядерную реакцию, произойдет мощная вспышка, характерная для новых звезд. [14]

Вдали от нейтронной звезды магнитное поле слабо влияет на характер аккреционного течения, и поэтому на больших расстояниях остаются в силе приведенные в предыдущей главе решения для сферически симметричной и дисковой аккреции. Однако вблизи звездной поверхности течение плазмы, по-видимому, полностью определяется магнитным полем. [15]

Страницы: 1 2