Aksi cakera • Hayk Hakobyan • Tugas sains popular mengenai "Elemen" • Astronomi

Pertambahan cakera

Tugas

Konsep cakera aki memainkan peranan utama dalam teori akretion ke objek padat (bintang neutron dan lubang hitam). Dalam masalah Pertimbangan Kritikal, kita menganggap mod kritikal akusatif simetri, apabila perkara jatuh pada objek tengah dari semua pihak. Tetapi sfera simetri spherically hampir tidak pernah direalisasikan dalam sistem astrophysical sebenar: tekanan dan ketumpatan biasanya diedarkan sedemikian rupa sehingga akresi dapat dipanggil hampir dua dimensi.

Dalam masalah ini, dicadangkan untuk menganggarkan ketebalan cakera ini dan pastikan bahawa dengan parameter ini cakera pertambahan itu benar-benar sangat tipis.

Rajah. 1. Skim sistem di mana pertambahan berlaku: cakera akretion di bahagian dan objek pusat. Legend: M – jisim objek pusat, Δm – jisim sebilangan bahan cakera pertambahan, R – jarak daripadanya ke objek tengah, H – ketebalan cakera ciri

Daya graviti diri cakera boleh diabaikan, oleh itu, dalam kes yang paling mudah, hanya dua daya bertindak pada sepotong bahan dalam cakera – tarikan objek pusat dan tekanan (Gambar 1).

1) Dengan mengandaikan bahawa ΔP/ρ ≈ cs2 (cs – kelajuan bunyi dalam persekitaran), dan mengingati definisi kelajuan Keplerian, kadar sikap H/R.
2) Rate ini nilai berangka nisbah ini pada jarak 10 radii graviti dari objek pusat dengan jisim 2 solar, jika suhu bahan dalam cakera adalah 107 K, dan ia terdiri daripada hidrogen secara eksklusif. Buat penilaian yang sama untuk jarak radii graviti 1000, jika suhu bahan adalah ~ 104 K. Betapa tipisnya cakera itu?


Petua 1

Dalam arah menegak, tekanan mengimbangi komponen menegak daya graviti. Dan ini hanya daya graviti yang banyak didarab dengan H/R, dengan mengandaikan bahawa nisbah ini adalah kecil (kemudiannya akan dapat memastikan bahawa andaian itu betul): dalam kes ini, sinus atau tangen adalah sama, kerana sudut dianggap kecil.


Petua 2

Malah, nisbah dari item pertama masalah ialah penentuan kelajuan bunyi dalam medium cecair atau gas: segiempat sama dengan nisbah perubahan tekanan kepada perubahan ketumpatan: cs2 ≈ ΔP/Δρ ≈ P/ ρ. Secara bersamaan, nilai ini boleh didapati dari undang-undang Clapeyron – Mendeleev: P = nkTdi mana n – kepekatan T – suhu, dan k – Boltzmann tetap.


Penyelesaian

Sebenarnya, unsur isipadu kecil dalam cakera akretion dipengaruhi oleh dua daya: daya tarikan dari objek tengah dan daya tekanan. Dalam arah menegak, mereka mengimbangi satu sama lain. Unjuran daya graviti pada arah menegak ditulis sebagai:

\ [\ frac {GM \ Delta m} {R ^ 2} \ sin {\ alpha}, \]

di mana α adalah sudut antara "mendatar" dan kecenderungan sempadan cakera (Rajah 1). Di bawah anggapan bahawa cakera itu nipis, hubungan \ (\ sin {\ alpha} \ approx \ alpha \ approx H / R \) adalah benar. Oleh itu, kesamaan daya menegak boleh ditulis dalam bentuk ini:

\ [\ Delta P \ Delta S = \ frac {GM \ Delta m} {R ^ 2} \ frac {H} {R}. \]

Jisim sepotong bahan cakera Δm boleh dinyatakan dalam ketumpatan dan dimensi: Δm = ρΔSΔz ≈ ρΔSH. Mengambil ΔPP, kita dapat:

\ [\ frac {H} {R} \ sim \ left (\ frac {P / \ rho} {GM / R} \ right) ^ {1/2}. \]

Seperti yang dinyatakan di atas, \ (\ sqrt {P / \ rho} \) adalah kelajuan bunyi, dan \ (\ sqrt {GM / R} \) adalah kelajuan Keplerian gerakan bulat dalam orbit radius R. Ternyata, mengikut magnitud, nisbah ketebalan menjadi jejari adalah sama dengan nisbah kelajuan bunyi tempatan ke halaju Keplerian yang sepadan.

Daripada persamaan Clapeyron – Mendeleev P = nkTdengan menggantikan n = N/Vdi mana N – jumlah bilangan zarah dalam jumlah V (Ingat bahawa dengan keadaan cakera terdiri daripada hidrogen, maka jisim setiap zarah adalah sama dengan mp – jisim proton), dan membahagikan kedua-dua belah persamaan dengan ρ = Δm/V, kita dapat:

\ [c_s ^ 2 \ sim \ frac {P} {\ rho} \ sim \ frac {kT} {\ Delta m / N} = \ frac {kT} {m_p}. \]

Dengan kesaksamaan ini, kita sampai kepada hubungan tersebut

\ [\ frac {H} {R} \ sim \ left (\ frac {kT / m_p} {GM / R} \ right) ^ {1/2}. \]

Pada jarak a radii graviti (\ (R_g = \ frac {2GM} {c ^ 2} \)) dari objek pusat, halaju Keplerian adalah \ (\ sqrt {GM / aR_g} = c / \ sqrt % \ sim c / \ sqrt % \). Oleh itu, kita memperoleh ungkapan kompak yang tidak bergantung kepada jisim objek pusat:

\ [\ frac {H} {R} \ sim \ left (\ frac {akT} {c ^ 2 m_p} \ right) ^ {1/2}. \]

Pada jarak 10 radii graviti pada suhu 107 K kami dapat H/R ≈ 3×10−3, dan pada jarak 1000 radii graviti pada suhu 104 K – H/R ≈ 10−3. Dalam kedua-dua kes, ketebalan cakera sangat kecil, iaitu anggaran "cakera" sememangnya wajar.


Selepas perkataan

Pada tahun 1960-an, percubaan mencari sumber sinar-X dalam ruang bermula untuk kali pertama. Untuk ini, roket dilancarkan, yang dalam masa yang singkat mengambil pengesan sinar-X ke lapisan tipis atmosfera. Trajektori itu dipilih supaya pengesan mempunyai masa yang cukup untuk menganalisis sebahagian besar langit.

Penemuan ini dibuat pada tahun 1962 oleh kumpulan di bawah pimpinan Riccardo Jakonni (Hadiah Nobel dalam Fizik pada tahun 2002 untuk membuat astronomi sinar-X dan penciptaan teleskop sinar-X), ketika untuk pertama kalinya dalam sejarah, kemungkinan untuk mencari sumber sinar-X di luar Sistem Tata Surya X-1 X-1).Mereka, seperti yang kemudiannya dicadangkan oleh Joseph Shklovsky (pada tahun 1967) dan disahkan oleh pemerhatian lanjut, ternyata menjadi radiasi bahan yang jatuh pada bintang neutron dengan jisim 1.4 suria, yang menarik bahan bintang biasa dengan massa hanya 0.4 solar.

Rajah. 2 Di sebelah kiri – pelancaran salah satu roket dengan bantuan yang, pada tahun 1960-an, radiasi sinar-X di luar sistem solar telah dikesan. Di sebelah kanan – Pengamatan pertama mengenai sumber Sco X-1 pada tahun 1962. Anak panah data sepadan dengan pelepasan sumber yang diketahui – pusat Galaxy, Matahari, dan lain-lain – tercatat. Paksi mendatar – sudut putaran pengesan, paksi menegak – bilangan photon x-ray berdaftar. Imej dari cosmictimes.gsfc.nasa.gov dan heasarc.gsfc.nasa.gov

Menjelang pertengahan 1970-an, selepas pelancaran satelit X-ray UHURU yang pertama, lebih daripada 300 sumber tersebut telah ditemui dan dikenal pasti, termasuk Cygus X-1 yang sangat cerah (Cygnus X-1) – lubang hitam yang menimbang 10-20 massa solar, menyeret Ia mengambil bahan dari bintang biasa dengan jisim 20-40 massa matahari. Objek tersebut dipanggil binari x-ray (binari x-ray), mereka diklasifikasikan mengikut jisim bintang penderma ke dalam jisim rendah, besar dan dua pertengahan.

Objek Cyg X-1 diketahui kerana ia adalah kerana dia bahawa pada tahun 1975 Stephen Hawking dan Kip Thorn menyimpulkan kontroversi komik bersejarah mengenai masalah kewujudan lubang hitam dalam konteks teori bidang kuantum. Hawking bertaruh bahawa tiada lubang hitam dalam sistem ini. Menurutnya, ia adalah sejenis insurans: dia menumpukan banyak masa kepada teori lubang hitam dan dia akan tersinggung sepenuhnya jika pada akhirnya ternyata mereka tidak wujud. Tetapi dalam kes ini, penghiburan akan menjadi kemenangan dalam pertikaian, dan hadiah – langganan empat tahun untuk majalah satir Mata peribadi. Thorne akhirnya memenangi hujah pada awal 1990-an, apabila data pemerhatian menjadi mencukupi untuk hampir yakin sepenuhnya tentang kewujudan lubang hitam di sana. Di bawah syarat pertikaian itu, beliau menerima langganan satu tahun untuk Penthouse.

Rajah. 3 Di sebelah kiri – Marjorie Townsend dan Bruno Rossi di satelit UHURU. Di sebelah kanan – peta semua sumber sinar-X yang ditemui oleh satelit ini: sebahagian besar, tentu saja, terletak pada pesawat galaksi, kerana semua sumber terletak di Bima Sakti. Imej dari ru.wikipedia.org dan history.nasa.gov

Menjelang tahun 1970-an, secara umum ia menjadi jelas bahawa pertambahan bintang biasa ke sahabat kecil yang kecil (bintang neutron atau lubang hitam) agak biasa di alam semesta, dan ia menjadi perlu untuk membina model lengkap pertambahan itu,untuk menerangkan dan menggambarkan pelepasan sinar-X.

Pada akhir tahun 1960-an dan awal 1970-an, beberapa karya muncul pada penerangan akretion itu, tetapi artikel utama dan paling terkenal oleh Nikolai Shakura dan Rashid Syunyaev pada tahun 1973, yang "serentak" masih menjadi artikel yang paling dikutip dalam astrofizik teoretis keseluruhan cerita. Pada tahun yang sama, generalisasi teori Shakura – Sunyaev muncul, dengan mengambil kira teori relativiti umum, ditulis oleh Igor Novikov dan Kip Thorn, yang, dengan cara itu, mengajar dan bekerja di Moscow State University selama beberapa semester.

Perlu diingatkan bahawa kemudiannya menjadi jelas bahwa teori akseptasi disk tidak universal. Walaupun model ini menerangkan pertambahan cukup baik dalam mod kritikal (apabila kadar pertambahan mendekati batas Eddington), dalam mod lain, cakera pertambahan dapat runtuh atau membengkak, sebagai contoh, yang disebut "donat Poland" (dalam batas super Eddington) .

Secara umum, terdapat tiga mod akretasi:
"Doeddingtonovsky"apabila kadarnya jauh lebih rendah daripada had Eddington. Dalam kes ini, bahan mengeluarkan sangat lemah (kehilangan tenaga), dan oleh sebab itu, tenaga terkumpul akibat kejatuhan akan menjadi pemanasan dan pembengkakan cakera.
Eddingtonapabila kadar kira-kira sama dengan had kritikal. Dalam kes ini, semua (atau hampir semua) tenaga dari kejatuhan menjadi radiasi (hilang), dan cakera cukup sejuk untuk kekal nipis. Cukup aneh, dari sudut pandangan simulasi komputer, kes ini adalah yang paling sukar, kerana selain meliputi jarak jauh dari objek pusat, anda juga perlu "membenarkan" cakera nipis, yang 100-1000 kali kurang daripada jarak itu sendiri. Kita perlu membahagikan ruang ke dalam banyak sel, yang secara komputasi sangat panjang dan mahal. Oleh itu, setakat ini simulasi global dengan cakera nipis dibuat hanya untuk pertambahan kepada kerdil putih, di mana nisbah ketebalan cakera ke jarak tidak begitu kecil (Rajah 4, kiri).
Super Eddingtonapabila kadar pertambahan ketara melebihi had Eddington. Oleh kerana jumlah kejadian insiden yang besar, sinaran tidak mempunyai masa untuk meninggalkan cakera pertambahan dan diserap di dalam, pemanasan semula bahan itu. Kerana ini, cakera membengkak, membentuk cakera tebal dan "donat Poland" (Rajah 4, kanan).

Rajah. 4 Di sebelah kiri – Simulasi komputer cakera akretion pada kerdil putih dalam mod kritikal. Warna menandakan tenaga medan magnet. Imej dari W. Ju et al., 2016. Simulasi Global MHD bagi cakera Pertambahan dalam Pembolehubah Cataclysmic (CVs): I. Kepentingan Kejutan Lingkaran. Di sebelah kanan – Simulasi super pertambahan Eddington. Di sebelah kiri gambar menunjukkan taburan kepadatan bahan dalam cakera, di sebelah kanan – komponen jejari bidang elektrik. Ia dapat dilihat bahawa dalam mod ini cakera pertambahan tidak sama sekali nipis. Imej dari artikel Y.-F. Jiang et al., 2014. A Tiga Dimensi Sinaran Global Magneto-hydrodynamic Simulation of Super-Eddington Accretion Disks

Walaupun pada hakikatnya akseptor disk direalisasikan dalam kelas objek sempit, dan bahawa proses ini (walaupun dalam cakera nipis) jauh dari yang begitu mudah dan stabil, secara umum, ramalan Shakura dan Sunyaev tentang sifat-sifat pemerhatian spektrum cakera aksionasi adalah wajar. Oleh itu, menurut ramalan penulis, sebagai tambahan kepada radiasi cakera itu sendiri (kawasan \ (^ nu ^ 2) dan \ (^ 1 ^ \) kawasan dalam Rajah 5, dibiarkan), mesti ada sinaran di kawasan tenaga tinggi (sehingga 10 keV, julat sinar-X), dengan spektrum \ (\ nu ^ {- 1} \).

Jika rantau utama (bonggol pada tenaga rendah) adalah sinaran biasa "hitam" dalam perkara yang dipanaskan dalam cakera, maka "ekor" pada tenaga yang tinggi berlaku untuk dua sebab (Rajah 5, kanan):
1) Compton scattering foton pada permukaan cakera: foton, kerana hamburan, mendapatkan tenaga;
2) kemunculan corona yang disebut – bahan yang sangat panas akibat penyerapan foton tenaga tinggi secara langsung di atas permukaan cakera.

Rajah. 5 Di sebelah kiri – spektrum yang diramalkan oleh Shakura dan Sunyaev. Di sebelah kanan – satu gambaran tentang refleksi semula foton (komptonisasi) dan rupa mahkota di atas permukaan cakera dari artikel asal Shakura dan Syunyaev pada tahun 1973

Pada tahun 90-an, spektrum terperinci cakera-cakera sedemikian telah disusun terlebih dahulu, dan gambarnya sangat serupa (Rajah 6): bonggol dengan tenaga yang rendah (sepadan dengan cakera), ekor tenaga tinggi (radiasi corona) dan pelepasan photon yang disusun. Dalam spektrum foton yang dapat dilihat, seseorang juga dapat melihat garis pelepasan yang terkenal dengan atom besi pada 6.4 keV, yang disebabkan oleh penyerapan foton sinar-x (puncak besar pada lengkung violet).

Rajah. 6 Spektrum cakera akretasi sistem dwi Cygnus X-1. Spektrum dibahagikan kepada tiga komponen mengikut ramalan teori: radiasi cakera itu sendiri, radiasi corona di atas cakera, dan foton (yang dikompresikan) yang dicerminkan dari permukaan. Gambar dari M. Gierliński & A. A. Zdziarski, 1999. Cakera Accretion di CYG X-1 dalam Soft State

Walau bagaimanapun, segala-galanya tidak semudah yang kita mahu.Dalam sumber yang sama, Lebed X-1 kemudian menyedari pergantungan temporal kuat spektrum: spektrum berubah untuk beberapa waktu dari "keras" (garis merah dalam Rajah 7) hingga "lembut" (garis hitam dalam Rajah 7). Ini dikaitkan dengan "penyejatan" secara berkala bahagian bahagian paling dalam cakera, yang terletak sangat dekat dengan lubang hitam, kerana aliran foton berkekuatan tinggi. Kebolehubahan seperti ini kemudiannya mula dapat dilihat pada binari sinar-X yang lain, tetapi setakat ini tiada teori pasti mengenai fenomena ini.

Rajah. 7 Dua keadaan cakera pertambahan Cygnus X-1. Grafik dari artikel S. Yamada et al., 2013. Perubahan Spektrum Rapuh Cygnus X-1 di Negeri Rendah / Keras dengan Suzaku


Like this post? Please share to your friends:
Tinggalkan Balasan

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