Дисковая аккреция
Центральную роль в теории аккреции на компактные объекты (нейтронные звезды и черные дыры) играет понятие дисковой аккреции. В задаче Критическая аккреция мы рассмотрели так называемый критический режим сферически симметричной аккреции, когда вещество падает на центральный объект со всех сторон. Но сферически симметричная аккреция почти никогда не реализуется в реальных астрофизических системах: давление и плотность обычно распределяются таким образом, что аккрецию можно назвать практически двумерной.
В этой задаче предлагается оценить толщину этого диска и убедиться, что при данных параметрах аккреционный диск действительно очень тонкий.
Рис. 1. Схема системы, в которой идет аккреция: аккреционный диск в разрезе и центральный объект. Обозначения: M — масса центрального объекта, Δm — масса кусочка вещества аккреционного диска, R — расстояние от него до центрального объекта, H — характерная толщина диска
Самогравитацией диска можно пренебречь, поэтому в простейшем случае на кусочек вещества в диске действуют только две силы — притяжение центрального объекта и давление (рис. 1).
1) Приняв, что ΔP/ρ ≈ cs 2 (cs — скорость звука в среде), и вспомнив определение кеплеровской скорости, оцените отношение H/R.
2) Оцените численное значение этого отношения на расстоянии 10 гравитационных радиусов от центрального объекта массой в 2 солнечные, если температура вещества в диске равна 10 7 K, и оно состоит исключительно из водорода. Сделайте ту же оценку для расстояния 1000 гравитационных радиусов, если температура вещества
10 4 K. Насколько диск тонкий?
Механизм образования
Чаще всего аккреционные диски появляются в тесных двойных системах, в шаровых скоплениях и центральных частях галактик. Очевидно, что подобные области отличаются максимальной плотностью межзвездного газа (пыли) и звезд. Образование диска связано с тем, что вектор скорости падающего вещества направлен не к центру диска, а по касательной к нему.
Симуляция аккреционного диска
Дисковая аккреция на белые карлики и нейтронные звезды
Белые карлики зачастую являются частью тесных двойных систем, второй компонент которых — самый распространенный тип звезд в галактике – красные карлики. Так как размер белого карлика примерно равен размеру нашей планеты, а масса сравнима с массой Солнца, то подобные остатки звезд обладают огромной первой космической скоростью. В связи с этим белые карлики притягивают к себе вещество с внешних слоев соседних звезд. Аккреционные диски белых карликов обладают большой нестабильностью, которая вызвана накоплением водорода на их поверхности.
Сверхновая 1 типа
Подобная нестабильность часто приводит к громадным термоядерным взрывам. Различаются несколько типов подобной переменности аккреционных дисков белых карликов: карликовые новые, новые и сверхновые первого типа. Последний тип звездной активности вызван превышением предела Чандрасекара, т.е. как только масса белого карлика превышает 1.4 масс Солнца происходит его гравитационный коллапс в нейтронную звезду. Впрочем, насчет последнего типа часто существует мнение, что сверхновые первого типа представляют собой процесс слияния двух белых карликов. Это вызвано их радикальным отличием от сверхновых второго типа. Если для сверхновых первого типа характерна похожесть абсолютного блеска и отсутствие линий водорода, то для сверхновых второго типа характерны большие различия в абсолютном блеске, а так же присутствие линий водорода.
Сверхновая 2 типа
Сейчас считается, что сверхновые второго типа представляют собой стадию коллапса массивных звезд. В связи с тем, что сверхновые первого типа очень похожи друг на друга по форме фотометрических кривых, они часто являются универсальным стандартом в шкале внегалактических расстояний. Так изучение сверхновых первого типа привело к обнаружению ускоренного расширения Вселенной. Подобное расширение в 1998 году было объяснено наличием темной энергии во Вселенной, на которую приходится около ¾ всей массы Вселенной. За данное открытие была присуждена Нобелевская премия по физике.
Кроме аккреции вещества соседних звезд на поверхность белых карликов часто наблюдается аккреция остатков разрушенных планет и астероидов во время стадии красного гиганта. Подобная аккреция обогащает фотосферу белого карлика тяжелыми элементами (химические элементы тяжелее водорода и гелия). Современные наблюдения показывают, что около половины из белых карликов обладают “загрязненной” поверхностью.
Считается, что дисковая аккреция на нейтронные звезды ускоряет их вращение. Подобная аккреция приводит к сильному рентгеновскому излучению, которое изменяется с таким же периодом обращения, который характерен и для пульсара.