Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Аккреция Аккреция
7.08.2001 0:00 |

(от лат. accretio приращение, увеличение).

Падение вещества на звезду (галактику или др. космическое тело) из окружающего пространства. Процессом, обратным аккреции, является истечение вещества. Аккреция на одиночные звезды происходит в начале и конце их эволюции. В процессе формирования звезды сначала образуется небольшое гидростатически равновесное ядро с массой порядка 0,01 начальной массы облака $M_н$, затем аккреция вещества из окружающей оболочки приводит к образованию звезды с массой $M \lesssim M_н$. Стадия аккреции сменяется истечением, которое преобладает вплоть до конца жизни звезды и препятствует аккреции. На конечных стадиях эволюции звезда превращается в белый карлик, нейтронную звезду либо черную дыру, аккреция на которые сопровождается разнообразными наблюдаемыми проявлениями.

В тесных двойных звездных системах, когда более массивная звезда переходит на стадию гиганта, она начинает интенсивно терять массу и за несколько тысяч лет масса компаньона может вырасти в несколько раз. Такая аккреция обычно называется перетеканием. В тесной двойной системе аккреция, как правило, мощнее, чем в случае одиночных звезд.

В процессе аккреции происходит выделение гравитационной энергии, которая превращается в тепло и в итоге уходит в виде излучения. Скорость и температурa падающего вещества возрастают. Картина аккреции вещества на звезду в значительной степени определяется скоростью движения звезды относительно окружающего газа, моментом количества движения падающего газа и наличием в окружающем ионизованном газе упорядоченного магнитного поля. Можно выделить 4 основных типа аккреции, определяемых этими факторами.

Аккреция газа без упорядоченного магнитного поля с малым моментом количества движения на покоящуюся звезду происходит сферически симметрично. Для политропного уравнения состояния $p=K\rho^\gamma$ (p давление, $\rho$ - плотность аккрецирующего вещества, K - константа, $\gamma$ - показатель политропы) уравнения газодинамики в гравитационном потенциале звезды $GM/r$ (r расстояние от центра звезды) при стационарной аккреции сводится к закону сохранения массы $4\pi\rho vr^2=\dot M$ ($\dot M$ - поток массы, v скорость) и Бернулли уравнению $v^2/2+[\gamma/(\gamma-1)]\cdot p/ \rho-GM/r=const$. Уравнения, описывающие аккрецию при $\gamma<5/3$, имеют седловую особую точку, в котоpoй дозвуковое течение переходит в сверхзвуковое. В этой точке имеет место соотношение $v_c^2=\gamma p_c/\rho_c=GM/2r_c$; интегральные кривые в окрестности особой точки изображены на рис. 1. Аккреционная кривая ACK проходит через особую точку, и скорость на ней монотонно растет при движении газа к центру. Хаотическое мелкомасштабное магнитное поле не нарушает сферической симметрии, но может существенно увеличить эффективность выделения энергии за счет перехода кинетической энергии в магнитную, а затем в тепловую при аннигиляции магнитного поля (см. Нейтральный токовый слой) и последующего синхротронного излучения. В случае аккреции с магнитным полем на черную дыру светимость достигает 0,3 Мс2 (а без магнитного поля 10-8Mc2).

При быстром сверхзвуковом движении звезды сквозь вещество газ огибает ее и образует позади коническую ударную волну, внутри которой идет аккреция (рис. 2).

Когда масштаб неоднородности магнитного поля значительно превышает критический радиус $r_c$, возникает картина аккреции, изображенная на рис. 3. Вокруг звезды образуется зона, в которой устанавливается равнораспределение между магнитной энергией и кинетической энергией падающего вещества. Из-за большой проводимости имеет место вмороженность магнитного поля. Вещество движется вдоль силовых линий, потоки вещества сталкиваются в плоскости симметрии и после высвечивания образуется сравнительно тонкий плотный диск, равновесие которого поддерживается балансом магнитных и гравитационных сил. В диске из-за конечной проводимости условие вмороженности не выполняется, и вещество медленно просачивается к звезде, пока не достигнет ее поверхности либо (в случае аккреции на черную дыру) не упадет в черную дыру.

В двойной системе вещество, падающее на белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру от компаньона нормальной звезды, может обладать большим моментом количества движения. В процессе падения скорость вещества увеличивается, и центробежная сила начинает уравновешивать гравитацию. В результате охлаждения вещество образует вращающийся тонкий аккреционный диск. Слои диска вращаются с почти кеплеровской скоростью $v_К=\sqrt{GM/r}$. Трение между слоями приводит к потере момента количества движения и медленному движению газа к центру (рис. 4). В последних двух случаях потеря энергии происходит в виде излучения с поверхности аккреционных дисков, которые являются оптически толстыми.

Реальная картина аккреции может представлять собой сочетание различных типов аккреции Например, вещество с вмороженным упорядоченным магнитным полем может обладать большим вращательным моментом либо падать на движущуюся звезду.

При аккреции на черную дыру, не имеющую поверхности, область падения газа (или аккреционный диск) является единственным местом, где выделяется гравитационная энергия, превращаясь в энергию излучения. При аккреции на белый карлик или нейтронную звезду половина (или более) гравитационной энергии выделяется у поверхности звезды. Если звезда не обладает магнитным полем, то ее поверхность нагревается либо из-за выделения энергии в ударной волне, возникающей при столкновении падающего потока с поверхностью, либо в тонком пограничном слое между аккреционным диском и медленно вращающейся звездой. Более сложная картина аккреции возникает в случае, когда звезда обладает сильным магнитным полем. Пусть звезда радиуса $r_0$ обладает дипольным магнитным полем $H\sim H_0r_0^3/r^3$, плотность энергии которого у поверхности значительно превышает плотность кинетической энергии. Плотность магнитной энергии $\mathcal{E}_м\sim H_0^2(r_0/r)^6/8\pi$ вдали от звезды всегда мала, но с уменьшением радиуса растет гораздо быстрее плотности кинетической энергии $\mathcal{E}_к=\dot M\sqrt{2GM}r^{\displaystyle -5/2}$. Когда $\mathcal{E}_м$ станет порядка $\mathcal{E}_к$, магнитное поле останавливает свободное падение. Радиус остановки называется альвеновским радиусом: $r_A=[H_0^2r_0^6M^{-1}\sqrt{2GM}]^{\displaystyle 2/7}$. После достижения $r_A$ вещество течет вдоль силовых линий магнитного поля и в районе магнитных полюсов достигает поверхности звезды. Магнитные полюса оказываются гораздо более горячими, чем остальные части поверхности звезды. Если излучение их окрестностей носит анизотропный характер и нейтронная звезда вращается вокруг оси, не совпадающей по направлению с магнитной, то возникает картина рентгеновского пульсара, наблюдаемая в двойных системах при наличии мощной аккреции. Для того чтобы падающее вещество достигало магнитных полюсов, необходимо его проникновение внутрь магнитосферы, которое происходит за счет развития гидромагнитных неустойчивостей типа неустойчивости Рэлея-Тейлора (см. Неустойчивости плазмы).

Поток излучения от аккрецирующего газа взаимодействует с потоком падающего вещества и замедляет его скорость. Когда радиационная сила $F_r$ становится порядка силы притяжения $F_G$, происходит резкая перестройка аккреционного потока: скорость его падения замедляется, а плотность увеличивается. Светимость, соответствующая равенству $F_r = F_G$, называется эддингтоновской светимостью $L_Э=4\pi cGM/ \kappa\approx 1,3\cdot 10^{38} (M/M_\odot) (0,4/\kappa)$ эрг/с, где $\kappa$ - непрозрачность вещества (см2/г). При больших плотностях окружающего газа возможна аккреция типа оседания с медленным дозвуковым движением газа к центру. Такой режим аккреции возможен на нейтронную звезду, находящуюся в центре нормальной (подобная ситуация может быть результатом эволюции тесной двойной системы).

Для черных дыр, не имеющих излучающей поверхности, излучение при аккреции является их основным наблюдаемым проявлением. Огромный гравитационный потенциал на поверхности нейтронной звезды приводит к выделению энергии при аккреции на нее $\sim$ 0,2 Мс2 - эрг/с. Нейтронные звезды и, возможно, черные дыры в состоянии аккреции являются наиболее мощными рентгеновскими источниками в Галактике со светимостью, достигающей $\sim$1038 эрг/с.

К важным следствиям приводит аккреция на белые карлики. В результате аккреции химический состав поверхностных слоев может существенно отличаться от химического состава внутренних областей. Водородно-гелиевый слой на поверхности белого карлика с ростом массы слоя становится неустойчивым относительно ядерного горения. Происходит тепловая вспышка, приводящая к появлению новой звезды. Аналогичные термоядерные взрывы в слое у поверхности нейтронной звезды могут объяснить существование вспыхивающих рентгеновских источников.

Мощное нетепловое излучение и выбросы из активных ядер галактик и квазаров могут быть объяснены в рамках модели дисковой аккреции вещества (с упорядоченным магнитным полем и большим вращательным моментом) на сверхмассивную ($М \approx 10^7 10^9 M_\odot$) черную дыру.

Гигантские масштабы может иметь аккреция в скоплениях галактик. Находящийся там горячий газ ($\rho\approx 10^{-27}$ г/см3, $T \sim$ 108К) охлаждается и может падать к центру, где обычно располагается наиболее массивпая галактика скопления. Такой охлаждающийся аккреционный поток может приводить к активности ядра центральной галактики, а также объяснять наблюдаемое распределение газа в скоплениях галактик.

Глоссарий Astronet.ru


Публикации с ключевыми словами: аккреция
Публикации со словами: аккреция
Карта смысловых связей для термина АККРЕЦИЯ
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.8 [голосов: 63]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования