Yığılma diski

Yığılma diski, büyük bir merkezi cisim etrafında yörüngesel hareket halinde dağılmış olan malzeme tarafından oluşturulmuş bir yapıdır (genellikle bir çöküntü çemberidir). Bu merkezi cisim sıklıkla bir yıldızdır. Sürtünme kuvveti, dengesiz ışınım, manyetik hidrodinamik etkiler ve diğer kuvvetler, diskteki yörüngede bulunan malzemenin merkezi cisme doğru sarmal bir yapı oluşturmasına yol açan kararsızlıklara neden olur. Kütle çekimi ve sürtünme kuvvetleri malzemeyi sıkıştırarak sıcaklığını yükseltir ve elektromanyetik radyasyon yayılmasına neden olur. Bu radyasyonun frekans aralığı, merkezi cismin kütlesine bağlıdır. Spektrumun X ışını kısmındaki nötron yıldızları ve kara delikler etrafında bulunan genç yıldızlar ve önyıldızların yığılma diskleri, kızılötesinde ışık saçar. Yığılma disklerindeki salınım modlarının incelenmesi diskosismoloji olarak adlandırılır.

Yığılma diskleri astrofizikte sıkça görülen bir olgudur. Aktif galaktik çekirdekler, bütün ata gezegen diskleri ve gama ışın patlamaları yığılma disklerini içerir. Bu diskler sık sık merkez nesnenin civarından gele astrofiziksel püskürtmelere neden olurlar. Püskürtmeler çok fazla kütle kaybetmeden yıldız disk sistemini atmanın en etkili yoludur. Doğada bulunan en muhteşem yığılma diskleri galaksilerin merkezindeki kara delikler olduğuna inanılan aktif galaktik çekirdeklerinin ve kuasarların yığılma diskleridir. Madde karadelikteki tendex çizgisini takip ederken yoğun yerçekimi eğimi yoğun sürtünme ısısına neden olur. Bir kara deliğin yığılma diski sadece olay ufkunun dışındaki X ışınlarını yayacak kadar sıcaktır. Kuasarların büyük ışıldamalarının süper kütleli karadelikler tarafından arttırılan gazların bir sonucu olduğuna inanılmaktadır. Bu süreç bir nesnenin kütlesinin yaklaşık %10-40’ını enerjiye çevirir.

Yakın ikili sistemlerde birincil bileşen büyüdükçe daha hızlı gelişir ve çoktan daha az yoğun olan eşi dev duruma ulaştığında nötron yıldızı ya da karadelik halini alır. Gaz akar ve birleşik yıldızlardan birincile gelişir. Açısal momentum korunumu bir yıldızdan diğerine düz bir akışı engeller ve onun yerine yığılma diski ortaya çıkar. T. Tavri yıldızlarını ya da Herbig yıldızlarını saran yığılma disklerine ata diskler adı verilir çünkü gezegen sistemlerinin ataları olduğu düşünülür.

Burada sıvı elementin açısal hızını ve ise rotasyon merkezine uzaklığını temsil eder. Bir yığılma diskinde laminer bir akış olması bekleniyor. Bu açısal momentumun taşınması için bir hidrodinamik mekanizmanın varlığını önler.

Bir yandan, viskoz gerilmeleri maddenin ısınmasına ve yerçekimi enerjisini yaymak için merkeze doğru gitmesine neden olur. Öte yandan, viskozite kendisi için dişi dış kısımlarına açısal momentum taşımasını açıklamak için yeterli değildir. Türbülansın kökeni tam olarak anlaşılamamış olmasına rağmen, geliştirilmiş türbülans vizkozite mekanizmasının, açısal momentumu yeniden dağıtmasından sorumlu olduğu düşünülüyor. Geleneksel fenomenolojik yaklaşım, disk içindeki türbülans girdaplar nedeniyle vizkozitede etkili artışla tanımlanan ayarlanabilir bir parometreyi tanıttı.1991 yılında, manyetik dönme istikrarsızlığının (MRG) yeniden keşfi ile birlikte, S.A. Balbu ve J.F. Hawley zayıf bir manyetize disk kurdular. Bu disk ağır, kompakt merkezli nesnenin etrafına kurulduğu için son derece iktidarsız olmalıydı. Bu disk açısal momentumun yeniden dağıtılması için doğrudan bir mekanizma sağlar.

Shakura ve Sunyaev (1973) artırılmş bir viskozite kaynağı olarak gaz türbülansını önerir. Subsonik türbülans ve girdapların boyutu için bir üst limit olarak disk yüksekliğini varsayarsak, disk viskozitesi olarak tahmin edilebilir.Burada ses hızı, disk yüksekliği ve ise sıfır ve bir arasındaki serbest parametredir. Türbülans hareketi , burada gaz hareketine göreceli çalkantılı hücrelerin hızı ve büyük çalkantılı hücrelerin boyutudur, olarak tahmin edilir. Burada , where , Kepler yörünge açısal hızıdır. kütle ve cismin radyal mesafesidir.

Burada ve orta düzlem sıcaklık ve yoğunluktur. yığılma oranı ve ise bir güneş kütle birimi merkezinin biriktirdiği nesnesinin kütlesidir. diskteki bir noktanın çapıdır.

Shakura-Sunyaev α-Disc modeli termik ve dengesizdir. disk alternatif bir yöntemdir. Bu, viskozitenin gaz basıncına orantılı olduğunu varsaymaktadır . Standart Shakura-Sunyaev modelinde, viskozitenin toplam basınçta orantılı olduğuna dikkat ediniz.

Shakura-Sunyaev modeli, diskin yerel termal dengede olduğun ve verimli ısı yayabildiğini varsayar. Bu durumda disk, viskozu ısıtır, soğutur ve geometrik olarak ince hale getirir. Ancak, bu varsayım yıkılabilir. Radyatif verimsizlik durumunda disk, bir torus veya Advection Dominated Accretion Flow (ADAF) gibi diğer bazı üç boyutlu çözeltiler içinde kabarabilir. ADAF çözeltilerinde genellikle katma oranı, Eddington sınırından daha küçük yüzdeli olması gerekir. Başka bir aşırı Satürn'ün halkalarının durumda, yani diskin zayıf gaz olduğu durumda, açısal momentum taşıması, katı cisim çarpışmalar ve disk-moon yerçekimi etkileşimleri baskındır. Model yerçekimi merceklenmesini kullanarak yeni astrofizik ölçümleri ile anlaşılmıştır.

Balbus ve Hawley (1991) açısal momentum naklini üretmek için manyetik alan içeren bir mekanizma ileri sürdü. Bu mekanizmayı gösteren basit sistem zayıf eksensel manyetik alanın varoluşunda gaz bir disktir. İki radyal olarak komşu sıvı elementler kütlesiz bir iple bağlanan (manyetik gerilmede rol oynayan ip gerilimi) iki kütle noktası gibi davranacak. Kepler diskinde iç sıvı element yörüngede ipte gerilmeye neden olan dıştakindan hızlı dönüyor olabilecekti. Iç sıvı element sonra ip tarafından yavaşlatmaya ve onu alt yörüngesine hareket ettirtmek için açısal hızını paralel olarak azaltmaya zorlanır. Öne doğru çekiliyor olan dış sıvı element hızlandıracak, onun açısal momentumunu arttıracak ve daha geniş çaplı yörüngeye taşıyacak. İp gerilimi artacak çünkü iki sıvı element daha uzak noktaya taşır ve süreç uzar .

Çoğu Astrofiziksel diskler bu kriteri karşılamaz ve bu nedenle bu Manyetik dönme istikrarsızlığına eğilimlidir. Manyetik alan temsili astrofiziksel nesnelerde (istikrarsızlığın oluşması için gerekli) dinamo eylemi tarafından üretildiğine inanılır.

Yığılma diskler genellikle yıldızlararası ortamda mevcut dış manyetik alanlar tarafından geçirilmiş olduğu varsayılır. Bu alanlar (yaklaşık 1 mikro-Gauss), tipik olarak zayıf, ama yüksek elektrik iletkenliğinden dolayı onlar diskte maddeye demirlemiş olabilir ve içe doğru merkezi yıldıza doğru taşıdı. Bu süreç çok güçlü manyetik alana artış veren diskin merkezinin çevresindeki manyetik akıya yoğunlaşabilir. Yığılma disklerin rota ekseni boyunca güçlü astrofiziksel jetlerin oluşumu diskin içindeki bölgelerde büyük bir ölçek poloidik manyetik alan gerektirir.

Bu tür bir manyetik alan yıldızlar arası ortamından içeriye doğru advect edilmiş olabilir veya disk içinde, bir manyetik dinamo hareketi ile oluşturulabilir. Gauss en azından 100 sıra Manyetik alan güçleri manyeto-merkezkaç mekanizması güçlü jetleri fırlatmak için gerekli görünür. Bazı problemler var, diskin merkezi yıldızına doğru içeri doğru dış manyetik akı taşımada. Yüksek elektrik iletkenliği manyetik alanın yavaş hızlı merkezcil bir nesne üzerinde birleştirilen madde içinde dondurulmuş olduğunu belirtti. Fakat plazma mükemmel bir elektrik iletkeni değildir bu yüzden her zaman bazı dağılma dereceleri vardır. Manyetik alan maddenin yapışmasıyla içeri doğru taşınılabiliyor olma oranından daha hızlı uzağa yayar.

Bu süreci çalışmak için basit yol diskte manyetik yayılma gücünden daha geniş olan akışmazlıktır. Fakat sayısal simülasyonlar ve teorik modeller akışmazlık ve manyetik yayılma gücünün çoğu yapışma disklerde hemen hemen büyüklüğün aynı sıraya sahip olduğunu gösterir. Bazı diğer faktörler belki yatay iletim/yayılma oranını: diskle meridyen dolanımı; Shakura-Sunyaev akışmazlığında orta manyetik alanın etkisi; ve küçük ölçek MHD türbülans-büyük ölçek dinamo ile büyük ölçek alan dağılımı etkileyebilir.

Yapıştırma oranı sub-Eddington ve donukluk çok düşük olduğunda, ADAF oluşur. Yapıştırma disklerin bu türleri 1977 de Ichimaru tarafından tahmin edildi. Ichimaru'nun kağıdı büyük ölçüde göz ardı edilmesine rağmen, ADAF modelinin bazı elementleri Rees, Phinney, Begelman ve Blandford tarafından etkileyici 1982 iyon-tori kağıdı mevcuttu. Sadece Narayan ve Yi ve bağımsız bir şekilde Abramowicz, Chen, Kato, Lasota (ADAF'ın ismini türeten kişi) ve Regev tarafından 1990 ların ortalarında onların yeniden keşiflerinden sonra ADAF birçok yazar tarafından yoğun biçimde incelenmeye başladı. Adaf'ın astrofiziksel uygulamalarına en önemli katkıları Narayan ve onun işbirlikçileri tarafından yapılmıştır. ADAF radyasyonun aksine adveksiyon (maddede yakalanan ısı) ile soğutulur. Onlar ışımsal olarak çok yetersiz, geometrik olarak yayılmış, bir diskin aksine küreye benzer ve çok sıcak (virial sıcaklığa yakın). Düşük yeterlilikten dolayı, ADAF Shakura-Sunyaev disklerinden çok az aydınlıktır. EDAF güçlü Compton bileşeniyle sık sık termal olmayan radyasyonla bir güç yayar.

Bir yığılma diskinin tersi bir atılım diski merkezi nesneli bir diskten malzeme biriktirmek yerine malzeme merkezde disk üzerine dışarı doğru atılır. Atılım diskler yıldızlar birleştiğinde oluşur.