Toplanma diski

Toplanma diski büyük bir merkez vücut etrafındaki yörüngesel harekete yayılmış madde tarafından oluşturulmuş bir yapıdır. Merkez vücut genel olarak bir yıldızdır. Yerçekimi disk içerisindeki madenin dönerek merkez vücudun içerisine doğru hareket etmesine neden olur. Yer çekimi ve sürtünme kuvveti sıkıştırır ve elektromanyetik radyasyonun yayılmasına neden olan maddenin sıcaklığını yükseltir. Bu radyasyonun frekans aralığı merkez nesnenin kütlesine bağlıdır. Genç yıldızların yığılma diskleri kızılötesi içinde yayılır. Bunlar spektrumun X-ışını bölümündeki nötron yıldızları ve kara delikler etrafındadır. Toplanma disklerindeki salınım odlarının çalışması diskoseismoloji olarak adlandırılır.

Belirtileri

Toplanma diskleri astrofizikte sıkça görülen bir olgudur. Aktif galaktik çekirdekler, bütün ata gezegen diskleri ve gama ışın patlamaları toplanma 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 toplanma diskleri galaksilerin merkezindeki kara delikler olduğuna inanılan aktif galaktik çekirdeklerinin ve kuasarların toplanma 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 toplanma diski ortaya çıkar. T.Tavri yıldızlarını ya da Herbig yıldızlarını saran toplanma disklerine ata diskler adı verilir çünkü gezegen sistemlerinin ataları olduğu düşünülür.

Manyetikdönme istikrarsızlığı

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 .
Bu tür bir yay benzeri bir gerilim mevcudiyetinde Rayleigh kararlılık kriteri ile değiştirilir:
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.

Manyetik Alanlar ve Jetler

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.

Alt-Eddington toplanma disklerinin Analitik modelleri (ince diskler, ADAFs)

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.

Atılım diski

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