Yığılma diski
Belirtileri

:
Yığılma diski jetleri: Aktif gökadaların çekirdekleri gibi bazı nesneleri çevreleyen diskler, neden kutup eksenleri boyunca jetler yayarlar? Astronomlar bu jetleri, oluşan bir yıldızın açısal momentumunu kaybetmesinden, evrenin yeniden iyonlaşmasına (aktif gökada çekirdeklerinde) kadar her şeyi açıklamak için kullanırlar, fakat kökenleri hala tam olarak anlaşılamamıştır.
(Diğer çözülememiş fizik problemleri)
Yığılma diskleri astrofizikte sıklıkla karşılaşılan bir olgudur. Aktif gökada çekirdekleri, ön gezegen diskleri ve gama ışını patlamaları gibi birçok olay yığılma disklerini içerir. Bu diskler genellikle merkezdeki cismin yakınından çıkan astrofiziksel jetlere yol açar. Jetler, yıldız-disk sisteminin çok fazla kütle kaybetmeden açısal momentumunu kaybetmesi için etkili bir yoldur.
En belirgin yığılma diskleri, gökadaların merkezinde bulunan devasa kara delikler olduğu düşünülen aktif gökada çekirdeklerinin ve kuasarların yığılma diskleridir. Madde yığılma diskine girerken, içeriye doğru bir sarmal çizen ve tendeks çizgisi adı verilen bir yörüngeyi takip eder. Bunun nedeni, parçacıkların türbülanslı bir akışta birbirine sürtünmesi ve çarpmasıdır. Bu da sürtünme ısısına yol açarak enerjiyi yayar, parçacıkların açısal momentumunu azaltır ve içeriye doğru sürüklenmesine neden olur, böylece içe doğru bir sarmalı tetikler. Açısal momentum kaybı hızda bir azalma olarak ortaya çıkar ve daha düşük bir hızda, parçacık daha alt bir yörüngeye geçmek zorunda kalır. Parçacık bu alt yörüngeye düştüğünde, kütleçekimsel potansiyel enerjisinin bir kısmı artan hıza dönüştürülür ve parçacık hız kazanır. Böylece, parçacık artık eskisinden daha hızlı hareket etmesine rağmen enerjisini ve açısal momentumunu kaybetmiştir. Bir parçacık giderek daha yakın bir yörüngede döndükçe hızı artar ve hız arttıkça, parçacığın potansiyel enerjisinin (kara deliğe göre) daha fazlası yayılır ve sürtünme ısısı artar. Bir kara deliğin yığılma diski, olay ufkunun hemen dışında X-ışınları yayacak kadar sıcaktır. Kuasarların yüksek aydınlatma gücünün, süper kütleli kara delikler tarafından yutulan gazın bir sonucu olduğuna inanılmaktadır. Yıldızların gelgit bozulmasıyla oluşan eliptik yığılma diskleri, galaktik çekirdeklerde ve kuasarlarda tipik olabilir. Yığılma süreci, bir cismin kütlesinin yaklaşık %10 ila %40'ının enerjiye dönüştürülmesini sağlayabilir ve bu oran nükleer füzyon süreçlerinde yaklaşık %0,7'dir. Yakın ikili sistemlerde, daha büyük kütleli birincil bileşen daha hızlı evrimleşir ve daha az kütleli yoldaş bileşen dev durumuna ulaşıp Roche lobunu aştığında, zaten bir beyaz cüce, bir nötron yıldızı veya bir kara delik haline gelmiştir. Daha sonra yoldaş yıldızdan birincil yıldıza doğru bir gaz akışı gelişir. Açısal momentumun korunumu, bir yıldızdan diğerine doğrudan bir akışı engelleyerek yığılma diskinin oluşmasına yol açar.
T Tauri yıldızlarını veya Herbig yıldızlarını çevreleyen yığılma disklerine, gezegen sistemlerinin öncülleri olduğu düşünüldüğünden ön gezegen diskleri denir. Bu durumda biriken gaz, yoldaş yıldızdan ziyade yıldızın oluştuğu moleküler buluttan gelir.
kara delik yığılmasının animasyonu
Süper bilgisayar verilerinden oluşan bu animasyon, izleyiciyi yıldız kütleli bir kara deliğin yığılma diskinin iç bölgesine götürüyor.
Bu video, NGC 3783 gökadasının merkezindeki kara delikten yayılan tozlu rüzgarın sanatsal bir tasvirini gösteriyor.