что такое аккреционный диск
Аккреционный диск
Аккреционный диск — диск, образующийся вокруг звезды в результате аккреции, если падающее вещество имеет момент вращения. Ситуация, приводящая к образованию аккреционного диска, в частности, возникает в тесных двойных системах.
Содержание
Механизм образования
Газ, перетекающий от одной компоненты системы к другой, имеет значительный момент вращения, обусловленный орбитальным движением. Поэтому частицы газа не могут падать на звезду радиально. Вместо этого они движутся вокруг неё по кеплеровским орбитам. Вследствие этого образуется газовый диск, распределение скоростей в котором должно соответствовать законам Кеплера: слои, расположенные ближе к звезде, будут иметь бо́льшие скорости. Однако из-за трения между слоями газа их скорости выравниваются, и внутренние слои передают часть своего момента импульса наружу. Вследствие этого внутренние слои приближаются к звезде и, в конце концов, падают на её поверхность. Фактически, траектории отдельных частиц газа имеют вид спиралей, которые медленно закручиваются.
Радиальное смещение вещества в аккреционном диске сопровождается высвобождением гравитационной энергии, часть которой превращается в кинетическую энергию (ускорение движения газа при приближении к звезде), а другая часть превращается в тепло и разогревает вещество диска. Поэтому аккреционный диск излучает. Кинетическая энергия газа при столкновении с поверхностью звезды также трансформируется в тепловую энергию и излучается.
Понятие аккреционного диска применяется для объяснения многих явлений физики нестационарных звёзд.
См. также
Источник
Литература
Полезное
Смотреть что такое «Аккреционный диск» в других словарях:
АККРЕЦИОННЫЙ ДИСК — дифференциально вращающийся диск, формирующийся вокруг космического тела в процессе аккреции вещества с большим (относительно этого тела) моментом количества движения. Из за трения между соседними слоями вещество аккреционного диска постепенно… … Большой Энциклопедический словарь
аккреционный диск — дифференциально вращающийся диск, формирующийся вокруг космического тела в процессе аккреции вещества с большим (относительно этого тела) моментом количества движения. Из за трения между соседними слоями вещество аккреционного диска постепенно… … Энциклопедический словарь
АККРЕЦИОННЫЙ ДИСК — дифференциально вращающийся диск, формирующийся вокруг космич. тела в процессе аккреции в ва с большим (относительно этого тела) моментом количества движения. Из за трения между соседними слоями в во А. д. постепенно оседает на притягивающее тело … Естествознание. Энциклопедический словарь
Аккреционный диск — газовый диск, вращающийся вокруг звезды или черной дыры в тесной двойной системе или вокруг массивного центрального объекта в ядре галактики. Образуется при падении (аккреции) вещества соседней звезды или межзвездного газа галактики на этот… … Астрономический словарь
Протопланетный диск — или проплид (англ. proplyd, protoplanetary disk) вращающийся околозвёздный диск (англ.)русск. плотного газа вокруг молодой, недавно сформированной звезды, протозвезды, звёзды типа T Тельца или звёзды Хербига (Ae/Be), из… … Википедия
Пылевой диск — Протопланетный диск или проплид (англ. proplyd, protoplanetary disk) вращающийся диск плотного газа вокруг молодой, недавно сформированной протозвезды, из которого впоследствии образуются планеты. Протопланетный диск в Туманности Ориона.… … Википедия
АККРЕЦИЯ — (от лат. accretio приращение, увеличение), падение в ва на косм. тело (напр., звезду) из окружающего пр ва. Особенно значительна роль А. для таких тесных двойных звёзд, где одна звезда (красный гигант) интенсивно отдаёт в во другой звезде (белому … Физическая энциклопедия
Аккреция — (лат. accrētiō «приращение, увеличение» от accrēscere «прирастать») процесс падения вещества на космическое тело из окружающего пространства. Радиоисточник G359.23 0.82 (Мышь): Пульсар PSR J1747 2958, движущийся со скоростью… … Википедия
Активные ядра галактик — Активные ядра галактик ядра галактик, наблюдаемые процессы в которых нельзя объяснить свойствами находящихся в них звезд и газово пылевых комплексов. Активная гигантская эллиптическая галактика M87. Из центра галактики вырывается … Википедия
Промежуточный поляр — Схема промежуточного поляра. Потоки вещества (mass transfer stream) от звезды компаньона (secondary) создают аккреционный диск (accretion disk) вокруг намагниченного белого карлика (magnetic white dwarf). Но поскольку вещество может выпадать… … Википедия
Аккреционный диск
Аккреционным диском является газовый диск, который образуется вокруг компактных звездных остатков (белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр). Этот диск состоит либо из вещества, которое захвачено с поверхности соседних звезд, является остатками разорванных звезд или представляет собой межзвездную среду. Исследование аккреционных дисков позволяет изучить вещество в экстремальных состояниях. К примеру, с температурой в миллионы или даже триллионы Кельвинов. Хотя аккреционный диск характерен для звездных остатков, он обладает большим количеством сходств с обычным протопланетным диском молодых звезд.
Лекция известного астрофизика и популяризатора науки, доктора физико-математических наук Сергея Борисовича Попова об аккреции
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
Механика дисковой аккреции
Механика уменьшения орбитального расстояния от центра диска с дальнейшим падением вещества диска на центральный объект, вызвана потерями энергии во время трения различных слоев газа друг об друга. Механизм движения вещества в аккреционном диске был впервые постулирован лордом Рэлеем в начале 20 века, а механизм движения с ускорением был обнародован Джефри Тейлором в середине 20 века.
Схема уникальной системы OJ287 пары сверхмассивных черных дыр
В случае большой массы акреционного диска относительно центрального объекта часто происходит образование полярных джетов – струй вещества, выбрасываемых перпендикулярно оси вращения центрального объекта диска. Во многих случаях вещество в подобных струях движется с околосветовыми скоростями. В связи с этим часто подобные джеты называются релятивистскими. Высказываются соображения, что образование подобных джетов связано со сверхмощными магнитными полями.
Схематичное изображение полярных джетов
Если подобный полярный джет аккреционного диска сверхмассивной черной дыры (квазара) направлен к земному наблюдателю, то подобный объект называют блазаром. Блазары обладают большой переменностью. Недавно один из блазаров стал источником обнаруженного нейтринного излучения. Подобное излучение было обнаружено с помощью обсерватории IceCube в Антарктиде, и является первым случаем регистрации нейтринного излучения от внегалактического объекта, за исключением сверхновой 1987 года, вспыхнувшей в соседней галактике Большое Магелланово облако. В тоже время “нейтринный” блазар, находится в тысячи раз дальше близких галактик.
Энерговыделение в диске
Разогрев аккреционного диска связан с тем, что вещество в нём движется по законам Кеплера. Если вещество на более высоких орбитах движется с более низкими орбитальными скоростями, то вещество на более низких орбитах движется с более высокими орбитальными скоростями. В результате соприкосновения вещества, движущегося с разными орбитальными скоростями, происходит его разогрев.
Спектр излучения диска
Вещество в аккреционных дисках нагрето до миллионов, миллиардов или даже триллионов градусов Кельвина. В связи с этим, максимум даже теплового излучения аккреционных дисков часто приходится на рентгеновский и гамма-диапазон электромагнитного спектра. Кроме того, для аккреционных дисков характерно нетепловое излучение, которое вызвано ускорением элементарных частиц в сверхсильных магнитных полях нейтронных звезд и белых карликов. Для подобного нетеплового излучения максимум часто приходится на радиодиапазон. В дополнение, аккреционные диски часто являются источником космических лучей сверхвысоких энергий.
Внутренняя граница и светимость диска
Внутренней границей диска называется граница диска, где разделяются стабильные и нестабильные орбиты вещества в диске. Абсолютная светимость аккреционных дисков различается в широких пределах: от минимальной, которая значительно меньше даже светимости тусклых белых карликов до максимальной, значительно превышающей свет всех звезд в своей галактике. В последнем случае речь идет об объектах, которые называются сверхновые первого типа и квазары.
Пограничный слой
Пограничным слоем аккреционного диска условно называется узкая область диска, в котором вещество совершает меньше одного орбитального оборота перед падением на центральный объект диска.
Неустойчивости и переменность излучения
Неустойчивости аккреционных дисков связаны с накоплением вещества на поверхности центрального объекта диска (к примеру, белого карлика или нейтронной звезды). В случае черной дыры неустойчивость часто вызвана увеличивающимся процессом возмущений плотности.
Диски вокруг сверхмассивных чёрных дыр
Исторически аккреционные диски вокруг сверхмассивных черных дыр (СЧД) были открыты одними из первых. Это связано с тем, что они представляют собой одни из ярчайших радиоисточников на небе. Когда в 50х годах 20 века английские астрономы составили первые каталоги ярчайших радиоисточников, они обнаружили, что многие из них связаны либо с галактиками аномальной формы либо с загадочными звездами. Последующие исследования показали, что первый класс источников связан со сталкивающимися или взаимодействующими галактиками. Вероятно, столкновения галактик приводит к тому, что большое количество звезд и межзвездного газа (пыли) попадает в окрестности СЧД. Подобный процесс активизирует быстрый рост СЧД и большую светимость их аккреционных дисков.
Материалы по теме
Загадочные черные дыры
Примерами подобных объектов являются радиогалактики Дева А и Лебедь А. Хотя второй класс объектов был первоначально ассоциирован с обычными звездами, последующие исследования показали, что это далеко не так. Спектроскопия “радиозвезд” показала, что такие объекты обладают крайне необычными спектрами, первоначально не удавалось идентифицировать ни одну из спектральных линий. Лишь спустя некоторое время теоретики догадались, что необычный спектр подобных радиозвезд вызван их огромным красным смещением. Следовательно, такие объекты удалены от земного наблюдателя на огромные расстояния – многие миллиарды световых лет. Стало очевидно, что радиозвезды представляют собой ультраяркие галактики с необъяснимо высокой светимостью. Подобные радиозвезды получили название квазары или квазиозвездные объекты. Самым известным из них является квазар 3С273, видимая яркость которого в оптическом диапазоне достигает 13 звездной величины. Долгое время в объяснение физической природы квазаров соперничали две точки зрения: очень массивные молодые галактики с большим темпом звездообразования и аккреционные диски СЧД. Накопление фотометрической информации показало, что квазары обладают большой переменностью в оптическом диапазоне на интервале из нескольких дней или месяцев. По причине конечной скорости света подобная переменность означала, что размер источника огромной светимости квазаров заключен в пределах лишь нескольких парсек. Окончательно версия СЧД в центрах галактик как источника излучения квазаров стала преобладать после того, как снимки космического телескопа “Хаббл” показали, что часто окрестности квазаров представляют собой спиральные рукава.
Пример гигантской системы двойной сверхмассивной черной дыры OJ287
Масса СЧД заключена в пределах от нескольких миллионов масс Солнца до нескольких триллионов масс Солнца. Промежуточным типом массивных черных дыр между СЧД и обычными черными дырами звездных масс являются черные дыры, которые формируются в центрах шаровых скоплений. В настоящее время российская астрономия выходит на лидирующие позиции в изучении и каталогизации СЧД. В ближайшее время ожидается запуск космической обсерватории “Спектр-РГ”, которая проведет многолетний обзор всего неба в рентгеновском диапазоне. Ожидается, что эта обсерватория проведет перепись почти всех СЧД во Вселенной – их число близко к нескольким миллионам. Для сравнения немецкая космическая обсерватория “Росат” в 90-х годах 20 века зарегистрировала рентгеновское излучение примерно у нескольких десятков тысяч СЧД. Кроме того, большой вклад в изучение квазаров внесла космическая обсерватория “Спектр-Р”, которая работает в радиодиапазоне. По её наблюдениям эффективная температура аккреционных дисков квазаров составляет 10-40 триллионов Кельвинов. К сожалению, этой радиоастрономической обсерватории с рекордно большой базой не удалось провести наблюдения аккреционного диска СЧД в центре нашей галактики. Помешало фоновое излучение густых облаков, состоящих из межзвездных облаков газа и пыли. В связи с этим изучение объекта будет осуществляться с помощью будущей космической обсерватории “Миллиметрон”. Похожие наблюдения в настоящее время пытаются проводить с помощью проекта Event Horizon Telescope.
Подробная лекция о проекте “Спектр-Р”
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.
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.
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.
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Бывают ли плоские звёзды
И все же в космосе есть великое множество объектов, которые вполне соответствуют столь экстравагантному титулу. Их научное название — аккреционные диски. Звезды, подобно людям, предпочитают объединяться в пары — так называемые бинарные системы. Это столь частое явление, что классик американской астрономии Цецилия Пейн-Гапочкин, которая первой доказала, что вещество Вселенной в основном состоит из водорода, как-то пошутила, что три из двух выбранных наудачу звезд входят в состав какой-нибудь бинарной системы.
Сбежать к соседу
Для определенности сначала остановимся на бинарных системах, состоящих из нормальных (то есть сжигающих водород) звезд главной последовательности, обращающихся вокруг единого центра инерции. Каков типичный механизм переноса вещества внутри достаточно тесной звездной пары? Как правило, обе звезды порождены одним и тем же молекулярным облаком и потому имеют одинаковый состав, но различные начальные массы. Более тяжелая звезда первой сжигает запасы водорода, теряет стабильность, многократно увеличивается в размере и превращается в красный гигант. При этом она может не только заполнить свою полость Роша, но и выйти за ее пределы. В таком случае центр звезды уже не сможет удержать своим тяготением вещество раздувшейся оболочки, и звезда начнет терять вещество. Значительная часть этого газа пройдет сквозь горловину на стыке полостей Роша и попадет в гравитационный плен к звезде-компаньонке. Из-за исхудания звезды-донора ее полость Роша будет стягиваться, из-за чего скорость утечки вещества со временем увеличится. Даже когда сравняются массы звезд, утечка только замедлится, но не прекратится вовсе.
Перенос вещества знаменует начало сложной эволюции звездной пары. Вторая (менее массивная) звезда захватывает материю соседки и увеличивает свой угловой момент. Чтобы сохранить суммарный момент бинарной системы, звезды сближаются. Позже, когда первая звезда становится легче компаньонки, они начинают расходиться — опять же в силу сохранения общего углового момента. Однако если вторая звезда успеет выйти за границы своей полости Роша, она тоже окажется обречена на потерю плазмы.
Эти превращения чреваты различными исходами, и астрономы пока не умеют их точно моделировать. Однако не подлежит сомнению, что часть выброшенной материи выходит на орбиты, целиком окружающие звездную пару. Чаще всего эта материя образует плоское вращающееся кольцо, которое называется диском экскреции (от лат. excretio — «выделение»). В особых обстоятельствах звездная пара может даже утонуть в шарообразном газовом облаке, порожденном ушедшей в пространство плазмой. Вто же время каждая звезда имеет шансы обзавестись своим собственным колечком поменьше и поплотнее — аккреционным диском (accretio, «прирост»). Возможны и более экзотические сценарии (такие как столкновение и слияние звезд или же съедение соседки более крупной звездой), но в такие дебри мы не станем даже заглядывать.
Центрами аккреции могут оказаться и одиночные космические объекты. Любое тело, окруженное газовой или газопылевой средой, притягивает ее частицы, и они могут либо на его поверхность, либо формировать аккреционный диск (что с успехом делают молодые звезды, недавно сформировавшиеся из газопылевых облаков). Однако все же наиболее интересные феномены наблюдаются в аккреционных дисках, возникших в тесных бинарных системах.
Полости Роша
Каждая звезда окружена областью пространства, где господствует ее собственное притяжение, а не гравитация соседки. Размер этой зоны, естественно, зависит от массы звезды. Если такие области пересечь плоскостью, в которой движутся оба светила, получится нечто вроде восьмерки — две вытянутые в линию петельки с единственной общей точкой на отрезке, соединяющем звездные центры (для большей наглядности придется остановить время, ведь эта фигура вращается). В этой точке каждая из звезд тянет в свою сторону с одинаковой силой, и суммарный вектор гравитации оказывается равным нулю. Ее называют первой точкой Лагранжа, хотя вообще-то двумя десятками лет ранее ее выявил Леонард Эйлер.
Пространственные пузыри, о которых идет речь, математически описал Эдуард Рош, французский астроном и математик XIX века, и в его честь их именуют полостями Роша. Космические частицы внутри полости Роша могут вращаться лишь вокруг той звезды, которую эта полость охватывает. Эта же теория утверждает, что вещество может перетекать между звездами сквозь горловину, соединяющую полости, то есть через окрестности первой точки Лагранжа. Материя, которая находится вне полостей, может стабильно обращаться вокруг звездной пары в целом, но ее траектории не ограничиваются путями, охватывающими одну-единственную звезду.
Вся сила в трении
Природа, как известно, сложнее всякой теории. Потерянная звездой-донором материя может мигрировать не только сквозь узкое сопло на стыке полостей Роша, но и более сложным путем, однако в любом случае не покидает орбитальной плоскости бинарной системы. Аккреционные диски возникают тем легче, чем меньше расстояние между космическими компаньонами и геометрический размер тела, к которому движутся плазменные потоки. Это легко понять — члены пары вращаются друг вокруг друга, и у частиц больше шансов не упасть на малую цель, а выйти на охватывающую ее орбиту. Поэтому аккреция на белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры- самый эффективный механизм дискообразования. Дело это не быстрое, годовая скорость транспорта вещества от звезды-донора не превышает миллиардной доли солнечной массы. Сначала «принимающее» тело обзаводится свитой в виде узкого кольца, а диск формируется позднее.
Частицы внутри него имеют разные скорости, которые, в соответствии с третьим законом Кеплера, возрастают по мере приближения к центральному телу (именно поэтому Меркурий обращается вокруг Солнца быстрее, нежели Земля). В результате в веществе диска возникает внутреннее трение, которое гасит кинетическую энергию частиц и заставляет их двигаться по спиральным траекториям. Некоторые частицы в конце концов падают на поверхность притягивающего объекта, будь то атмосфера обычной звезды, твердая корка звезды нейтронной или горизонт событий черной дыры. Так что диск непрерывно теряет вещество, но в то же время непрерывно получает новое от звезды-донора.
Это же трение нагревает вещество диска и превращает его в источник электромагнитного излучения. Диск становится светящимся объектом — фигурально говоря, плоской звездой. В максимуме температура внутренней зоны диска может составлять десятки миллионов градусов. Этого достаточно для генерации рентгеновских квантов, что и происходит в дисках вокруг нейтронных звезд и черных дыр звездной массы. Центральная зона такого диска светит ультрафиолетом, а внешняя, чья температура обычно не превышает температуры солнечной поверхности, испускает лучи видимого спектра. Как правило, диски вокруг белых карликов не нагреваются более чем до 20 000 градусов иих спектр не простирается дальше ультрафиолетовой зоны. Самые холодные аккреционные диски, окружающие протозвезды и молодые звезды, способны генерировать лишь инфракрасное излучение. Таким образом, по ширине спектра излучения плоские звезды не уступают обычным.
Идея фрикционного (обусловленного трением) нагрева диска выглядит простой и естественной, однако это всего лишь видимость. Подобный нагрев нельзя объяснить простым столкновением газовых молекул — в этом случае температуры внутри диска будут много ниже наблюдаемых в действительности. Пока его механизмы понятны лишь в общих чертах, но, как говорится, дьявол скрывается в деталях. Одна из весьма популярных ныне теорий объясняет генерацию тепла возникновением магнитно-ротационной нестабильности — турбулентных вихревых потоков, связанных магнитными полями. Так ли это, еще предстоит выяснить.
Живой и светится
Аккреционные диски не перестают удивлять астрономов. Профессор Техасского университета Крейг Уилер как-то отметил, что они живут своей собственной жизнью. Аккреционный диск способен изменять светимость, причем в весьма широких пределах. Это не универсальное правило — некоторые диски стабильно излучают электромагнитную энергию, а некоторые вспыхивают лишь время от времени. Как раз такое поведение характерно для дисков, окружающих компактные объекты — белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры.
Наиболее типичная (но отнюдь не единственная) причина таких вспышек состоит в том, что интенсивность фрикционного нагрева диска в значительной мере зависит от его температуры. При нагреве не выше нескольких тысяч градусов вещество диска прозрачно для инфракрасного излучения и быстро теряет тепло. В этих условиях трение довольно слабое, частицы диска не особенно тормозятся и в большинстве остаются на стабильных орбитах, не стягивающихся к центру аккреции.
Однако температура диска определяется также его плотностью, которая связана с темпом поступления вещества от звезды-донора. Если она подпитывает диск достаточно щедро, плотность его вещества растет, диск постепенно теряет прозрачность и все лучше удерживает тепло. Поскольку он при этом нагревается, прозрачность еще сильнее уменьшается, и это опять же подхлестывает рост температуры. Вещество становится очень горячим, начинает ярко светиться, излучая все больше и больше коротковолновых фотонов. Диск вспыхивает, подобно переменной звезде, быстро увеличивая блеск до разрешенного природой максимума.
А затем опять вмешивается трение. Оно становится настолько большим, что тормозит молекулы во внешней части аккреционного диска. Они теряют скорость и мигрируют к центру диска, вследствие чего периферийная зона становится более разреженной и посему прозрачной для радиации. Процесс поворачивается в обратную сторону — диск теряет тепло с внешнего края, охлаждается, делается прозрачней и, соответственно, охлаждается еще сильнее. В конце концов температура всего диска снижается настолько, что он опять превращается в источник одного лишь инфракрасного излучения. Поскольку аккреция со звезды-донора не прекращается, диск начинает греться — и цикл повторяется заново.
Естественно, что такие циклы различны для разных дисков — все зависит от конкретных условий. Продолжительность холодной стадии может изменяться в широких пределах — от недель до десятков лет. В этой фазе диск практически невидим, разве что уж очень настойчиво приглядываться к нему с помощью инфракрасной аппаратуры. Длительность горячей фазы и, соответственно, высокой яркости диска в среднем в десять раз короче. Поэтому втесной двойной системе типичный аккреционный диск в каком-то смысле ведет себя подобно электрическому конденсатору, который долго копит энергию и потом быстро разряжается. Интересно, что даже если звезда-донор поставляет вещество с постоянной скоростью, диск все равно периодически мигает и гаснет. Как и сердце красавицы, он склонен если не к измене, то к перемене.
Диски и катаклизмы
Для иллюстрации богатых возможностей аккреционных дисков рассмотрим обширный класс космических объектов, объединенных общим названием «катаклизмические переменные». Это тесные бинарные системы, состоящие из звезды главной последовательности (обычно из самых легких, но порой и красного гиганта) и белого карлика. Они проявляют себя весьма нестабильным излучением (отсюда и название), которое внемалой степени обусловлено наличием аккреционного диска.
Аккреционный диск совсем не обязан быть плоским. Последние теоретические исследования показали, что на стадии охлаждения плотность вещества в центре диска может упасть столь сильно, что частицы почти перестают замечать друг друга. Интенсивность электромагнитного излучения резко снижается, тепло перестает отводиться, и диск, несмотря на сильную разреженность, быстро нагревается. Давление в его центре увеличивается настолько, что образуется почти сферический пузырь, заполненный сверхгорячей плазмой. Температура этой плазмы может превысить предел, за которым возникают электронно-позитронные пары, и распухшая внутренняя зона диска становится источником антиматерии. Теоретики полагают, что подобные процессы обычно имеют место в окрестностях черных дыр, в частности, сверхмассивных. Большая часть тепловой энергии непосредственно поглощается самой дырой, остаток же излучается в виде жесткого рентгена и гамма-квантов.
Практически все катаклизмические переменные испускают свет и тепло не только из срединных и центральных зон аккреционных дисков, но и из области на стыке горловины полости Роша и внешнего края диска. Ее называют горячим пятном — и есть за что. Газовые частицы, приходящие от звезды-донора, на этом участке сталкиваются с материей аккреционного диска и сильно ее нагревают. Светимость горячего пятна может превосходить светимость внутренних зон диска, хотя размер его значительно меньше.
Известно несколько разновидностей катаклизмических переменных. К одной из них относятся классические новые звезды (или просто новые). В этих системах вещество аккреционного диска в изобилии падает на поверхность белого карлика со скоростью около тысячи километров в секунду. Более 90% этого вещества состоит из водорода и поэтому может служить топливом для термоядерных реакций. Для их запуска надо, чтобы водород разогрелся до критической температуры порядка 10 млн градусов. Поскольку эти реакции интенсивно выделяют энергию, на поверхности белого карлика возникают ударные волны, которые буквально взрывают его внешний слой и выбрасывают сверхгорячую плазму в окружающее пространство. В это время светимость системы возрастает на 3−6 порядков. По завершении вспышки белый карлик принимается копить на поверхности новый запас водорода — горючее для очередного взрыва. Согласно теории, классические новые могут загораться с интервалом в 10000 лет, но до сих пор этого еще не наблюдали (что и неудивительно — история астрономии значительно короче).
Другой вид катаклизмических переменных — повторные новые. Они увеличивают яркость гораздо скромнее, максимум в тысячу раз, зато вспыхивают каждые 10−100 лет. Механизм таких вспышек пока точно не известен. Есть еще карликовые новые, светимость которых возрастает лишь десятикратно в течение недель или месяцев. Не исключено, что это обусловлено фрикционным перегревом аккреционного диска, однако такое объяснение не вполне общепринято.
Окольцевать черную дыру
Самые большие аккреционные диски имеются у сверхмассивных черных дыр в центрах галактик. Основным источником материи для таких дисков служат горячие молодые звезды, чье излучение активно выбрасывает в пространство плазму с внешних оболочек (это явление называют звездным ветром). Как рассказал «ПМ» профессор астрономии Мичиганского университета Джон Миллер, эти диски нагреваются примерно до таких же температур, что и диски вокруг белых карликов, и поэтому в основном генерируют ультрафиолетовое излучение. Это может показаться странным, поскольку вес самих дыр составляет миллионы и миллиарды солнечных масс. Однако дело в следующем: поверхность подобного диска столь обширна, что быстро излучает тепло — по той же причине чай в блюдечке стынет много быстрее, нежели в чашке.
«За последние годы достигнут значительный прогресс в изучении потоков частиц в аккреционных дисках, окружающих черные дыры различного калибра, — говорит профессор Миллер. — Внутренние края таких дисков могут настолько приблизиться к границе черной дыры, что попадут в области, где уже работает общая теория относительности. Спектральный анализ исходящего оттуда излучения обещает немало интересного. Аккреционный диск может служить своеобразным индикатором вращения черной дыры. Теория утверждает, что внутренний край диска должен подойти к горизонту событий вращающейся дыры ближе, чем к горизонту дыры той же массы с нулевым угловым моментом. Уже есть приборы, способные обнаружить этот эффект и тем самым выявить вращение черной дыры. Вполне возможно, в ближайшем будущем это удастся».