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.^[1]^[2]

Belirtileri

Çözülememiş fizik problemi:

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.^[3] Yıldızların gelgit bozulmasıyla oluşan eliptik yığılma diskleri, galaktik çekirdeklerde ve kuasarlarda tipik olabilir.^[4] 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.

Yığılma diskine sahip bir yıldızın sanatsal tasviri

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.

Yığılma diski fiziği

1940’larda, modeller ilk temel fizik prensiplerinden elde edildi. Gözlemlere katılma amacıyla, bu modeller açısal momentumun yeniden dağıtılması için henüz bilinmeyen bir mekanizma çalıştırmak zorunda kaldı. Eğer madde içeri düşerse sadece yerçekimi enerjisini değil açısal momentumunu da kaybeder. Kütle merkezinin içine düşen açısal momentum, merkezden uzakta bir kitlenin açısal momentum kazancıyla telefi edilmelidir. Çünkü diskin toplam açısal momentumu korunur. Başka bir deyişle, o açısal momentum maddenin yapışmasını sağlamak için dışarı nakledilmelidir. Rayleigh kararlılık kriterlerine göre;

{\frac {\partial (R^{2}\Omega )}{\partial R}}>0,

Burada $\Omega$ sıvı elementin açısal hızını ve $R$ 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.

α-Disk Modeli

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 $\nu =\alpha c_{\rm {s}}H$ olarak tahmin edilebilir.Burada $c_{\rm {s}}$ ses hızı, $H$ disk yüksekliği ve $\alpha$ ise sıfır ve bir arasındaki serbest parametredir. Türbülans hareketi $\nu \approx v_{\rm {turb}}l_{\rm {turb}}$ , burada $v_{\rm {turb}}$ gaz hareketine göreceli çalkantılı hücrelerin hızı ve $l_{\rm {turb}}$ büyük çalkantılı hücrelerin boyutudur, $l_{\rm {turb}}\approx H=c_{\rm {s}}/\Omega$ olarak tahmin edilir. Burada $v_{\rm {turb}}\approx c_{\rm {s}}$ , where $\Omega =(GM)^{1/2}r^{-3/2}$ , Kepler yörünge açısal hızıdır. $M$ kütle ve $r$ cismin radyal mesafesidir. Hidrostatik bir denge denklemi kullanılarak, açısal momentum korunumu ile kombine eder ve disk ince olduğunu varsayarsak, disk yapısının denklemleri parametresi cinsinden çözülebilir. Gözlemlerin çoğu sadece zayıf $\alpha$ ’lara bağlıdır. Bu yüzden bu teori serbest parametre olsa bile göstergedir. Opasite için Kramers 'yasası kullanarak şu bulunmuştur:

H=1.7\times 10^{8}\alpha ^{-1/10}{\dot {M}}_{16}^{3/20}m_{1}^{-3/8}R_{10}^{9/8}f^{3/5}{\rm {cm}}

T_{c}=1.4\times 10^{4}\alpha ^{-1/5}{\dot {M}}_{16}^{3/10}m_{1}^{1/4}R_{10}^{-3/4}f^{6/5}{\rm {K}}

\rho =3.1\times 10^{-8}\alpha ^{-7/10}{\dot {M}}_{16}^{11/20}m_{1}^{5/8}R_{10}^{-15/8}f^{11/5}{\rm {g\ cm}}^{-3}

Burada $T_{c}$ ve $\rho$ orta düzlem sıcaklık ve yoğunluktur. ${\dot {M}}_{16}$ yığılma oranı ve $m_{1}$ ise bir güneş kütle birimi merkezinin biriktirdiği nesnesinin kütlesidir. $R_{10}$ diskteki bir noktanın çapıdır. Shakura-Sunyaev α-Disc modeli termik ve dengesizdir. $\beta$ disk alternatif bir yöntemdir. Bu, viskozitenin gaz basıncına orantılı olduğunu varsaymaktadır $\nu \propto \alpha p_{\mathrm {gas} }$ . Standart Shakura-Sunyaev modelinde, viskozitenin toplam basınçta orantılı olduğuna dikkat ediniz. $\nu \propto \alpha p_{\mathrm {gas} }$ çünkü $\nu =\alpha c_{\rm {s}}H=\alpha c_{s}^{2}/\Omega =\alpha p_{\mathrm {tot} }/(\rho \Omega )$ . 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.

Manyetikdönme istikrarsızlığı

HH-30, bir Herbig-Haro nesnesi bir yığılma disk ile çevrilir.

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:

${\frac {d\Omega ^{2}}{d\ln R}}>0.$

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 yığılma 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 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.

Kaynakça

^ Nowak, Michael A.; Wagoner, Robert V. (1991). "Diskoseismology: Probing accretion disks. I - Trapped adiabatic oscillations". Astrophysical Journal. Cilt 378. ss. 656-664. Bibcode:1991ApJ...378..656N. doi:10.1086/170465.
^ Wagoner, Robert V. (2008). "Relativistic and Newtonian diskoseismology". New Astronomy Reviews. 51 (10–12). ss. 828-834. Bibcode:2008NewAR..51..828W. doi:10.1016/j.newar.2008.03.012.
^ Lynden-Bell, D. (1969). "Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars". Nature. 280 (5207). ss. 690-694. Bibcode:1969Natur.223..690L. doi:10.1038/223690a0.
^ Gurzadyan, V. G.; Ozernoy, L. M. (1979). "Accretion on massive black holes in galactic nuclei". Nature. 280 (5719). ss. 214-215. Bibcode:1979Natur.280..214G. doi:10.1038/280214a0.

Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta Yığılma diski ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

The Spatial Structure of An Accretion Disk 26 Ocak 2022 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
A Powerful Local Shear Instability in Weakly Magnetized Disks. I. Linear Analysis 25 Mart 2022 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Die Rotation kosmischer Gasmassen
mpifr-bonn.mpg.de 2 Aralık 2020 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Accretion on massive black holes in galactic nuclei
Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars 10 Mart 2022 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

[Nowak-1] Nowak, Michael A.; Wagoner, Robert V. (1991). "Diskoseismology: Probing accretion disks. I - Trapped adiabatic oscillations". Astrophysical Journal. Cilt 378. ss. 656-664. Bibcode:1991ApJ...378..656N. doi:10.1086/170465.

[Wagoner-2] Wagoner, Robert V. (2008). "Relativistic and Newtonian diskoseismology". New Astronomy Reviews. 51 (10–12). ss. 828-834. Bibcode:2008NewAR..51..828W. doi:10.1016/j.newar.2008.03.012.

[Lynden-Bell-3] Lynden-Bell, D. (1969). "Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars". Nature. 280 (5207). ss. 690-694. Bibcode:1969Natur.223..690L. doi:10.1038/223690a0.

[Gurzadyan-4] Gurzadyan, V. G.; Ozernoy, L. M. (1979). "Accretion on massive black holes in galactic nuclei". Nature. 280 (5719). ss. 214-215. Bibcode:1979Natur.280..214G. doi:10.1038/280214a0.

[1]

[2]

[3]

[4]