Відмінності між версіями «Акреційний диск»

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
[перевірена версія][перевірена версія]
(Не показані 2 проміжні версії цього користувача)
Рядок 8: Рядок 8:
   
 
Поняття акреційного диску застосовується для пояснення багатьох явищ фізики нестаціонарних зір.
 
Поняття акреційного диску застосовується для пояснення багатьох явищ фізики нестаціонарних зір.
  +
  +
== Нуклеосинтез в акреційних дисках ==
  +
При певних параметрах в акреційному диску можуть виникати умови для початку ядерних реакцій. В процеси навколо чорних дір залучено достатньо матерії та енергії, щоб розігріти акретуючу речовину до температур <math>10^{10
  +
}</math> К.
  +
  +
Щоб описати аккреційний диск аналітично - складають моделі з різними процесами в якості домінантних. Найбільш сприятливі умови для запуску ядерних реакцій наявні в моделі товстого диска (супер-едінгтонівського)<ref>{{Cite web|title=2000A&A...353.1029M Page 1029|url=http://adsabs.harvard.edu/full/2000A&A...353.1029M|website=adsabs.harvard.edu|accessdate=2019-12-04}}</ref>. Такі диски спостерігаються навколо чорних дір та в дуже компактних системах з бурхливим обміном маси та періодом обертання менше години - ультракомпактних бінарних системах (Ultra-compact (X-ray) binaries).
  +
  +
На зовнішньому краю диску речовина може мати такий же склад, що і міжгалактичне середовище, тобто в основному водень та гелій. Під час акреції на чорну діру, ці легші елементи можуть піддаватися реакції синтезу всередині диску. Навіть незважаючи на те, що енергетичний вихід реакцій ядерного синтезу може становити щонайменше декілька відсотків від решти маси, що утворюється в товстому диску, поблизу центру диска, гравітаційний викид енергії може становити до 42% (залежно від кутового моменту чорної діри), так що ядерна енергія, ймовірно, не буде вносити суттєвий вклад до загальної світності.
  +
  +
Оскільки очікується, що в складі речовини буде переважно водень(~ 75%) та гелій (~ 25%), найважливіші реакції будуть ті, що містять водень та гелій. Якщо центральна температура диска нижче ~ <math>10^{8}</math> К, водень буде перетворюватися в гелій через [[Протон-протонний ланцюжок|протон-протонний]] (pp) і [[Вуглецево-азотний цикл|CNO]] цикли. При більш високій температурі починає домінувати rp-процес. При ще більш високій температурі важчі елементи можуть стати нестабільними через фоторуйнування.
  +
  +
[[Нуклеосинтез]] сильно залежить від маси центрального компактного об'єкта, тому що всі наведені нижче реакції чутливі до температури і густини речовини.
  +
  +
=== PP-цикл в акреційних дисках ===
  +
Протони можуть бути перетворені в ядра гелію за допомогою трьох різних віток протон-протонного циклу. Якщо у реакції беруть участь лише протони, виконується гілка РРІ:
  +
  +
==== PPI ====
  +
  +
* <math>{}^1H + {}^1H \longrightarrow D + \beta^+ + \nu
  +
  +
</math>
  +
* <math>D + {}^1H \longrightarrow {}^3He + \gamma
  +
  +
</math>
  +
* <math>{}^3He + {}^3He \longrightarrow {}^4He + 2 {}^1H</math>
  +
  +
Тут основною реакцією перетворення гелію є третя, але коли в речовині присутній <math>{ }^4He
  +
</math>, то <math>{ }^7Be
  +
</math> утворюється через <math>{ }^3He + { }^4He \longrightarrow \gamma + { }^7Be
  +
</math>. В залежності від того, що далі відбувається з берилієм, виділяють ще дві гілки РР-циклу:
  +
  +
==== PPII ====
  +
  +
* <math>{}^3He + {}^4He \longrightarrow {}^7Be +\gamma
  +
</math>
  +
* <math>{}^7Be + \beta^{-} \longrightarrow {}^7Li + \nu
  +
</math>
  +
* <math>{}^7Li + {}^1H \longrightarrow {}^4He + {}^4He</math>
  +
  +
==== PPIII ====
  +
  +
* <math>{}^3He + {}^4He \longrightarrow {}^7Be + \gamma
  +
</math>
  +
* <math>{}^7Li + {}^1H \longrightarrow {}^8Be + \gamma
  +
</math>
  +
* <math>{}^8B \longrightarrow {}^8Be + \beta^{+} + \nu
  +
</math>
  +
* <math>{}^8Be \longrightarrow 2 {}^4He
  +
</math>
  +
  +
У зорях, де температура становить ~ <math>10^{7}
  +
</math> К, а масштаб часу життя ~ <math>10^{10}
  +
</math> років, цикли PP можуть бути ефективним способом спалювання водню. Однак це не відноситься до дисків. Якщо температура диска висока, CNO домінує над реакціями PP. Якщо температура низька ( ~ 0,03 · <math> 10^{9}
  +
</math> K), то незважаючи на те, що PP-цикл мав би домінувати, його внесок у "спалення" водню лишається незначним, оскільки час перебування водню в диску є значно меншим за часові масштаби його участі в реакціях.
  +
  +
=== CNO-цикл в акреційних дисках ===
  +
За участі в ядерних реакціях певної кількості вуглецю (який також може утворюватися за допомогою потрійної альфа-реакції, тобто <math>{}^{4}He (\alpha, \gamma) {}^{8}Be (\alpha, \gamma) {}^{12}C
  +
</math>), ядер азоту та кисню, перетворення водню в гелій відбувається ефективніше. CNO цикл працює наступним чином:
  +
  +
<math>{}^{12}C (p, \gamma) { }^{13}N (\beta^{+}, \nu) { }^{13}C (p, \gamma) { }^{14}N (p, \gamma) { }^{15}O (\beta^{+}, \nu) { }^{15}N (p, \alpha) { }^{12}C
  +
</math>
  +
  +
При цьому температура може бути 0,02 · <math>10^{9}
  +
</math> K. За таких умов CNO-цикл обмежений швидкістю захоплення протона атомами <math>{ }^{14}N
  +
</math>. Часова шкала спалювання водню за цим циклом порівнянна з часом перебування залучених у нього елементів в диску. Коли T ≥ 0,3 · <math>10^{9
  +
  +
}
  +
</math> K, захоплення протона для <math>{ }^{13}N
  +
</math> конкурує з розпадом позитрона, і цикл CNO перетворюється на цикл гарячого CNO. Основні реакції в цьому циклі HCNO. Завершальною реакцією в ньому є:
  +
  +
<math>{}^{12}C (p, \gamma) {}^{13}N (p, \gamma) {}^{14}O (\beta^{+}, \nu) {}^{14}N (p, \gamma) {}^{15}O (p, \nu) {}^{15}N (p, \alpha){}^{12}C
  +
</math>
  +
  +
Цикл HCNO діє в температурному діапазоні 0,3 · <math>10^{9
  +
  +
}
  +
</math> K > T > 0,5 · <math>10^{9
  +
  +
}
  +
</math> K.
  +
  +
Вищевказане значення враховує енергію, яку захоплюють два нейтрино, що викидаються під час розпадів позитрона <math>{}^{14}O
  +
</math> та <math>{}^{15}O
  +
</math>.
  +
  +
Коли початкова кількість <math>{}^{16}O
  +
</math> є значною, відбувається продукування <math>{ }^{14}N
  +
</math> наступним чином: <math>{}^{16}O (p, \gamma) {}^{17}F (\beta^{+}, \nu) {}^{17}O (p, \alpha) {}^{14}N
  +
</math>.
  +
  +
Цей процес триває, поки "спалення" <math>{}^{16
  +
}O
  +
</math> не врівноважується реакцією <math>{}^{15}N (p, \gamma) {}^{16}O
  +
</math>.
  +
  +
При більш високих температурах (T > 0,1 · <math>10^{9}
  +
</math> K) <math>{}^{17}O
  +
</math> може йти наступним шляхом: <math>{}^{17}O (p, \gamma) {}^{18}F (p, \alpha) {}^{15}O
  +
</math>.
  +
  +
При температурі вище T > 0,5 · <math>10^{9}
  +
</math> K реакція <math>{}^{14}O (\alpha, p){}^{17}F
  +
</math> починає конкурувати з розпадом позитрона. Шкала часу спалювання водню циклу HCNO обмежена періодом напіврозпаду <math>{}^{15}O
  +
</math>, який порівняний з часом перебування цього атома у акреційному диску. Тобто, цикли CNO і HCNO є важливими механізмами перетворення водню в гелій в дисках. Якщо температура не набагато вище 0,3 · <math>10^{9}
  +
</math> K, тоді не передбачається, що під час прискорення утворюються важчі елементи у великих кількостях.
  +
  +
Врешті-решт ланцюжки перетворень приводять до утворення неону та заліза:
  +
  +
<math>{}^{14}O (\alpha, p) {}^{17}F (p, \gamma) {}^{18}Ne (\beta^{+}, \nu) {}^{18}F (p, \alpha) {}^{15}O
  +
</math>
  +
  +
=== rp- та <math>\alpha
  +
</math>-процеси в акреційних дисках ===
  +
За температур, вищих за 0,5 · <math>10^{9}
  +
</math> K почнуть конкурувати між собою по ефективності CNO-цикл та альфа-захоплення <math>{}^{15}O
  +
</math>. Таким чином, отриманий захопленням електрона <math>{}^{19}Ne
  +
</math> захоплює протони, і внаслідок цього формуються більш важкі елементи. У збагаченому протонами середовищі акреційного диска, для заданого нейтронного числа ядра будуть продовжувати захоплювати протони до тих пір, поки не почне домінувати розпад позитрона. Це явище відоме як rp-процес і, ймовірно, є одним із основних ядерних процесів в гарячих акреційних дисках. Через низьку температуру всередині зорі під час спалювання водню протікання циклу CNO неможливе; через це важчі ядерні елементи не формуються на ранніх стадіях еволюції.
  +
  +
Потрійна α-реакція також важлива для температур T ≥ 0,1· <math>10^{9}
  +
</math> K. Вона надає паливо для "горіння" гідрогену та гелію через CNO-цикл та утворення більш важких елементів. У досить гарячих дисках гелій може бути утворений значною мірою саме через потрійну α-реакцію. Інші основні процеси, а саме спалювання вуглецю, неону та кисню, які є важливими для зір, також можуть відбуватися в дисках.
  +
  +
У збагаченому протонами середовищі rp-процес може переробляти елементи у важчі шляхом захоплення протонів та розпаду позитрона. Через 3α-реакції, "горіння" гелію може перейти в "альфа-процес". За наявності великої кількості гелію ці реакції виробляють важкі елементи, атомна маса яких кратна 4, наприклад:
  +
  +
<math>{}^{12}C (a, \gamma) {}^{16}0 (\alpha, \gamma) {}^{20}Ne (\alpha, \gamma) {}^{24}Mg (\alpha, \gamma) {}^{28}Si (\alpha, \gamma) {}^{32}S(\alpha, \gamma) {}^{36}Ar (\alpha,\gamma)
  +
</math> - і так далі аж до <math>{}^{56}Ni
  +
</math>.
  +
  +
Елементи, що перевищують <math> {}^{40}Ca
  +
</math>, є нестабільними та зазнають [[бета-розпад]]<nowiki/>у з утворенням [[Позитрон|позитрона]]. Таким чином <math>{}^{56}Ni
  +
</math>, нарешті, стає <math>{}^{56}Fe
  +
</math> через захоплення двох електронів.
  +
  +
=== Фоторозщеплення ===
  +
При ще більш високій температурі T ≈ 5-15 · <math>10^{9}
  +
</math> K важкі ядра будуть дисоціювати. Фотодисоціація <math>{}^{56}Ni
  +
</math> може бути представлена схематично як:
  +
  +
<math>{}^{56}Ni \longrightarrow 14\alpha
  +
</math>
  +
  +
Дисоціації <math>{}^{56}Fe
  +
</math> відповідатиме схема:
  +
  +
<math>{}^{56}Fe \longrightarrow 13\alpha + 4n
  +
</math>.
  +
  +
Оскільки залізо дисоціює на α-частинки, то вони, в свою чергу, дисоціюють на нейтрони та протони.
  +
  +
<math>{}^{4}He + \gamma \longrightarrow 2n + 2p
  +
</math>
  +
  +
Наразі незрозуміло, чи досягають у акреційних дисках такі високі температури. Однак якщо в'язкість речовини достатньо низька, такий розпад може мати відбуватися.
   
 
== Див. також ==
 
== Див. також ==
Рядок 31: Рядок 183:
 
== Джерела ==
 
== Джерела ==
 
* {{А-Е-С|стаття=Акреційний диск|сторінка=13-14|літера=a1}}
 
* {{А-Е-С|стаття=Акреційний диск|сторінка=13-14|літера=a1}}
  +
*[http://adsabs.harvard.edu/full/1987ApJ...313..674C Nucleosynthesis inside thick accretion disks around black holes. I - thermodynamic conditions and preliminary analysis. Chakrabarti, S. K., Jin, L., & Arnett, W. D. - Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 313, Feb. 15, 1987, p. 674-688]
  +
*[http://adsabs.harvard.edu/full/2000A%26A...353.1029M Nucleosynthesis in accretion flows around black holes. Mukhopadhyay, B. & Chakrabarti, S. K. - Astronomy and Astrophysics, v.353, p.1029-1043 (2000)]
   
 
[[Категорія:Гравітаційні явища]]
 
[[Категорія:Гравітаційні явища]]

Версія за 21:52, 4 грудня 2019

Акреційний диск, що утворюється у тісних подвійних системах.
Акреційний диск в уяві художника.

Акреці́йний диск — диск, що утворюється навколо зорі або чорної діри у результаті акреції, якщо падаюча речовина має момент обертання. Ситуація, що призводить до утворення акреційного диску, зокрема виникає у тісних подвійних системах.

Газ, що перетікає від однієї компоненти до іншої, має значний момент імпульсу, зумовлений орбітальним рухом. Тому фрагменти газу не можуть падати на зорю радіально. Натомість вони будуть рухатися навколо неї кеплерівськими орбітами. Внаслідок цього утворюється газовий диск, розподіл швидкостей у якому має відповідати законам Кеплера — шари, розташовані ближче до зорі, мають більші швидкості. Проте через тертя між шарами газу їх швидкості вирівнюються, внутрішні шари передають частину свого моменту імпульсу назовні. Таким чином вони втрачають швидкість і, під впливом гравітації, наближаються до зорі та знову прискорюються. Фактично, траєкторії окремих об'ємів газу мають вигляд спіралей, які повільно закручуються. Врешті-решт вони падають на поверхню зорі.

Радіальний зсув речовини в акреційному диску супроводжується вивільненням гравітаційної енергії, частина якої перетворюється на кінетичну енергію (прискорення руху газу із наближенням до зорі), а інша частина перетворюється на тепло та розігріває акреційний диск. Внаслідок цього акреційний диск починає випромінювати. Кінетична енергія газу під час зіткнення із поверхнею зорі трансформується на теплову і також випромінюється.

Поняття акреційного диску застосовується для пояснення багатьох явищ фізики нестаціонарних зір.

Нуклеосинтез в акреційних дисках

При певних параметрах в акреційному диску можуть виникати умови для початку ядерних реакцій. В процеси навколо чорних дір залучено достатньо матерії та енергії, щоб розігріти акретуючу речовину до температур К.

Щоб описати аккреційний диск аналітично - складають моделі з різними процесами в якості домінантних. Найбільш сприятливі умови для запуску ядерних реакцій наявні в моделі товстого диска (супер-едінгтонівського)[1]. Такі диски спостерігаються навколо чорних дір та в дуже компактних системах з бурхливим обміном маси та періодом обертання менше години - ультракомпактних бінарних системах (Ultra-compact (X-ray) binaries).

На зовнішньому краю диску речовина може мати такий же склад, що і міжгалактичне середовище, тобто в основному водень та гелій. Під час акреції на чорну діру, ці легші елементи можуть піддаватися реакції синтезу всередині диску. Навіть незважаючи на те, що енергетичний вихід реакцій ядерного синтезу може становити щонайменше декілька відсотків від решти маси, що утворюється в товстому диску, поблизу центру диска, гравітаційний викид енергії може становити до 42% (залежно від кутового моменту чорної діри), так що ядерна енергія, ймовірно, не буде вносити суттєвий вклад до загальної світності.

Оскільки очікується, що в складі речовини буде переважно водень(~ 75%) та гелій (~ 25%), найважливіші реакції будуть ті, що містять водень та гелій. Якщо центральна температура диска нижче ~ К, водень буде перетворюватися в гелій через протон-протонний (pp) і CNO цикли. При більш високій температурі починає домінувати rp-процес. При ще більш високій температурі важчі елементи можуть стати нестабільними через фоторуйнування.

Нуклеосинтез сильно залежить від маси центрального компактного об'єкта, тому що всі наведені нижче реакції чутливі до температури і густини речовини.

PP-цикл в акреційних дисках

Протони можуть бути перетворені в ядра гелію за допомогою трьох різних віток протон-протонного циклу. Якщо у реакції беруть участь лише протони, виконується гілка РРІ:

PPI

Тут основною реакцією перетворення гелію є третя, але коли в речовині присутній , то утворюється через . В залежності від того, що далі відбувається з берилієм, виділяють ще дві гілки РР-циклу:

PPII

PPIII

У зорях, де температура становить ~ К, а масштаб часу життя ~ років, цикли PP можуть бути ефективним способом спалювання водню. Однак це не відноситься до дисків. Якщо температура диска висока, CNO домінує над реакціями PP. Якщо температура низька ( ~ 0,03 · K), то незважаючи на те, що PP-цикл мав би домінувати, його внесок у "спалення" водню лишається незначним, оскільки час перебування водню в диску є значно меншим за часові масштаби його участі в реакціях.

CNO-цикл в акреційних дисках

За участі в ядерних реакціях певної кількості вуглецю (який також може утворюватися за допомогою потрійної альфа-реакції, тобто ), ядер азоту та кисню, перетворення водню в гелій відбувається ефективніше. CNO цикл працює наступним чином:

При цьому температура може бути 0,02 · K. За таких умов CNO-цикл обмежений швидкістю захоплення протона атомами . Часова шкала спалювання водню за цим циклом порівнянна з часом перебування залучених у нього елементів в диску. Коли T ≥ 0,3 · K, захоплення протона для конкурує з розпадом позитрона, і цикл CNO перетворюється на цикл гарячого CNO. Основні реакції в цьому циклі HCNO. Завершальною реакцією в ньому є:

Цикл HCNO діє в температурному діапазоні 0,3 · K > T > 0,5 · K.

Вищевказане значення враховує енергію, яку захоплюють два нейтрино, що викидаються під час розпадів позитрона та .

Коли початкова кількість є значною, відбувається продукування наступним чином: .

Цей процес триває, поки "спалення" не врівноважується реакцією .

При більш високих температурах (T > 0,1 · K) може йти наступним шляхом: .

При температурі вище T > 0,5 · K реакція починає конкурувати з розпадом позитрона. Шкала часу спалювання водню циклу HCNO обмежена періодом напіврозпаду , який порівняний з часом перебування цього атома у акреційному диску. Тобто, цикли CNO і HCNO є важливими механізмами перетворення водню в гелій в дисках. Якщо температура не набагато вище 0,3 · K, тоді не передбачається, що під час прискорення утворюються важчі елементи у великих кількостях.

Врешті-решт ланцюжки перетворень приводять до утворення неону та заліза:

rp- та -процеси в акреційних дисках

За температур, вищих за 0,5 · K почнуть конкурувати між собою по ефективності CNO-цикл та альфа-захоплення . Таким чином, отриманий захопленням електрона захоплює протони, і внаслідок цього формуються більш важкі елементи. У збагаченому протонами середовищі акреційного диска, для заданого нейтронного числа ядра будуть продовжувати захоплювати протони до тих пір, поки не почне домінувати розпад позитрона. Це явище відоме як rp-процес і, ймовірно, є одним із основних ядерних процесів в гарячих акреційних дисках. Через низьку температуру всередині зорі під час спалювання водню протікання циклу CNO неможливе; через це важчі ядерні елементи не формуються на ранніх стадіях еволюції.

Потрійна α-реакція також важлива для температур T ≥ 0,1· K. Вона надає паливо для "горіння" гідрогену та гелію через CNO-цикл та утворення більш важких елементів. У досить гарячих дисках гелій може бути утворений значною мірою саме через потрійну α-реакцію. Інші основні процеси, а саме спалювання вуглецю, неону та кисню, які є важливими для зір, також можуть відбуватися в дисках.

У збагаченому протонами середовищі rp-процес може переробляти елементи у важчі шляхом захоплення протонів та розпаду позитрона. Через 3α-реакції, "горіння" гелію може перейти в "альфа-процес". За наявності великої кількості гелію ці реакції виробляють важкі елементи, атомна маса яких кратна 4, наприклад:

- і так далі аж до .

Елементи, що перевищують , є нестабільними та зазнають бета-розпаду з утворенням позитрона. Таким чином , нарешті, стає через захоплення двох електронів.

Фоторозщеплення

При ще більш високій температурі T ≈ 5-15 · K важкі ядра будуть дисоціювати. Фотодисоціація може бути представлена схематично як:

Дисоціації відповідатиме схема:

.

Оскільки залізо дисоціює на α-частинки, то вони, в свою чергу, дисоціюють на нейтрони та протони.

Наразі незрозуміло, чи досягають у акреційних дисках такі високі температури. Однак якщо в'язкість речовини достатньо низька, такий розпад може мати відбуватися.

Див. також

animations of black hole accretion
This animation of supercomputer data takes you to the inner zone of the accretion disk of a stellar-mass black hole.
This video shows an artist’s impression of the dusty wind emanating from the black hole at the centre of galaxy NGC 3783.

Джерела

  1. 2000A&A...353.1029M Page 1029. adsabs.harvard.edu. Процитовано 2019-12-04.