Akreční disk: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
obr. s větším vlastním diskem |
m Robot: přidáno {{Autoritní data}}; kosmetické úpravy |
||
Řádek 1:
[[
'''Akreční disk''' je [[disk]]ová struktura vytvořená z rozptýleného materiálu obíhajícího okolo centrálního tělesa. Tím je obvykle mladá hvězda, [[protohvězda]], [[bílý trpaslík]], [[neutronová hvězda]] nebo [[černá díra]]. [[Gravitace]] nutí materiál v disku padat po [[spirála|spirále]] ke středu. Gravitační síly materiál stlačují a způsobují tak vyzařování [[elektromagnetické záření|elektromagnetického záření]]. Frekvence tohoto záření závisí na centrálním objektu. Akreční disky mladých hvězd a protohvězd září v [[infračervené záření|infračerveném oboru spektra]]. Akreční disky okolo neutronových hvězd a černých děr září v [[rentgenovo záření|rentgenovém oboru spektra]].
Řádek 24:
Pomocí rovnice [[hydrostatická rovnováha|hydrostatické rovnováhy]] a [[zákon zachování momentu hybnosti|zákona zachování momentu hybnosti]] a za předpokladu, že disk je tenký, lze strukturu disku popsat jako závislost na parametru <math>\alpha</math>. Protože podle pozorování mnoho disků na tomto parametru závisí jen velmi slabě, poskytuje teorie předpovědi, i když obsahuje volný parametr.
Použitím [[Kramersův zákon opacity|Kramersova zákona opacity]] lze odvodit, že
:<math>H=1.7\times 10^8\alpha^{-1/10}\dot{M}^{3/20}_{16} m_1^{-3/8} R^{9/8}_{10}f^{3/5} {\rm cm}</math>,
:<math>T_c=1.4\times 10^4 \alpha^{-1/5}\dot{M}^{3/10}_{16} m_1^{1/4} R^{-3/4}_{10}f^{6/5}{\rm K}</math>,
:<math>\rho=3.1\times 10^{-8}\alpha^{-7/10}\dot{M}^{11/20}_{16} m_1^{5/8} R^{-15/8}_{10}f^{11/5}{\rm g\ cm}^{-3}</math>,
kde <math>T_c</math> a <math>\rho</math> jsou teplota a hustota ve středové rovině disku,
<math>\dot{M}_{16}</math> je rychlost akrece v jednotkách <math>10^{16}{\rm g\ s}^{-1}</math>,
<math>m_1</math> je hmotnost centrálního objektu v jednotkách hmotností Slunce <math> M_\bigodot</math>,
<math>R_{10}</math> je vzdálenost bodu disku od středu rotace v jednotkách <math>10^{10}{\rm cm}</math> a
<math>f=\left[1-\left(\frac{R_\star}{R}\right)^{1/2} \right]^{1/4}</math>, kde <math>R_\star</math> je vzdálenost od středu rotace, kde již nedochází k přesunům momentu hybnosti směrem dovnitř.
Řádek 54:
:<math> \frac{\partial\Omega^2}{\partial R}>0.</math>
Většina astrofyzikálních disků tuto podmínku nesplňuje, takže podléhají magnetorotační nestabilitě. Předpokládá se, že magnetická pole přítomná v astrofyzikálních objektech jsou generována [[magnetohydrodynamické dynamo|magnetohydrodynamickým dynamem]].<ref name="RH2004">
{{Citace monografie
| příjmení1=Rüdiger
| jméno1=Günther
Řádek 67:
== Analytické modely podeddingtonovských akrečních disků (tenké disky, ADAFy) ==
Eddingtonova rychlost akrece je takový tok hmoty <math>\dot M_{Edd}</math>směrem k centrálnímu tělesu, který splňuje
:<math>\dot M_{Edd} = L_{Edd}/\epsilon c^2</math>,
kde <math>L_{Edd}</math> je [[Eddingtonova mez]] a <math>\epsilon</math> je účinnost, s jakou se gravitační energie této hmoty mění na záření.
Řádek 121:
* [http://www.scholarpedia.org/article/Accretion_Discs Accretion Discs on Scholarpedia]
* [http://www.newscientistspace.com/article.ns?id=mg19025574.600&feedId=online-news_rss20 Magnetic fields snare black holes' food] – New Scientist
{{Autoritní data}}
[[Kategorie:Dvojhvězdy]]
| |||