Akreční disk: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m koncovky, upřesnění, čárka značka: editace z Vizuálního editoru |
Robot: Opravuji 1 zdrojů and označuji 0 zdrojů jako nefunkční #IABot (v2.0beta15) |
||
Řádek 79:
Když je rychlost akrece menší než Eddingtonova, ale disk je řídký, plyn v něm není schopen dostatečně rychle odvádět energii zářením. Disk nezůstane tenký, ale vytvoří se takzvaný ADAF (z [[angličtina|anglického]] {{cizojazyčně|en|Advection Dominated Accretion Flow}} — akreční tok, kterému dominuje [[advekce]]). ADAFy jsou ochlazovány advekcí, tedy přesunem teplé hmoty. Nejsou již tenké, ale velmi nafouklé. Jsou radiačně velmi neúčinné, naprostá většina gravitační energie plynu se během akrece nevyzáří. Díky tomu také mají mnohem menší svítivost než tenké disky. Jsou také velmi horké, téměř všechna jejich gravitační energie se mění na teplo. Spektrum záření ADAFů není tepelné, neodpovídá záření absolutně černému tělesu. Často má silnou [[Comptonovo záření|comptonovskou]] složku.
Předpokládá se, že více než 90 % [[obří černá díra|obřích černých děr]] má akreční disk typu ADAF.<ref name="narayanADAWJ1">
ADAFy poprvé předpověděl [[Setsuo Ichimaru|Ichimaru]] v roce [[1977]]. Jeho práce zapadla, a tak ADAFy byly znovu objeveny v polovině 90. let 20. století [[Ramesh Narayan|Narayanem]] a [[Insu Yi|Yim]]. V této době také ADAFy získaly své jméno. Nejvíce do teorie ADAFů přispěl Narayan se svými spolupracovníky.
| |||