|
[[Image:Accretion disk.jpg|thumb|Umělecká představa dvojhvězdy s černou dírou a hvězdou hlavní posloupnosti.]]
'''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 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 [[infračervenýinfračervené obor spektrazáření|infračerveném oboru spektra]]. Akreční disky okolo neutronových hvězd a černých děr září v [[rentgenovo záření|rentgenovém oboru spektra]].
Fyzika akrečních disků není stále zcela objasněna. Není jasné, proč u některých akreční disků pozorujeme zářící [[polární jet]]y vyvrhované podél jejich rotačních os.
== Fyzika akrečního disku ==
InVe thečtyřicátých 1940s,letech models20. werestoletí firstbyly derivedze fromzákladních basicfyzikálních physicalprincipů principlespřipraveny první modely.<ref name="W1948">{{Citation | last=Weizsäcker | first=C. F. | year=1948 | title=Die Rotation Kosmischer Gasmassen | periodical=Z. Naturforsch. | volume=3a | issue= | pages=524–539 | url=
}}</ref> Aby souhlasily s pozorováními musely předpokládat v té době ještě neznámé mechanismy přenosu [[moment hybnost|momentu hybnosti]]. Hmota padající ke středu systému musí ztrácet nejen [[potenciální energie|potenciální energii]], ale také moment hybnosti. Protože celkový moment hybnosti disku se zachovává, ztráta momentu hybnosti hmoty padající ke středu musí být kompenzována přírůstkem momentu hybnosti hmoty daleko od středu. Jinými slovy moment hybnosti musí být přenesen směrem ven, aby hmota mohla padat k centrálnímu objektu. Podle Rayleighova kritéria stability
}}</ref> In order to agree with observations, those models had to invoke a yet unknown mechanism for angular momentum redistribution. If matter is to fall inwards it must lose not only gravitational energy but also lose [[angular momentum]]. Since the total angular momentum of the disc is conserved, the angular momentum loss of the mass falling into the center has to be compensated by an angular momentum gain of the mass far from the center. In other words, angular momentum should be ''transported'' outwards for matter to accrete. According to the Rayleigh stability criterion,
:<math>\frac{\partial(R^2\Omega)}{\partial R}>0,</math>
kde <math>\Omega</math> je [[úhlová rychlost]] elementu tekutiny a <math>R</math> je její vzdálenost ke středu otáčení, proudí hmota v akrečním disku [[laminární proudění|laminárně]]. To vylučuje existenci [[hydrodynamika|hydrodynamického]] mechanismu přenosu momentu hybnosti.
where <math>\Omega</math> represents the angular velocity of a fluid element and <math>R</math> its distance to the rotation center,
an accretion disc is expected to be a [[laminar flow]]. This prevents the existence of a [[Fluid dynamics|hydrodynamic]] mechanism for angular momentum transport.
OnBylo one handzřejmé, itže wasviskózní clearnapětí thatmůže viscouszpůsobovat stresseszahřívání wouldpadající eventuallyhmoty causea thevyzařovat mattertak towardsčást thejejí centerpotenciální togravitační heat up and radiate away some of its gravitational energyenergie. OnNa thedruhou otherstranu hand,sama viscosityviskozita itselfnemohla wasvysvětlit notpřenos enoughmomentu tohybnosti explaindo thevnitřních transportčástí ofdisku. angularPředpokládalo momentumse, tože thetento exteriorpřenos partszprostředkovává ofvizkozita the disc.zvýšená [[Turbulenceturbulence]]-enhanced [[viscosity]] was the mechanism thought to be responsible for such angular-momentum redistributionmi, althoughačkoli thepůvodu originturbulencí ofse thetaké turbulence itself was not wellpříliš understoodnerozumělo. TheBěžný conventionalfenomenologický phenomenologicalpřístup approachzavádí introducesnastavitelný an adjustable parameterparametr <math>\alpha</math> describingpopisující theefektivní effectivezvýšení increase of viscosity due toviskozity, turbulentkteré eddiespřinášejí withinvíry theuvnitř discdisku.<ref name="SS1973">{{Citation | last1=Shakura | first1=N. I. | last2=Sunyaev | first2=R. A. | year=1973 | title=Black Holes in Binary Systems. Observational Appearance | periodical=Astronomy and Astrophysics | volume=24 | issue= | pages=337–355 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973A&A....24..337S
}}</ref><ref name="LBP1974">{{Citation | last1=Lynden-Bell | first1=D. | last2=Pringle | first2=J. E.| year=1974 | title=The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables | periodical=Mon. Not. R. Astr. Soc. | volume=168 | issue= | pages=603–637 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974MNRAS.168..603L
}}</ref> In 1991, with the rediscovery of the magnetorotational instability (MRI), S. A. Balbus and J. F. Hawley establishedv thatroce a1991 weaklyukázali, magnetizedže discve accretingslabě aroundzmagnetovaných aakrečních heavy,discích compactokolo centralmasivních objectkompatních wouldobjektů bedochází highlyk unstable,silným providingnestabilitám, akteré directmohou mechanismpřenos formoment angular-momentumhybnosti redistributionvysvětlit.<ref name="BH1991">{{Citation
| last1=Balbus | first1=Steven A. | last2=Hawley | first2=John F. | year=1991 | title=A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I - Linear analysis | periodical=Astrophysical Journal | volume=376 | issue= | pages=214–233 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJ...376..214B
| doi=10.1086/170270
| 