Akreční disk: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
alfa disk model |
Magnetorotační nestabilita |
||
Řádek 10:
Ve čtyřicátých letech 20. století byly ze základních fyzikálních principů připraveny 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 hybnosti|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
:<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.
Řádek 21:
}}</ref>
===
V roce 1973 [[Nikolai Shakura|Shakura]] a [[Rashid Sunyaev|Sunyaev]] navrhli, že by za zvýšenou viskozitou plynu v disku mohly stát turbulence.
:<math>\nu=\alpha c_{\rm s}H</math>,
kde <math>\alpha</math> je volný parametr mezi nulou (neprobíhá akrece) a zhruba jednou, <math>c_{\rm s}</math> je rychlost zvuku v disku a <math>H</math> je tloušťka disku.
Řádek 41:
Teorie selhává, jakmile je tlak plynu zanedbatelný. Například když v disku vzroste [[tlak záření]], ten se nafoukne do třídemenzionálního útvaru, v němž rovnice už nelze uplatnit. Jiným extémem je případ [[Saturnovy prstence|prstenců Saturnu]], ve kterých je moment hybnosti přenášen díky kolizím pevných těles a gravitačními interakcemi mezi diskem a [[Měsíc (satelit)|měsíci]]. Model souhlasí s astrofyzikálními pozorováními.<ref>{{Citation | last=Poindexter et al. | year=2008 | title=The Spatial Structure of An Accretion Disk | periodical=The Astrophysical Journal, | volume=673 | issue= | pages=34 | url=http://arxiv.org/abs/0707.0003 }}</ref><ref>{{Citation | last=Eigenbrod et al. | year=2008 | title=Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk | periodical= Astronomy & Astrophysics, | volume=490 | issue= | pages=933 | url=http://arxiv.org/abs/0810.0011 }}</ref><ref>{{Citation | last=Mosquera et al. | year=2009 | title=Detection of chromatic microlensing in Q 2237+0305 A | periodical=The Astrophysical Journal, | volume=691 | issue= | pages=1292 | url=http://arxiv.org/abs/0810.1626 }}</ref><ref>{{Citation | last1=Floyd et al. | year=2009 | title=The accretion disc in the quasar SDSS J0924+0219 | periodical= arXiv:0905.2651v1 [astro-ph.HE] | url=http://arXiv.org/abs/0905.2651}}</ref>
===
V roce 1991 [[Steven Balbus|Balbus]] a [[John Hawley|Hawley]] navrhli mechanismus přenosu momentu hybnosti zahrnující [[magnetické pole|magnetická pole]]. Princip se dá snadno vysvětlit na modelu plynového disku ve slabém axiálním magnetickém poli. Dva radiálně sousedící elementy disku se chovají jako dva [[hmotný bod|hmotné body]] spojené nehmotnou [[pružina|pružinou]]. [[Napětí]] takové pružiny odpovídá [[magnetické pnutí|magnetickému pnutí]]. V Keplerovském disku by vnitřní element obíhal rychleji než vnější, což by pružinu natahovalo. Vnitřní element je tedy pružinou nucen zpomalit, čímž se zmenšuje jeho moment hybnosti a zmenšuje se poloměr jeho oběžné dráhy. Vnější element je naopak nucen zrychlit, čímž se jeho moment hybnosti zvyšuje a zvětšuje se poloměr jeho oběžné dráhy. Když se oba elementy od sebe vzdálí, napětí pružiny se zvýší a proces běží dál.<ref name=""B2003>{{Citation
| last=Balbus
| first=Steven A.
Řádek 57 ⟶ 55:
}}</ref>
Lze ukázat, že v přítomnosti takového pnutí je Rayleighova podmínka stability nahrazena výrazem
:<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">
{{ Citation
| last1=Rüdiger
Řádek 70 ⟶ 68:
| year=2004
| isbn=3-527-40409-0}}</ref>
Navzdory obecné přitažlivosti této myšlenky nebylo zatím přesvědčivě prokázáno, že tento mechanismus v podmínkách odpovídajících diskům opravdu působí.
== Analytic models of sub-Eddington accretion discs (thin discs, ADAFs) ==
| |||