Akreční disk: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
+související |
m fixlink |
||
Řádek 72:
kde <math>L_{Edd}</math> je [[Eddingtonova mez]] a <math>\epsilon</math> je účinnost, s jakou se gravitační energie této hmoty mění na záření.
Když je rychlost akrece menší než Eddingtonova a disk je hustý, vytvoří se standardní, geometricky tenký akreční disk. Je tvořen poměrně chladným plynem. Tlakové účinky záření v něm jsou zanedbatelné. Plyn padá k centru po velmi těsných spirálách, připomínající keplerovské oběžné dráhy. Tenké disky jsou relativně hodně svítivé a jejich spektrum je podobné spektru [[
Práce Šakury a Sjunjajeva o tenkých akrečních discích je jednou z nejcitovanějších prací moderní astrofyziky. Teorie tenkých disků byla dále rozvíjena [[Donald Lynden-Bell|Lyndenem-Bellem]], [[James E. Pringle|Pringlem]] a [[Martin Rees|Martinem Reesem]]. Zejména Pringle v posledních třiceti letech přispěl k teorii akrečních disků mnoha klíčovými poznatky. Napsal také v roce 1981 shrnující knihu, které bylo po mnoho let hlavním zdrojem informací o akrečních discích.
| |||