Akreční disk: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m fixlink |
|||
Řádek 74:
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 [[absolutně černé těleso|absolutně černého tělesa]]. Disk se chladí velmi účinně vyzařováním.
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,
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.
| |||