Un disco del aumento del (o el disco del aumento del ) es una estructura formada por el material difuso en el movimiento orbital alrededor de un organismo central. El organismo central es típicamente una estrella joven, un Protostar, un enano blanco, una estrella de neutrón, o un calabozo . Las inestabilidades dentro del disco redistribuyen el ímpetu angular, haciendo el material en el disco torcer en espiral hacia adentro hacia el organismo central. La energía gravitacional lanzada en ese proceso se transforma en calor y se emite en la superficie de disco bajo la forma de radiación electromágnetica. La gama de frecuencia de esa radiación depende del objeto central. Los discos del aumento de estrellas y de protostars jovenes irradian en el infrarrojo, ésos alrededor de las estrellas de neutrón y calabozos en la pieza de la radiografía del espectro.

La física del disco del aumento

En los años 40 los modelos primero fueron derivados de principios físicos básicos. Para convenir con observaciones esos modelos tuvieron que invocar con todo el mecanismo desconocido para la redistribución del ímpetu angular. Si la materia es caer hacia adentro debe perder no sólo energía gravitacional pero también perder el ímpetu angular . Puesto que el ímpetu angular total del disco se conserva, la pérdida del ímpetu angular de la masa que cae en el centro tiene que ser compensada por un aumento del ímpetu angular de la masa lejos del centro. Es decir el ímpetu angular debe ser transportado hacia fuera para que la materia acreciente. Según el criterio de estabilidad de Rayleigh, $\backslash \; frac\; \{\backslash \; parcial\; del\; (R^2\; \backslash \; Omega)\}\{\backslash \; R\; parcial\}\; >0,$ donde el $\backslash \; Omega$ representa la velocidad angular de un elemento y de un $R$ flúidos su distancia al centro de la rotación, se espera que un disco del aumento sea un flujo laminar . Esto previene la existencia de un mecanismo hidrodinámico para el transporte del ímpetu angular.

Por un lado, estaba claro que las tensiones viscosas harían eventual la materia calentar para arriba e irradiar la parte ausente de la energía gravitacional. Por una parte la viscosidad sí mismo no era bastante para explicar el transporte del ímpetu angular a las partes exteriores del disco. La viscosidad realzada de la turbulencia era el mecanismo probablemente responsable de tal redistribución del angular-ímpetu, aunque el origen de la turbulencia sí mismo no estuviera bien entendido. El acercamiento fenomenológico convencional introduce un $\backslash \; alpha$ del parámetro ajustable que describe el aumento eficaz de la viscosidad debido a los remolinos turbulentos dentro del disco. En 1991, con el redescubrimiento de la inestabilidad del magnetorotational (MRI), el S. Hawley establecieron que un disco débil magnetizado que acrecienta alrededor de un pesado, objeto central del acuerdo sería alto inestable, proporcionando un mecanismo directo para la redistribución del angular-ímpetu.

modelo del $\backslash \; alpha$-Disc

Shakura y Sunyaev (1973)

Puede ser demostrado que en presencia de una tensión tan spring-like el criterio de estabilidad de Rayleigh es substituido por el $\backslash \; el\; frac\; \{\backslash \; parcial\; \backslash \; Omega^2\}\; del\; \{\backslash \; R\; parcial\}\; >0$. La mayoría de los discos astrofísicos no cumplen este criterio y son por lo tanto propensos esta inestabilidad del magnetorotational. Los campos magnéticos presentes en los objetos astrofísicos (requeridos para que la inestabilidad ocurra) se creen para ser generados vía la acción del dínamo .

Modelos analíticos de los discos secundarios-Eddington del aumento (discos, adafs finos)

Cuando la tarifa del aumento es secundaria-Eddington y la opacidad muy arriba, se forma el disco fino estándar del aumento. Es geométrico fino en la dirección vertical (tiene a disco-como forma), y se hace de un gas relativamente frío, con una presión de radiación insignificante. El gas va abajo en los espirales muy apretados, casi asemejándose a la circular, casi libera las órbitas (de Keplerian). Los discos finos son relativamente luminosos y tienen espectros electromágneticos termales, es decir no mucho diferente de el de una suma de cuerpos negros. El enfriamiento radiativo es muy eficiente en discos finos. El trabajo de la obra clásica 1974 por Shakura y Sunyaev en discos finos del aumento es uno de los papeles lo más a menudo posible cotizados de la astrofísica moderna. Los discos finos han sido resueltos independiente por Lynden-Campana, Pringle y Rees. Pringle contribuyó en los últimos treinta años muchos resultados de la llave a la teoría del disco del aumento, y escribió la revisión de la obra clásica 1981 que era durante muchos años la fuente de información principal sobre discos del aumento, y sigue siendo muy útil hoy.

Cuando la tarifa del aumento es secundaria-Eddington y la opacidad muy bajo, se forma un adaf. Este tipo de disco del aumento prophesied en 1977 por Ichimaru en un papel que casi fue no hecho caso por todos por veinte años. (Algunos elementos del modelo del adaf estaban presentes en el papel influyente de 1982 ion-toros por Rees, Phinney, Begelman y Blandford, sin embargo.)

Adafs comenzó a ser estudiado intenso por muchos autores solamente después de su redescubrimiento en el mediados de 1990 por Narayan y Yi, e independiente por Abramowicz, Chen, Kato, Lasota (quién acuñó el adaf conocido), y Regev. La mayoría de las contribuciones importantes a los usos astrofísicos de adafs han sido hechas por Narayan y sus colaboradores. Adafs es refrescado por la advección (calor capturado en materia) algo que por la radiación. Son muy radiatively ineficaces, geométrico extendido, similar en forma a una esfera (o a un " corona") algo que un disco, y muy caliente (cerca de la temperatura virial). Debido a su bajo rendimiento, los adafs son mucho menos luminosos que el Shakura-Sunyaev enrarece discos. Adafs emite una energía-ley, radiación non-thermal, a menudo con un componente fuerte de Compton.

Modelos analíticos de los discos estupendos-Eddington del aumento (discos delgados, buñuelos polacos)

La teoría del aumento alto estupendo-Eddington del calabozo, M>>M_Edd, fue desarrollada en los años 80 por Abramowicz, Jaroszynski, Paczynski, Sikora y otros en términos de " Doughnuts" polaco; (el nombre fue acuñado por Rees). Los buñuelos polacos son viscosidad baja, óptico gruesa, discos apoyados del aumento de la presión de radiación refrescados por la advección. Son radiatively muy ineficaces. Los buñuelos polacos se asemejan en forma a un toro gordo (un buñuelo) con dos embudos estrechos a lo largo del eje de rotación. Los embudos coliman la radiación en vigas con luminosidades alto estupendas-Eddington.

Los discos delgados (el nombre acuñado por Kolakowska) tienen solamente tarifas moderado estupendas-Eddington del aumento, M≥M_Edd, algo disco-como formas, y espectros casi termales. Son refrescados por la advección, y son radiatively ineficaces. Fueron introducidos por Abramowicz, Lasota, Czerny y Szuszkiewicz en 1988.

Manifestaciones

Los discos del aumento son un fenómeno ubicuo en astrofísica; Los núcleos galácticos activos, los discos de Protoplanetary y el rayo gama estalla que todos implican discos del aumento. Estos discos dan lugar muy a menudo a los jets que vienen de la vecindad del objeto central. Los jets son un modo eficaz para que el sistema del estrella-disco vierta ímpetu angular sin perder demasiado Massachusetts.

Los discos más espectaculares del aumento encontrados en naturaleza son los de los núcleos galácticos activos y de los cuasares, que se creen para ser calabozos masivos en el centro de galaxias. Mientras que la materia tuerce en espiral en un calabozo, el gradiente gravitacional intenso da lugar al calentamiento por fricción intenso; el disco del aumento de un calabozo es bastante caliente emitir las radiografías apenas fuera del horizonte de acontecimiento . La luminosidad grande de cuasares es creída para ser un resultado del gas que es acrecentado por los calabozos supermassive. Este proceso puede convertir el cerca de 10 por ciento de la masa de un objeto en energía con respecto al alrededor 0.5 por ciento para los procesos de la fusión nuclear .

En sistemas binarios cercanos el componente primario más masivo se desarrolla más rápidamente y se ha convertido en ya un enano blanco, una estrella de neutrón, o un calabozo, cuando el compañero menos masivo alcanza el estado gigante y se excede el lóbulo de Roche. Un flujo del gas entonces se convierte de la estrella de compañero al primario. La conservación del ímpetu angular previene un flujo recto a partir de una estrella a la otra y un disco del aumento forma en lugar de otro.

Los discos del aumento que rodean las estrellas T Tauri o las estrellas de Herbig se llaman los discos de Protoplanetary porque son probablemente los progenitores de sistemas planetarios. El gas acrecentado en este caso viene de la nube molecular fuera de la cual la estrella ha formado algo que una estrella de compañero.

Ver también

Aumento (ciencia)
Disco de Protoplanetary
Nebulosa solar
Teoría del dínamo
Anillo planetario

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Zenithic

Electronic journalism

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