Аккреция вопреки

Аккреция — падение вещества на гравитационный центр — распространенное явление в космосе, которое уже обсуждалось в наших задачах. Ранее был найден максимальный темп падения вещества в центр с учетом давления излучения (см. Критическая аккреция), а также было показано, что во многих случаях вещество должно падать в виде очень тонкого аккреционного диска (см. Дисковая аккреция).

Об аккреции известно давно, но первые теории дисковой аккреции стали появляться только в начале 70-х годов ХХ века. Однако самый важный и, возможно, главный вопрос оставался открытым вплоть до середины 90-х. Вопрос такой: а по какой причине, собственно, происходит аккреция?

Чтобы понять в чем проблема и почему этот вопрос возникает, давайте посмотрим на простейшую модель — тонкий кеплеровский диск. Его масса ничтожно мала по сравнению с массой центрального объекта, поэтому каждый кусочек вещества будет вращаться по соответствующей кеплеровской орбите (отсюда название диска). Центробежная сила (или центростремительное ускорение) компенсируется притяжением центрального объекта (рис. 1).

Рис. 1. Орбиты в кеплеровском диске

Рис. 1. Орбиты вещества в кеплеровском диске. Центростремительное ускорение уравновешивается гравитационным притяжением. При этом дальние части диска вращаются медленнее ближних

Для кусочка вещества массой m это равенство сил записывается в виде:

\[ F_G=ma \Leftrightarrow \frac{GMm}{r^2}=m\frac{v^2}{r}. \]

Таким образом, кеплеровская скорость вещества в диске на расстоянии r от центра равна

\[ v=\sqrt{\frac{GM}{r}}. \]

Это попросту первая космическая скорость. Дальние части диска движутся медленнее ближних: на рис. 1 видно, что r1 < r2 < r3, но v1 > v2 > v3.

Рассмотрим другую величину — момент импульса относительно центра, который записывается как L = mvr, так как скорость v перпендикулярна радиус-вектору. Для простоты будем рассматривать производную величину — момент импульса на единицу массы: l = L/m = vr. В случае кеплеровского диска получим, что она равна \( l= \sqrt{GMr}\), то есть момент импульса у более далеких частей диска больше чем у ближних (рис. 2, слева).

Рис. 2. Моменты импульса и скорости на разных расстояниях в кеплеровском диске

Рис. 2. Слева: моменты импульса и скорости на разных расстояниях в кеплеровском диске. Справа: два кусочка вещества на разных орбитах поменялись местами (к примеру, из-за турбулентности) с сохранением моментов импульса; вернутся ли они обратно на старые орбиты или продолжат отдаляться?

Диски вокруг черных дыр в двойных системах, которые обсуждались в задаче Дисковая аккреция, простираются от нескольких единиц до 105 радиусов Шварцшильда. При этом момент импульса внешних слоев диска, откуда вещество, собственно, начинает свое движение, в несколько сотен раз больше, чем у ближайших к черной дыре слоев. Поэтому для того, чтобы вещество «упало» с далекой орбиты на ближнюю (то есть чтобы происходила аккреция), веществу необходимо как-то «потерять» момент импульса. Иногда также говорят, что для аккреции необходим перенос момента импульса наружу — из ближних слоев диска во внешние.

Сам по себе кеплеровский диск переносить момент не способен: все вещество вращается по круговым орбитам, и поэтому аккреция в таком диске невозможна. Чтобы «запустить» аккрецию, к модели кеплеровского диска нужно добавить что-нибудь еще — какую-нибудь силу трения (вязкость) между слоями или неустойчивость.

Может ли вязкость являться источником радиального движения и причиной аккреции? По сути вязкость — это взаимодействие частиц из разных слоев, имеющих разные моменты импульса и энергии. Такие взаимодействия происходят на масштабе длины свободного пробега, λ, который для ионизированного газа можно записать так:

\[ \lambda = \dfrac{k^2 T^2}{\pi e^4 n}, \]

где T — температура газа, e — заряд частиц, а n — число частиц на единицу объема.

Тогда коэффициент вязкости можно выразить как произведение тепловой скорости (характерной скорости движения частиц массой m, равной \(v_T=\sqrt{kT/m}\) ) и длины свободного пробега \( \nu = v_T \lambda, \) а радиальная скорость втекания вещества из-за такой вязкости, которая будет накладываться поверх кеплеровской скорости вращения, будет равняться \(u_r = \nu/r\) (эта оценка примерная).

Задача

Рассмотрим черную дыру с массой в 10 солнечных масс и аккреционный диск вокруг нее. На расстоянии r = 1010 см от нее (это примерно 3000 шварцшильдовских радиусов) даны следующие параметры диска: T ≈ 104 К, n ≈ 1016 см−3; водород, из которого состоит большая часть диска, полностью ионизирован, а толщина диска примерно в 1000 раз меньше r.

1. Оцените радиальную скорость вещества на этом расстоянии (в см/год) и, пользуясь этим, найдите темп аккреции \(\dot{M}\) — массу втекающего во внутреннюю область диска вещества в единицу времени в массах Солнца в год. Сравните результат с критическим темпом аккреции для черной дыры в 10 солнечных масс, составляющим примерно 10−7 солнечных масс в год. Какой будет при этом светимость такого диска (см. задачу Критическая аккреция)? Может ли вязкость быть причиной переноса момента импульса?

Такое простое рассмотрение имеет смысл, когда аккреция — ламинарная, то есть нет слишком выраженной турбулентности. Ламинарное течение характеризуется малыми числами Рейнольдса, \(\mathrm{Re} = v r / \nu\), где v — характерная скорость течения (в качестве которой можно взять кеплеровскую).

2. Оцените число Рейнольдса на таком расстоянии. Будет ли в диске турбулентность?

Допустим, что турбулентность в диске присутствует и «смешивает» вещество на разном удалении от центра. Но способно ли это «запустить» аккрецию?

3. Представьте, что два маленьких объема вещества диска, располагавшихся на разном удалении от центра, поменялись местами (рис. 2, справа), сохранив при этом моменты импульса. Какая будет новая скорость у каждого из этих объемов? Что произойдет дальше: вернутся ли они на свои первоначальные орбиты или продолжат отдаляться друг от друга?


Подсказка 1

Темп аккреции \(\dot{M}\) можно оценить как массу вещества с плотностью ρ, втекающую радиально со скоростью ur в цилиндрическое сечение диска площадью 2πrh, где h — толщина диска (высота цилиндра), а r — его радиус (рис. 3).

Рис. 3. Схематичное изображение аккреционного диска

Рис. 3. Схематичное изображение аккреционного диска


Подсказка 2

Если сохраняется момент импульса, то на новой орбите будет новая скорость у каждого из смешанных объемов вещества. Надо найти эти новые скорости \(v_1'\) и \(v_2'\) и сравнить их с исходными скоростями \(v_2\) и \(v_1\), соответственно.


Решение

Если правильно подставить числа, то последовательно получаются следующие значения: длина свободного пробега λ ≈ 10−3 см, коэффициент вязкости ν ≈ 102 см2/с, а радиальная скорость ur ≈ 3 см/год. То есть кусочек вещества доберется до черной дыры с расстояния r от нее примерно за r/ur ≈ 109 лет, что довольно долго в сравнении с возрастом таких систем (миллионы лет).

Оценим темп аккреции. За единицу времени сечение синего цвета на рис. 3, площадь которого равна 2πrh, пересекает масса 2πrh·ρ·ur — это и есть темп аккреции. Подставив известные значения и учтя, что h = r/103, получим \(\dot{M} \sim 2\times 10^{-23}~M_{\odot}\) в год.

В задаче о критической аккреции было найдено, что критический темп аккреции для черной дыры с массой 10 Солнечных масс составляет примерно \(2\times 10^{-7}~M_{\odot}\) в год, что на 16 порядков больше. Значит, светимость в нашем случае должна быть на 16 порядков меньше критической (эддингтоновской), что абсолютно нереалистично (характерные светимости варьируются от 1% до 100% от эддингтоновской).

Отсюда можно сделать вывод, что обычная вязкость не способна обеспечивать тот темп аккреции, который необходим.

Должна ли быть в диске турбулентность? Оценим число Рейнольдса. Взяв за v кеплеровскую скорость \(\sqrt{GM/r}\), получим \(\mathrm{Re}\sim 3\times 10^{15}\), что означает, что в диске сильная турбулентность.

Может быть именно турбулентность является ответом? Посмотрим, что произойдет, если из-за турбулентности два кусочка вещества, находящиеся на разных радиусах, смешаются и поменяются местами, сохранив при этом свои моменты импульса (см. рис. 2, справа).

Кусочек с моментом импульса l1 окажется на расстоянии r2 от центра, где «фоновый» момент импульса — l2, а скорость \(v_2 = l_2/r_2\). Новая скорость этого кусочка вещества окажется равной \(v_1' = l_1 / r_2 = v_1 r_1 / r_2\). Имея ввиду, что скорости в кеплеровском диске относятся как корень из отношения радиусов, \(v_1 / v_2 = \sqrt{r_2 / r_1}\), имеем \(v_1' = v_2 \sqrt{r_1 / r_2} < v_2\).

То есть новая скорость кусочка вещества окажется меньше фоновой скорости, и вещество начнет отставать и падать обратно на низкую орбиту. То же самое — только с обратным знаком — произойдет с веществом, оказавшимся на более низкой орбите: оно начнет «всплывать» обратно на свою прежнюю орбиту. Такое поведение называется стабильностью Рэлея: кеплеровский диск стабилен к смешиванию, и турбулентность, какой бы сильной она ни была, не способна запустить аккрецию.

Подведем итог. Если рассматривать кеплеровский диск, то ни вязкость между слоями, ни очень сильная турбулентность в диске, ни, как позже оказалось (см. обзор Steven A. Balbus, John F. Hawley, 1998. Instability, turbulence, and enhanced transport in accretion disks), конвекция внутри диска и прочие тепловые эффекты не способны заставить вещество аккрецировать на центральный объект с достаточным для объяснения наблюдений темпом.

Поэтому вопрос о причинах аккреции оставался открытым вплоть до 90-х годов ХХ века.

Были проведены даже лабораторные эксперименты. В них жидкость вращалась между двумя цилиндрами, имитируя кеплеровский диск (H. Ji et al., 2006. Hydrodynamic turbulence cannot transport angular momentum effectively in astrophysical disks). Результаты действительно согласуются с ожиданием: турбулентность в жидкости не способна вызвать аккрецию. На видео можно посмотреть на эту установку в действии.


Послесловие

Итак, получается, что для объяснения эффекта переноса момента импульса нужен был некий новый механизм, обеспечивающий очень сильную неустойчивость в диске. История его открытия весьма драматична.

Первые работы о дисковой аккреции появились в начале 70-х годов прошлого века: J. E. Pringle, M. J. Rees, 1972. Accretion Disc Models for Compact X-Ray Sources; N. I. Shakura, R. A. Sunyaev, 1973. Black holes in binary systems. Observational appearance; D. Lynden-Bell, J. E. Pringle, 1974. The Evolution of Viscous Discs and the Origin of the Nebular Variables. Классической в этом ряду считается именно статья Николая Шакуры и Рашида Сюняева 1973-го года (до сих пор самая цитируемая статья в теоретической астрофизике — в среднем цитируется примерно в десяти статьях за неделю). В этой статье авторы предположили, что ключом к разгадке механизма аккреции является турбулентность с магнитным полем, однако ничего более конкретного не написали.

Ирония состоит в том, что еще в конце 50-х и начале 60-х годов нужный механизм был открыт и описан в работах советского физика Евгения Велихова (статья 1959 года Stability of an Ideally Conducting Liquid Flowing Between Cylinders Rotating in a Magnetic Field) и американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара (статья 1960 года The Stability of Non-dissipative Couette Flow in Hydromagnetics). Про аккрецию в этих работах не было ни слова: задачи, рассмотренные там, были просто теоретическим описанием лабораторных экспериментов. Работы были фактически преданы забвению, и все теории аккреции, которые строились уже в 70-х годах, предполагали некий неизвестный механизм, который можно как-то параметризовать численно, не задаваясь вопросом о его природе (главным примером является так называемый α-диск Шакуры — Сюняева, где эмпирическое число α параметризует некую аномальную вязкость).

Тот факт, что именно этот позабытый механизм ответственен за аккрецию, несмотря на многочисленные намеки, поняли лишь в начале 90-х годов американские астрофизики Стивен Балбус и Джон Хоули (S. A. Balbus, J. F. Hawley, 1991. A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I — Linear analysis. II — Nonlinear evolution). Эту модель позже назвали неустойчивостью Балбуса — Хоули (иногда ее называют и неустойчивостью Велихова — Чандрасекара), но сейчас используют рабочее название — магниторотационная неустойчивость. И вот что это такое.

Как нетрудно догадаться из названия загадочного механизма, «ключом» к аккреции было добавление в рассмотрение магнитного поля, которое обязательно присутствует в сильно ионизированных аккреционных дисках. Даже несмотря на то, что у самой черной дыры магнитного поля нет, даже очень слабое магнитное поле внутри самого диска делает его неустойчивым.

Поведение магнитного поля в плазме аккреционного диска аналогично поведению пружинки, скрепляющей два маленьких объема вещества на различных удалениях от центра. Пусть в начальный момент синий кусочек находится ближе к центру, чем красный (рис. 4, а). Так как скорость синего кусочка (на низкой орбите) больше, чем у красного, через какое-то время один будет опережать другой (рис. 4, b).

Рис. 4. Иллюстрация магниторотационной неустойчивости с помощью пружинки

Рис. 4. Иллюстрация магниторотационной неустойчивости с помощью пружинки. Рисунок с сайта ay201b.wordpress.com

Пружинка при этом растянется и начнет прилагать силу к кусочкам, причем на синий эта сила будет действовать противоположно движению (тормозить его), а красный, наоборот, ускорять. Таким образом у синего кусочка момент импульса, vr, уменьшится, а у красного — увеличится. Это, по сути, и есть перенос момента импульса наружу. Благодаря такому переносу синий кусочек опустится на еще более низкую орбиту (чтобы его момент импульса совпадал с фоновым), а красный поднимется на более высокую (рис. 4, c).

Этот процесс неустойчив, так как чем дальше кусочки друг от друга, тем больше натяжение пружинки, тем больше сила и тем дальше они будут отлетать друг от друга, что и будет означать неустойчивость. Такая аналогия, конечно, работает только на начальной стадии развития неустойчивости: когда отклонения становятся достаточно большими, уже нельзя думать о сильно турбулентном магнитном поле как о пружинке.

Позже множество компьютерных симуляций аккреционных дисков подтвердили модель Балбуса и Хоули, и на сегодня механизм магниторотационной неустойчивости уже считается стандартным объяснением появления аккреции в дисках.

Симуляция аккреционного диска в разрезе. Цвет обозначает величину энергии магнитного поля (белый — сильное поле, зеленый — слабое). Как видно, в центральной области развивается магниторотационная неустойчивость, усиливающая поле и влекущая за собой перенос момента импульса наружу и аккрецию вещества вовнутрь.

Проводятся даже лабораторные эксперименты с плазмой (подобные тем, что проводились с жидкостью), в которых пытаются воссоздать эту неустойчивость в лаборатории. Об этом можно почитать в популярной статье Хантао Джи и Стивена Балбуса Angular momentum transport in astrophysics and in the lab.


38
Показать комментарии (38)
Свернуть комментарии (38)

  • erwins  | 08.06.2018 | 14:34 Ответить
    "Даже несмотря на то, что у самой черной дыры магнитного поля нет" - откуда такой вывод?
    ЧД сохраняет электрический и Магнитный заряды и вытесняет слабое магнитное поле похожим образом на сверхпроводник (механизмы разные)
    Ответить
    • Albert Komb > erwins | 08.06.2018 | 17:09 Ответить
      Эффект Мейснера
      Ответить
    • haykh > erwins | 08.06.2018 | 17:23 Ответить
      Ну у черной дыры в вакууме нет собственеого магнитного поля. Есть такая «теорема об отсутсвии волос».
      Ответить
      • Albert Komb > haykh | 08.06.2018 | 17:32 Ответить
        А как же недавно ученые из Беркли опубликовали работу по джетам черной дыры
        Ответить
        • haykh > Albert Komb | 08.06.2018 | 17:37 Ответить
          Что за работа?
          Ответить
          • Albert Komb > haykh | 08.06.2018 | 21:44 Ответить
            http://science.sciencemag.org/content/350/6265/1242
            Ответить
            • Albert Komb > Albert Komb | 08.06.2018 | 21:49 Ответить
              Лаборатория Лоуренса в Беркли http://newscenter.lbl.gov/2014/06/04/black-holes/
              Ответить
              • haykh > Albert Komb | 09.06.2018 | 00:18 Ответить
                Это Саша Чеховской (он уже в Норсвестерне, кстати), я его знаю, он занимается мгд симуляциями диска+джета. Это не поле чд.
                Ответить
            • haykh > Albert Komb | 08.06.2018 | 23:56 Ответить
              Почитайте абстракт.
              Ответить
      • erwins > haykh | 08.06.2018 | 17:34 Ответить
        Теорема об отсутствии волос говорит, что у ЧД в невозбужденном состоянии есть масса, момент вращения, заряд, магнитный заряд.
        Ответить
        • haykh > erwins | 08.06.2018 | 17:37 Ответить
          Про магнитный заряд впервые слышу. Такого нет в классическом ОТО.
          Ответить
          • erwins > haykh | 08.06.2018 | 17:49 Ответить
            Это из Классической ОТО.
            Черная дыра характеризуется, самое большее, тремя параметрами - массой (обозначаемой через M) зарядом (электрическим или магнитным, обозначается через Q) и моментом количества движения (обозначается через а). Все эти возможные решения сведены в табл. 10.1.

            http://www.astronet.ru/db/msg/1174703/kaufman-10/kaufman-10.html

            В ОТО насколько я помню нет разницы между электрическим и магнитным.
            Ответить
            • haykh > erwins | 08.06.2018 | 21:39 Ответить
              У астрофизических чёрных дыр нет ни электрического ни магнитного зарядов.
              Ответить
              • erwins > haykh | 09.06.2018 | 09:44 Ответить
                Это доказано?
                Известно, что у свободной ЧД (без диска аккреции) магнитный и электрический заряд должны быстро выравниваться. (притягивает допустим электроны, отталкивает протоны и т д)

                Но в случае акреции этот вопрос не прорабатывался.
                Ответить
                • haykh > erwins | 10.06.2018 | 03:00 Ответить
                  В общем, друзья, я немного почитал. В частности вот статья и ссылки из неё (https://arxiv.org/pdf/1602.01833.pdf), Сэма Грайлю я знаю, он очень крутой специалист, поэтому доверяю написанному.

                  У чёрной дыры в вакууме (незаряженной), действительно, нет никакого магнитного поля.

                  У заряженной чд поле есть, но оно зависит от наблюдателя и т.д. Астрофизические чёрные дыры не заряжены (при коллапсе всё балансируется), поэтому собственного поля у них нет.

                  Любое внешнее поле для вакуумной чёрной дыры (не важно насколько быстро вращающейся) вытесняется по механизму аналогичному эффекту Мейснера в сверхпроводниках. Однако если есть магнитосфера (а у астрофизических чд всегда есть магнитосфера), этот эффект не работает и на горизонте действительно может быть ненулевое радиальное поле.
                  Ответить
            • Albert Komb > erwins | 08.06.2018 | 22:12 Ответить
              есть только электрический заряд для черной дыры
              Ответить
        • Albert Komb > erwins | 08.06.2018 | 17:52 Ответить
          Данная теорема не имеет строгого математического доказательства.
          Ответить
    • Frank > erwins | 09.06.2018 | 16:39 Ответить
      ЧД ничего вытеснять не может, потому что ниже горизонта событий её собственное поле не может "выйти" наружу (так как является фотонами), таким образом, для наблюдателя снаружи, у ЧД нет никаких полей, кроме гравитационного. Однако, из решений уравнений Эйнштейна видно, что радиус горизонта событий зависит не только от массы, но и от электрического заряда и момента вращения ЧД, То есть можно вычислить, примерно, заряд ЧД, хотя её собственное поле обнаружить вне горизонта событий не получится.
      Это всё никак не запрещает существовать электромагнитным полям над горизонтом событий, но их источником будет не сама ЧД, а вещество, находящееся над горизонтом.
      Ответить
      • erwins > Frank | 09.06.2018 | 16:49 Ответить
        https://nplus1.ru/news/2018/04/24/Meissner-BH
        Ответить
  • Albert Komb  | 08.06.2018 | 17:08 Ответить
    Данная идея о причине аккреции напрашивается сама по себе интуитивно даже -движение заряженных частиц ( плазма ) в магнитном поле по винтовой линии. А если это поле неоднородное, тогда движение частиц усложняется. Но гравитационная и магнитная силы могут уравновеситься и тогда облако газа не будет падать на дыру. Поэтому интересно было бы в этой задаче поиграться расчетами с учетом таких поправок и оценить полученные результаты. Хотя по последним данным величина магнитного поля у черных дыр очень мала
    Ответить
    • haykh > Albert Komb | 08.06.2018 | 17:24 Ответить
      Масштабы турбулентности в диске и характерные масштабы этой неустойчивости сильно больше ларморовских радиусов. Поэтому гирация частиц строго говоря тут не при чем. Это чисто «жидкостный» эффект.
      Ответить
      • Albert Komb > haykh | 08.06.2018 | 17:43 Ответить
        Есть еще крутящий момент, который тоже нужно прннимать во внимание в наших расчетах
        Ответить
        • Albert Komb > Albert Komb | 08.06.2018 | 21:37 Ответить
          Я бы рассматривал на первоначальном этапе именно ларморовые и антиларморовые вращения заряженных частиц вокруг керровских черных дыр.
          Ответить
          • haykh > Albert Komb | 09.06.2018 | 00:28 Ответить
            Не, там все же масштабы неустойчивости сильно больше ларморовских. Характерный масштаб там толщина диска ларморовские орбиты на много порядков меньше (можете оценить).
            Ответить
            • Albert Komb > haykh | 09.06.2018 | 00:56 Ответить
              Я просто пытаюсь поискать другие варианты. Уравнение навье- стокса не решается. Поэтому там появляются уравнения Рейнольдса. Вы рассматриваете альфа диски. И там около ЧД уже нет круговых орбит.
              Ответить
        • haykh > Albert Komb | 09.06.2018 | 00:26 Ответить
          Крутящий момент?
          Ответить
  • Albert Komb  | 09.06.2018 | 00:39 Ответить
    Спасибо за интересную задачу.
    Ответить
  • nicolaus  | 09.06.2018 | 07:40 Ответить
    Магнитного поля в аккреционных дисках следовало ожидать. Интересуют подробности.

    Как расположено движение вещества при магниторотационной неустойчивости? В плоскости аккреционного диска или в плоскостях, приблизительно перпендикулярных плоскости аккреционного диску. На рисунке https://physicstoday.scitation.org/doi/full/10.1063/PT.3.2081 область аккреционного диска, которая обозначена синим цветом, похожа на тор. Поэтому движение вещества согласно этому рисунку может может быть закручено в плоскостях, практически перпендикулярных плоскости аккреционного диска вдоль поверхности тора. Также интересует расположение магнитных линий для «пружинок» и в целом для активной области аккреционного диска. И вoобще, как работают пружинки?
    Ответить
    • nicolaus > nicolaus | 09.06.2018 | 08:24 Ответить
      Похоже, что движение вещества (вращение спиралек), согласно симуляции аккреционного диска в разрезе приведенной в обсуждаемой статье, осуществляется в перпендикулярных плоскостях к плоскости аккреционного диска, поскольку на виде сверху на аккреционный диск никаких вихревых потоков не видно.
      Ответить
      • haykh > nicolaus | 09.06.2018 | 09:06 Ответить
        Ну их не видно из-за цветовой схемы. На самом деле всё внутри диска сильно турбулентно и хаотически смешивается. Общая аккреция происходит где-то ближе к середине (аккреционная скорость налагается на турбулентную составляющую). Дальше от центральной плоскости ближе к краю диска есть обратный поток, который уносит момент наружу, затем смешивается, передаёт дальше и т.д.

        Мне больше нравится вот эта симуляция на гибридном коде: https://arxiv.org/pdf/1608.07911.pdf

        Это локальный диск, т.е. некий маленький кусочек глобального. Тут очень хорошо видны все турбулентные блобы, вихри и т.д.

        Там всё несколько сложнее, помимо магниторотационной есть ещё другие плазменные неустойчивости (типа firehose и mirror, их названия на русском я не знаю), есть ещё затухание волн по Ландау, и пр. и пр. И всё это налагается и производит то, что мы видим.

        Не думаю, что можно так просто сказать каким именно образом происходит движение конкретно, как закручено магнитное поле и т.д. Всё очень турбулентно.

        ПС. Про рисунок из статьи, это протопланетный диск, всё-таки это немного про другое. Там слабо ионизированная плазма, слабое магнитное поле и т.д. В аккреционных дисках чёрных дыр плазма полностью ионизирована и диск очень тонкий.
        Ответить
        • nicolaus > haykh | 09.06.2018 | 11:55 Ответить
          Спасибо за информацию.
          «Общая аккреция происходит где-то ближе к середине (аккреционная скорость налагается на турбулентную составляющую). Дальше от центральной плоскости ближе к краю диска есть обратный поток, который уносит момент наружу, затем смешивается, передаёт дальше и т.д.»

          Есть интегральные величины. Речь шла об этих величинах.
          Из написанного, я могу заключить, что существуют два потока, один из которых течет в центральной плоскости аккерционного диска в сторону звезды (или черной дыры). Второй – в виде двух частей на верхнем и нижнем крае аккреционного диска течет в обратную строну - от звезды. В среднем, оси вихревых потоков расположены по касательным к окружностям вращения аккреционного диска. Причем в разных областях по отношению к центральной плоскости аккреционного диска, если смотреть сечение диска, потоки закручены в разные стороны.

          При этом эти потоки формируют общее (интегральное) магнитное поле. С большой степенью вероятности, поле направлено вдоль плоскости аккреционного диска в центральной его части от звезды наружу аккреционного диска (или наоборот - к звезде). При этом магнитные линии возвращаются обратно по боковым поверхностям аккреционного диска (или огибают диск по более плавным траекториями). При этом в ближайшей от звезды центральной области диска поле имеет один магнитный полюс, а на краю диска другой полюс. Т.е. суммарное поле звезды или дыры имеет квадрупольный характер.

          Правильно я понял?

          У меня есть еще вопрос. Откуда известно, что аккреционный диск у черной дыры очень тонкий?
          Ответить
          • Albert Komb > nicolaus | 09.06.2018 | 19:36 Ответить
            Все изложено в книге Аккреционные процессы в астрофизике

            Авторы: Шакура Н.И., Постнов К.А., Липунова Г.В., Маланчев К.Л., Журавлев В.В., Раздобурдин Д.Н., Кочеткова А.Ю., Ялмарсдоттер Л., Аболмасов П.К., Чашкина А.А.

            Автор данной задачи тоже придерживается этого источника.
            Ответить
            • nicolaus > Albert Komb | 09.06.2018 | 22:34 Ответить
              Пролистал всю книгу. В основном все главы посвящена анализу аккреционных дисков с точки зрения чистой гидродинамики. Есть только одна глава 8 «О свойствах магнито-ротационной неустойчивости, Велихова-Чандрасекара в идеальной и не идеальной плазме.»
              На мой взгляд в этой главе течения, образованные турбулентными вихрями, как описал Айк Акопян не рассматриваются. Также не рассматриваются результаты их моделирования.
              Поэтому писать, что Айк Акопян все взял из этой книги было бы неправильно.
              В книге нет ответа на вопрос правильно ли я понял структуру течений, которую описал Айк Акопян.

              Также в главе 8 написано, что МГД машина в тонком аккреционном диске работает плохо (стр.391, внизу.)
              Ответить
            • haykh > Albert Komb | 10.06.2018 | 01:02 Ответить
              Не, эту книжку я впервые вижу, на самом деле. Я в основном пользовался обзором Балбуса-Хоули (в задаче есть ссылка на неё). А так, классическая и более/менее новая книга по аккреции - это Accretion Power in Astrophysics (Frank, King, Raine).
              Ответить
          • Albert Komb > nicolaus | 09.06.2018 | 19:41 Ответить
            Диск тонкий, потому что при распределении момента импульса освобождается гравитационная энергия в виде кинетической и тепловой энергии плазмы. Если эффективно излучается тепловая энергия, то диск имеет маленькую толщину.
            Ответить
          • haykh > nicolaus | 10.06.2018 | 00:51 Ответить
            Я прям так уверенно не говорил бы о глобальной структуре поля. Даже из симуляций их очень тяжело вытянуть. Там есть много эффектов, которые не учитываются даже во многих МГД симуляциях: эффекты ОТО, излучение, различные источники оптической толщи и т.д.

            При этом внутри диска ещё происходит эффект динамо из-за дифференциального вращения, что усиливает поле, сильное поле при этом "всплывает" на поверхность, образуется замагниченная корона (как у Солнца), там уже происходят всякие кинетические вещи типа пересоединения и ускорения частиц. Там же оказывается очень важным эффект рождения электрон-позитронных пар с помощью двух-фотонново взаимодействия. Возникает корональный ветер, который "уносит" поле и т.д.

            Т.е. глобально картина очень сложная и нестационарная, и я не думаю, что можно прямо так уверенно говорить, что там квадрупольное поле. Если бы всё было тихо и стационарно, не было никаких вспышек и активности, которая наблюдается в т.н. "жёстком состоянии" диска.

            PS. Пока ни разу никто и никогда не делал глобальную симуляцию диска с учётом всего подряд. Даже на время моей карьеры, я думаю, это нереалистично. Проблема в том, что кинетические эффекты, ускорение и всякие штуки типа рождения пар нельзя учесть в МГД симуляциях, нужно делать particle-in-cell (чем занимаюсь я). Но эти симуляции безумно дорогие, и даже локальный отрезок диска на них никто никогда не делал.

            PPS. Про тонкость диска можно из этой задачи посмотреть (http://elementy.ru/problems/1739/Diskovaya_akkretsiya). Не все диски тонкие, однако.
            Ответить
            • nicolaus > haykh | 10.06.2018 | 11:09 Ответить
              Если честно, у меняя есть собственные гипотезы по множеству наблюдаемых явлений. Практически все комментарии в «Элементах» так или иначе связаны с этими гипотезами. В Элементах меня интересуют дискуссии. К сожалению, дискуссии не так часто встречаются. Читатели обычно эти дискуссии не поддерживают – спустя некоторое время, когда дело доходит до обсуждения сути явлений, заявляют, что не являются специалистами в этих вопросах и дискуссия прекращается. Поэтому Ваш комментарии для меня очень важны.

              По теме обсуждения у меня есть гипотеза «струйных выбросов астрономических объектов». Применительно к черным дырам, эта гипотезу можно посмотреть вот здесь http://maxpark.com/community/603/content/1744738 http://maxpark.com/community/603/content/1744837 (перепечатка из моего блога). Есть еще две части, общая часть, где описана физика, общие особенности для всех объектов и продолжена тема пузырей ферми и магнитного поля галактики. Но эти части они сейчас недоступны. Этой гипотезе больше 10 лет.

              Гипотеза относится к астрономическим объектам, которые находятся в стадии формирования путем сжатия вещества или спустя некоторое время после формирования. В этом случае в объектах должны существовать глобальные циркуляционные потоки (простейший из потоков использован в гипотезе). Которые спустя некоторое время разбиваются на мелкие вихри. Физика разбиения на вихри описана задаче http://old.elementy.ru/problems/1758/Masshtaby_turbulentnosti.

              Судя по результатам компьютерного моделирования аккреционного диска, которое приведено в обсуждаемой статье, и с учетом Ваших комментариев, общие потоки в аккреционом диске после разбиения на более мелкие вихри сохранились и имеют усредненное направление, как и у глобальных потоков, которые описаны в гипотезе.

              Согласно гипотезе, структура аккреционного диска является более сложной чем просто диск. В гипотезе у основания диска присутствуют два закрученных в разных направлениях тора, в которых циркулирует вещество, перед тем, как упасть в дыру. Эти торы являются аналогом аккреционного диска, который моделировался. В модели, если рассматривать по существу, также имеются два вращающихся навстречу друг другу сплющенных тора, между которыми зажато магнитное поле.

              В компьютерной симуляции http://elementy.ru/problems/1739/Diskovaya_akkretsiya похожие объекты также присутствуют, хотя не совсем видна их структура. Структура на симуляции аккреционного диска похожа на структуру на рис. 16, приведенную в гипотезе.

              Также, в книге Аккреционные процессы в астрофизике на стр. 222 пишется о наблюдениях в основании аккреционного диска каких-то объектов «Полученные решения в целом показывают, что нечто интересное происходит вблизи внутреннего края диска: или внутренние части сильно повернуты под большим углом к наблюдателю, или они просто ярче и резче выделяются на фоне диска, чем мы могли ожидать.», которые можно идентифицировать как циркуляционные потоки.

              В отношении магнитного поля.

              Поле у сжимающихся объектов согласно гипотезы должно быть квадрупольным исходя из принципа симметрии. Признаком этого поля являются экваториальные выбросы в виде песочных часов. Эти выбросы наблюдаются у некоторых планетарных туманностей. Такие выбросы также присутствуют в центральной части галактики, как показано на рис. 2 в описании гипотезы.

              Дополнительно, это поле можно идентифицировать по направлению закрученности и, соответственно, по характеру поляризации излучения джета. В гипотезе на Рис.11 показана спираль закрученности джета (на примере траектории движения протонов в джете), которая не меняет направление при проходе через плоскость аккреционного диска.
              Есть наблюдения, которые подтверждают это предположение. Вот здесь http://www.iki.rssi.ru/annual/2005/0214_radiointerf.htm показана поляризация джета, которая не меняет своего направления при переходе через плоскость аккреционного диска.
              Ответить
              • Albert Komb > nicolaus | 11.06.2018 | 00:25 Ответить
                Все-таки гораздо интереснее исходить из минимума теоретических предпосылок для создания модели. В этой задаче идет усложнение по нарастающей огромным шквалом, что может привести к обрушению столь стройного здания. Гидродинамические аналогии усложняют. Хотелось бы услышать о соответствии теоретических расчетов с экспериментальными данными. Есть ли вообще кардинальные подтверждения?
                Ответить
Написать комментарий
Элементы

© 2005–2025 «Элементы»