1tom - 0190.htm
27
плотность аккрецирующего вещества, К ≈ константа, у ≈ показатель политропы) ур-ния газодинамики в гравитац. потенциале звезды GM/r (r ≈ расстояние от центра звезды) при стационарной Л. сводится к закону сохранения массы 4яруга=Л/ (М ≈ лоток массы, v ≈ скорость) и Бернулли уравнению (?2/2-|-[у/(у≈ 1)]Х ХР/р ≈ CM/r=const. Ур-ния, описывающие А. при у<5/3, имеют седловую особую точку, в к-рой дозву-
Рис. 1. Интегральные кривые в онместности особой точки при сферически-сим-анкруции.
х=\\/г ковое течение переходит в сверхзвуковое. В этой
о .
точке имеет место соотношение vc=yPcipc≈GMj2rc\ интегральные кривые в окрестности особой точки изображены на рис. 1. Аккреционная кривая А С К проходит через особую точку, и скорость на ней монотонно раст╦т при движении газа к центру. Хаотич. мелкомасштабное маги, поле не нарушает сферич, симметрии, но может существенно увеличить эффективность выделения энергии за сч╦т перехода кинстич. энергии в магнитную, а затем в тепловую при аннигиляции магн. поля (см. Нейтральный токовый слой] и последующего синхротрошюго излучения. В случае А. с магн. полем на ч╦рную дыру светимость достигает
0,3 Мс2 (а без магн. поля IQ-M/c3).
При быстром сверхзвуковом движении звезды сквозь вещество газ огибает е╦ и образует позади конич. ударную волну, внутри к-poii идет А. (рис. 2).
Рис. 2. Коническая аккреция на быстро движущуюся ч╦рную
дыру (стрелками указаны направления движении вещества).
Ч╦рная дыра
Когда масштаб неоднородности магн. поля значительно превышает критич. радиус гс, возникает картина А., изображ╦нная на рис. 3. Вокруг звезды об-разуется зона, в к-рой устанавливается равнораспределение между магн. энергией и кинетич. энергией:
Рис. 3. Магнитная аккреция на ч╦рную дыру (упорядоченное поле). Короткие стрелки ≈ движение вещества, длинные ≈силовые линии магнитного поля.
падающего вещества. Из-за большой проводимости имеет место вмороженкостъ магнитного *поля. Вещество движется вдоль силовых линий, потоки вещества сталкиваются в плоскости симметрии и после высвечивания образуется сравнительно тонкий плотный дискт равновесие к-рого поддерживается балансом магн. и гравитац. сил. В диске из-за конечной проводимости условие вмороженностн но выполняется, и вещество медленно просачивается к звезде, пока не достигнет е╦ поверхности либо (в случае А. на ч╦рную дыру) не упадет в ч╦рную дыру.
В двойной системе вещество, падающее на белый карлик, нейтронную звезду или ч╦рную дыру от компаньона ≈ нормальной звезды, может обладать большим моментом кол-ва движения. В процессе падения скорость вещества увеличивается, и центробежная сила начинает уравновешивать гравитацию. В резуль-
тате охлаждения вещество образует вращающийся тонкий аккреционный диск. Слои диска вращаются
с почти кеплеровской скоростью у-^=У~ОМ/г. Трение
между слоями приводит к потере момента кол-ва движения и медленному движению газа к центру
Рис. 4, Дисковая аккреция на ч╦рную дыру в двойной системе. Нормальна;; ;т?зда заполняет свою критическую полость Роша. Вещество перетекает на ч╦рную дыру чоррв внутреннюю точку Лигранжа 7Ч и образует аккреционный диск (вид сверху). Стрелки укааъшают направление движения вещества.
(рис. 4). В последних двух случаях потеря энергии происходит в виде излучения с поверхности аккреционных дисков, к-рые являются оптически толстыми.
Реальная картина Л. может представлять собой сочетание разл, типов А. Напр., вещество с вмороженным упорядоченным магн. полем может обладать большим вращат. моментом либо падать на движущуюся звезду.
При А, на ч╦рную Дыру, не имеющую поверхности, область падения газа (или аккреционный диск) является единств, местом, где выделяется гравитац. энергия, превращаясь в энергию излучения. При А. на белый карлик или нейтронную звезду половина (или болис) гравитац. энергии выделяется у поверхности звезды. Если звезда не обладает магн. полем, то е╦ поверхность нагревается либо из-за выделения энергии в ударной волне, возникающей при столкновении падающего потока с поверхностью, либо в тонком пограничном слое между аккреционным диском и медленно вращающейся звездой. Более сложная картина А. возникает в случае, когда звезда обладает сильным магн. полем. Пусть звезда радиуса г0 обладает дшшль-
ным магн. полем Я^-Я0го/г3, плотность энергии к-рого у поверхности значительно превышает плотность кинетич. энергии. Плотность магн. энергии £м~_//о{г0/г)6/8я вдали от звезды всегда мала, но с уменьшением радиуса раст╦т гораздо быстрее плотности кинетич, анергии £К=-Ж (2GM}1/гг^ь/2/8л. Когда £м станет порядка £к, магн. поле останавливает свободное падение. Радиус остановки наз. а л ь в е н о в с к и м радиусом: rA=\\HlrlM-l(2GM}~lltY/>>. После достижения гд вещество течет вдоль силовых линий магн. поля и в районе магн. полюсов достигает поверхности звезды. Магн. полюса оказываются гораздо более горячими, чем остальные части поверхности звезды. Если излучение их окрестностей носит анизотропный характер и нейтронная звезда вращается вокруг оси, не совпадающей по направлению с магнитной, то возникает картина рентгеновского пульсара, наблюдаемая в двойных системах при наличии мощной А. Для того чтобы падающее вещество достигало магн. полюсов, необходимо его проникновение внутрь магнитосферы, к-рое происходит за сч╦т развития гидроыагн, неустой-чивостей типа неустойчивости Рэлся ≈ Тейлора (см. Неустойчивости плазмы).
Поток излучения от аккрецирующего газа взаимодействует с потоком падающего вещества и замедляет его скорость. Когда радиац. сила Fr становится порядка силы притяжения FQJ происходит резкая перс-стройка аккреционного потока: скорость его падения замедляется, а нлотиость увеличивается. Светимость,
Ш
а
33
Физическая энциклопедия, т. 1
")
}
