Rearuh

NGC 4261黑洞

X射线双星系统中的巨星-吸积盘示意图

未解決的物理學問題：為什麼環繞著某些像活躍星系核一類的星體的吸積盤，會沿著其旋轉軸噴出相對論性噴流？

吸积盘（accretion disc 或 accretion disk）是一种由弥散物质组成的、围绕中心体转动的结构（常见于绕恒星运动的盘状结构）。比较典型的中心体有年轻的恒星、原恒星（protostar）、白矮星、中子星以及黑洞。在中心天体引力的作用下，其周围的气体会落向中心天体。假如气体的角动量足够的大，以致在其落向中心天体的某个位置处，其离心力能够跟中心天体的引力相抗衡，那么，一个类似于盘状的结构就会形成，这种结构就叫做“吸积盘”。在吸积盘中，物质通过较差转动及粘滞向外传递角动量。在这个过程中，气体所携带的引力能得到释放。这些释放的引力能会加热吸积盘中的气体，导致气体向外辐射。计算表明，气体辐射的主要频率（或气体的温度）与中心天体的质量有关。若中心天体为年轻的恒星或者原恒星，那么吸积盘辐射多半处于红外区，而中子星及黑洞产生的吸积盘的辐射多半处于光谱的X-射线区域。

animations of black hole accretion

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This animation of supercomputer data takes you to the inner zone of the accretion disk of a stellar-mass black hole.

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This video shows an artist’s impression of the dusty wind emanating from the black hole at the centre of galaxy NGC 3783.

吸积盘物理学

1968年Prendegast研究了双星系统中白矮星周围的吸积盘，随后莫斯科大学的沙库拉和苏尼亚耶夫建立了中子星和黑洞周围的吸积盘模型。吸积理论建立以来，主要有四种吸积盘模型被人们广泛研究。

在20世纪40年代，模型第一次导出了吸积盘基础的物理本质。^[1]为了使得与观察现象一致，当时的模型不得不引入了一种未知的结构以保证角动量守恒。当物质落入中心时，它不仅在损失重力能同时也损失着角动量。由于总角动量是守恒的，落入中心星的物质而损失的角动量必由远离中心星的角动量的增加而得到补偿。换言之，角动量被传递到了吸积的物质上。

根据Rayleigh稳定准则，

∂(R2Ω)∂R>0,{displaystyle {frac {partial (R^{2}Omega )}{partial R}}>0,}

这里Ω{displaystyle Omega }代表物质流的角度矢量，R{displaystyle R}则是距旋转中心的距离，一个吸积盘被描述为一种层流盘。这条准则却从流体动力学上阻止了角动量的传递。

一方面，粘滞力会使得物质被加热从而辐射出引力能，这是毫无疑问的。另一方面，仅靠粘滞力本身又不足以解释角动量是如何传递至盘的表面的。因湍流而增强的粘滞力曾被考虑为一种合理的解释角动量再分布的动力学理论，尽管这种湍流的起源并没有被完全理解。传统的现象学引入一个因子α{displaystyle alpha }以解释由于盘中湍流而引起的粘滞力增加。^[2][3]在1991年，基于电磁力旋转的不稳定性的再研究（MRI），S.A. Balbus和J.F. Hawley已经证实了环绕在一颗重且致密的中心星的弱磁性吸积盘是高度不稳定的，这提供了直接的角动量再分布的动力学。^[4]

α{displaystyle alpha }-盘状模型

Shakura and Sunyaev（1973）^[2]提议气体中的湍流是源于增加的粘滞力引起的，并假设次音速的湍流、盘高与漩涡的尺寸之间存在一个上限，盘中的粘滞力被表述为：ν=αcsH{displaystyle nu =alpha c_{rm {s}}H}，这里cs{displaystyle c_{rm {s}}}是音速，H{displaystyle H}是盘高，α{displaystyle alpha }是一个介于零到一之间的自由因子。

基于流体静力学平衡方程的引用，结合传统的角动量理论并假设吸积盘是薄的，则盘的结构方程也许会倾向于α{displaystyle alpha }参数的确定方法而得到解决。许多可观测到的现象并不十分取决于α{displaystyle alpha }参数，因此即便它有一个自由参数这个理论仍然很有先见性。

将Kramers’定律应用于不透明度就能得到：

H=1.7×108α−1/10M˙163/20m1−3/8R109/8f3/5cm{displaystyle H=1.7times 10^{8}alpha ^{-1/10}{dot {M}}_{16}^{3/20}m_{1}^{-3/8}R_{10}^{9/8}f^{3/5}{rm {cm}}}

Tc=1.4×104α−1/5M˙163/10m11/4R10−3/4f6/5K{displaystyle T_{c}=1.4times 10^{4}alpha ^{-1/5}{dot {M}}_{16}^{3/10}m_{1}^{1/4}R_{10}^{-3/4}f^{6/5}{rm {K}}}

ρ=3.1×10−8α−7/10M˙1611/20m15/8R10−15/8f11/5g cm−3{displaystyle rho =3.1times 10^{-8}alpha ^{-7/10}{dot {M}}_{16}^{11/20}m_{1}^{5/8}R_{10}^{-15/8}f^{11/5}{rm {g cm}}^{-3}}

这里Tc{displaystyle T_{c}}与ρ{displaystyle rho }分别是中部平面的温度与密度。
M˙16{displaystyle {dot {M}}_{16}}是吸积速率，单位为1016g s−1{displaystyle 10^{16}{rm {g s}}^{-1}},
m1{displaystyle m_{1}}是中心体质量（以太阳质量为参照M⨀{displaystyle M_{bigodot }}）, R10{displaystyle R_{10}}是盘中某点的半径，单位为1010cm{displaystyle 10^{10}{rm {cm}}},并且
f=[1−(R⋆R)1/2]1/4{displaystyle f=left[1-left({frac {R_{star }}{R}}right)^{1/2}right]^{1/4}},这里R⋆{displaystyle R_{star }}代表角动量停止向中心传送时的半径。

这个理论打破了气压是无意义的说法。例如，如果吸积速率达到了爱丁顿光度，辐射压会变得重要同时吸积盘会“吹起”（puff up）成为一个环面或者其他的类似径移主导吸积流盘（ADAF）的三维形状。另一个极端的例子是土星環，这种环中的气体極其稀薄，其角动量传递受控于固态形体碰撞与引力的相互作用。

带磁性旋转的不稳定性（Magnetorotational Instability）

Balbus与Hawley（1991）提出一种囊括了磁力场的角动量传递模型。一个简单模型显示了这种动力学有一个存在着弱磁力轴的气体盘。两个相邻的辐射性的流动元素将表现为两个质点由一根无质量的弦相连，这根弦的张力表现为磁场的强度。在Keplerian盘中，内侧的流动物质转速将比外侧快得多，导致弦被拉长，而角动量的相对减小使得其环绕速度减慢。外部的流动物质则被加速，同时其角动量增加并使其环绕速度加快。弦的张力将减小，进而两处流动物质离得更远。^[5]

这种类似弦的张力可以描述出来，同时Rayleigh定则被更改为

∂Ω2∂R>0.{displaystyle {frac {partial Omega ^{2}}{partial R}}>0.}

许多天体物理学中的盘状物并不遵循这一定则，并表现出这种磁力旋转的不稳定性。表现在天体物理学中的（要求存在不稳定性的）磁场被认为是通过一种类似地磁发电机的原理展现出来。^[6]

次爱丁顿光度吸积盘的分析模型 (薄盘，径移主导吸积流盘)

当吸积率低于爱丁顿光度并且盘是高度不透明的，那么一个典型的薄吸积盘就出现了。就垂直方向来看，盘在几何学上是很薄的（拥有一个碟状的结构），它由冷气体组成，其辐射量可忽略不计。气体沿紧密的螺线陷落，类似一个圆，并做近似自由的公转运动。薄吸积盘一般都很亮并伴有光谱中的热电磁辐射，除此此外，它们和黑体之间没有太明显的区别。辐射冷却在薄吸积盘中是十分有效的。1974年的Shakura和Sunyaev的对吸积盘的经典研究成果是现代天体物理经常引用的。薄吸积盘已经分别由Lynden-Bell, Pringle与Rees分别研究，其中Pringle在过去30年中贡献了许多吸积盘理论中关键的结果并于1981年写下了经典的评论。这评论多年来一直是吸积盘的主要信息来源，时至今日仍然十分有用。

当吸积率低于爱丁顿极限同时透明度比较高，那么一个ADAF吸积盘就形成了。这种吸积盘於1977年由Ichimaru在一篇论文中预言但被遗忘了近20年。（然而一些关于ADAF模型的雏形却在1982年的由Rees, Phinney, Begelman与Blandford撰写的有关离子旋转的论文中出现过）

自1990被Narayan以及Yi，同时独立地由Abramowicz, Chen, Kato, Lasota（首先提出ADAF这一名称的学者），Regev,分别重新研究之后，ADAF开始重新被大量学者加以详细研究、了解。天体物理学中关于ADAF的许多最为重要的贡献来自于Narayan以及他的同僚。ADAF被对流（由物质捕获的热）所冷却的效应大于辐射热所产生的效应。它们的辐射不那么明显，在几何学上，它们更像球型（或者“冕状”）而不是碟状，并且非常热（接近维里温度）。由于低辐射量，ADAF比碟状吸积盘要暗得多。ADAF会喷射出低能的，低热的射线，并通常伴随着强烈的康普顿组成。

超爱丁顿光度吸积盘的分析模型 (细盘，波兰甜面圈)

这类吸积率远高于爱丁顿光度的黑洞吸积盘理论由Abramowicz, Jaroszynski, Paczynski, Sikora以及其他“波兰甜面圈”（Polish doughnuts,该名称由Rees提出）的小组所发展。波兰甜面圈的粘度很低，不透明，辐射压力支撑着吸积盘，由对流而冷却。它们的辐射效率是很低的。波兰甜面圈的形状像一个硕大的环面，在转轴方向有着两条狭窄的漏斗状喷流，漏斗中有着平行的高能高爱丁顿光度辐射流。

细吸积盘（由Kolakowska命名）的吸积率仅稍高于爱丁顿光度，其速率大于或等于爱丁顿光度，有着碟状的形状及几乎全部的热光谱。它们被对流效应所冷却，其辐射不是很明显。它们由Abramowicz, Lasota, Czerny及Szuszkiewicz于1988年所引入。

特性

吸积盘理论被广泛用于恒星和行星形成、致密星、活动星系核、X射线双星、伽玛射线暴等天体物理过程的研究。这些盘状物经常于临近中心体的地方产生喷流。这些喷流是一种有效的损失角动量的方式，同时不会使得星盘的质量损失太多。

自然界中最为壮观的吸积盘发现于活动星系核（AGN）以及类星体（quasars）。这两类星体中心被认为有大质量的黑洞。当物质沿螺线落向黑洞时，强大的引力场使得物质摩擦并被加热。黑洞的吸积盘足够热得辐射出X射线，不过注意是在事件视界之外。类星体强大的光辐射被确信为是超大质量黑洞吸积气体的结果。这一过程能够将物质质量以10%～40%的比率转为能量，相较之下，星体的热核聚变过程只不过能够转换物质0.7%的质量^[7]。

在紧密的双星系统中，越大质量的星体会越快地演化为白矮星、中子星或者黑洞，此时较松散的伴星演化为巨星，其气体充满它的洛希瓣，气体将沿着伴星流向主星。角动量直接地由一颗星移至另一颗星同时由吸积盘表现出来。

环绕于金牛T星（T Tauri stars）或赫比格Ae/Be星（Herbig Ae/Be stars） 的吸积盘被称为原行星盤（protoplanetary discs），因为它们被认为是形成行星系统的鼻祖。这种情况下，被吸积的气体来自于恒星形成时的分子云而非伴星。

相关条目

• 吸积

参考

外部链接

维基共享资源中相关的多媒体资源：吸积盘

• Professor John F. Hawley homepage


• Nonradiative Black Hole Accretion


• Accretion Discs on Scholarpedia


• 
  Magnetic fields snare black holes' food – New Scientist