Βικιπαίδεια

Δίσκος προσαύξησης: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

Περιήγηση ιστορικού διαδραστικά
← Προηγούμενη διαφοράΕπόμενη διαφορά →
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
ΟπτικήΚώδικας wiki
μ Μικρή επιμέλεια
μΧωρίς σύνοψη επεξεργασίας
Γραμμή 1:
[[Image:Accretion disk.jpg|thumb|300px|Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός διπλού αστρικού συστήματος με μια μαύρη τρύπα να επισσυσωρεύει υλικό από το άστρο στο δίσκο προσαύξησης.]]
Ένας '''δίσκος προσαύξησης'''' είναι μια δομή (ονομάζεται και περιαστρικός δίσκος) που σχηματίζεται από διάχυτο υλικό που βρίσκεται σε φθίνουσα τροχιακή κίνηση γύρω από ένα κεντρικό φορέα (βαρυτικό [[ελκυστής|ελκυστή]]). Το κέντρο έλξης είναι συνήθως ένα [[αστέρας|αστέρι]], μια [[μαύρη τρύπα]], κλπ. Η βαρύτητα του ελκυστή θέτει το υλικό του δίσκου σε σπειροειδή κίνηση προς το εσωτερικό της σπείρας, προς τον ίδιο τον ελκυστή. Οι βαρυτικές δυνάμεις στο κέντρο της σπείρας συμπιέζουν ιδιαίτερα το υλικό και κάθετα στο δίσκο, και έτσι εκπέμπεται από το κέντρο του [[ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία]]. Η περιοχή συχνοτήτων της ακτινοβολίας εξαρτάται από το κεντρικό αντικείμενο που προκαλεί τη βαρυτική αυτή κατάρρευση. Οι δίσκοι προσαύξησης των νέων αστεριών και των πρωταστέρων ακτινοβολούν στο υπέρυθρο. Εκείνοι γύρω από [[αστέρας νετρονίων|αστέρια νετρονίων]] και μαύρες τρύπες ακτινοβολούν στην περιοχή των ακτίνων X. Προς το παρόν τα φαινόμενα και οι μηχανισμοί που συνοδεύουν τους δίσκους προσαύξησης είναι αντικείμενο έρευνας.
 
== Χαρακτηριστικά ==
Γραμμή 8:
: <math> \begin{align} L_{\textrm{disc}}=\frac{GM\dot{M}}{2R_{\textrm{in}}} \end{align} </math>
 
όπου R<sub>in</sub> η εσωτερική ακτίνα του δίσκου.<ref name=Pringle1981/> Αν το κεντρικό αντικείμενο είναι μία μελανή οπή, τότε από την [[Γενική θεωρία της Σχετικότητας]] γνωρίζουμε ότι η λεγόμενη «τελευταία σταθερή τροχιά» ενός αντικειμένου γύρω από μία μελανή οπή ισούται με τρεις φορές την [[ακτίνα Σβάρτσιλντ]] της. Αντικαθιστώντας όπου R<sub>in</sub> το τριπλάσιο της έκφρασης της ακτίνας Σβάρτσιλντ μελανής οπής μάζας Μ, βρίσκουμε ότι:
 
: <math> \begin{align} L_{\textrm{disc}}=\frac{1}{12}\dot{M}c^2 \end{align} </math>
Γραμμή 15:
 
=== Θερμοκρασία ===
Το μοντέλο των λεπτών δίσκων προσαύξησης μας δίνει επίσης τη δυνατότητα να υπολογίσουμε τη θερμοκρασία του δίσκου σε δεδομένη απόσταση R από την κεντρική πηγή. Συγκεκριμένα, αποδεικνύεται ότι:
 
: <math> \begin{align} T(R)=\left(\frac{3GM\dot{M}}{8\pi\sigma R^3}\right)^{1/4}\left[1-\left(\frac{R_{\textrm{in}}}{R}\right)^{1/2}\right]^{1/4} \end{align} </math>
 
όπου σ η [[σταθερά Στέφαν-Μπόλτζμαν]]. Για R>>R<sub>in</sub>, αναπτύσσουμε την παραπάνω συνάρτηση κατά σειρά Τέιλορ και βρίσκουμε ότι:
 
: <math> \begin{align} T(R\gg R_{\textrm{in}})\approx T_{\textrm{disc}}\left(\frac{R}{R_{\textrm{in}}}\right)^{-3/4} \end{align} </math>
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/wiki/Δίσκος_προσαύξησης"