Astronomiya

Ağ cırtdanların yığma diskləri ola bilərmi?

Ağ cırtdanların yığma diskləri ola bilərmi?

Neytron ulduzları və qara dəliklər son dərəcə yüksək cazibə qüvvəsinə sahib olduqları üçün yığılmış maddə disklərinə sahib ola bilərlər. Ağ cırtdanların bu qədər yüksək cazibə qüvvəsi olmasa da, əlbəttə ki, bunlar da son dərəcə güclüdür. Ağ cırtdanın ətrafında da bir yığılma diski əmələ gələ bilərmi?


Bəli. Bunlara kataklizmik dəyişənlər deyilir.


Ağ cırtdan ulduzların zibil diski meydana gəlməsi təxirə salındı

Bu sənətkarın konsepsiyası ağ cırtdan zibil diskini göstərir. Kredit: NASA / JPL-Caltech.

Ağ cırtdanlar, parlayan ölü ulduzlar, tez-tez tozlu zibil disklərinə ev sahibliyi edir. Bununla birlikdə, bu zibil diskləri, ulduzun şiddətli Qırmızı Nəhəng mərhələsindən sonra 10 ilə 20 milyon il sonra ortaya çıxır. Planet Elmləri İnstitutu Tədqiqatşünası Jordan Steckloff tərəfindən hazırlanan yeni bir sənəd bu gecikmənin səbəbini açır.

"Kütləsi günəşə bənzər bir ulduzun nüvə yanacağı tükənəndə əvvəlcə Qırmızı Nəhəngə doğru genişlənir. Günəşimizin ömrünün sonunda, içəridəki planetləri bürüyən və məhv edən Qırmızı Nəhəngə çevriləcək: Merkür Bu dövrdə, Qırmızı Nəhəng ulduzlar da kütlənin böyük bir hissəsini itirir, əvvəlcə ağ cırtdana - günəşin kütləsinin yarısı olan yer boyunda bir karbon və oksigen topuna çevrilir. Qalan planetlərin orbitlərini sabitləşdirir, bu da öz növbəsində asteroidləri səpələyir və bəzilərini ev sahibi ağ cırtdana doğru fırladır. " nəşrində dərc olunan "Sublimasiya Ağ Cırtdan Ulduzlar ətrafında tozlu dağıntı disklərinin yaranmasını necə gecikdirir" kitabının baş müəllifi Steckloff dedi. Astrofizik Jurnal Məktubları. PSI baş elmi işçisi Elisabeth R. Adams həmmüəllifdir.

Dağıntı diskləri, bu asteroidlər kimi planet cisimləri, gelgit qüvvələri onları toz halına gətirə biləcəyi ev sahibi ulduza - ağ cırtdana çox yaxınlaşdıqda meydana gəlir. Bu səbəbdən, sabit olmayan planet sistemlərinə ev sahibliyi edən gənc, isti ağ cırtdanların sürətlə tozlu dağıntı diskləri meydana gətirməsi gözlənilir. Ancaq müşahidələr tozlu zibil disklərinin yalnız uzun bir gecikmədən sonra meydana gəldiyini göstərir.

"Bu gecikmənin bu gənc ağ cırtdanların son dərəcə isti olmasının bir nəticəsi olduğunu gördük. O qədər isti ki, səliqəli şəkildə pozulmuş bir asteroiddən əmələ gələn toz sürətlə buxarlanır və dağılır. Bu tozun yalnız ağ cırtdan vaxt tapdıqdan sonra buxarlanmasını dayandırdığını gördük. kifayət qədər soyudulana qədər səth istiliyinə qədər təxminən 27.000 dərəcə kelvin (48.000 dərəcə Fahrenhayt). Bu istilik, bu ağ cırtdan sistemlərin müşahidələri ilə uyğun gəlir, bütün tozlu dağıntı diskləri, bu cırtdanların ətrafında bu kritik temperaturdan daha soyuqdur "dedi. Steckloff.

Steckloff, "Günəş sistemimiz bu taleyi bir neçə milyard il içində, günəşin yanacağı bitdikdə, Qırmızı Nəhəngə çevrildikdə və nəticədə ağ bir cırtdana çevrildikdə izləyəcək" dedi. Daxili planetlərin çoxu məhv olacaq və Yupiter asteroid qurşağımızdakı asteroidlərin orbitlərini sabitləşdirərək xaricə köç edəcək. Bu asteroidlərdən bəziləri günəşə çox yaxınlaşa bilər, burada ulduz gelgitləri onları parçalayaraq tozlu dağıntı diskləri yarada bilər. Başqa sözlə, uzaq gələcəkdə öz ev sistemimizə bir baxışa baxa bilərik. "


Ep. 306: Accretion Disklər

Çox material bir araya gəlməyə çalışdıqda, hər şey fırlanmağa və düzəlməyə başlayır. Bir toplama diski alırsınız. Astronomlar onları yeni yaranan ulduzlar, böyük kütləvi qara dəliklər və Kainatın bir çox yerləri ətrafında tapırlar. Bu gün bir yığma diskinin alınması üçün lazım olan şeylərdən və içəridəki obyektləri anlamağımıza necə kömək edəcəklərindən danışacağıq.

Qeydləri göstərin

Transkript

Transkripsiya xidmətləri: GMR Transkripsiyası

Transkript: Accretion Disklər


Fraser: 13 May 2013 Bazar ertəsi və # 8211 Accretion Disklər üçün Astronomiya Cast 306 bölüm

Həftəlik həqiqətlərə əsaslanan kosmos səyahətimiz olan Astronomiya Castuna xoş gəlmisiniz. Yalnız bildiklərimizi deyil, bildiklərimizi necə bildiyimizi anlamağınıza kömək etdiyimiz yerlər.

Mənim adım Fraser Cain, bugün Universe’in naşiriyəm. Yanımda Cənubi İllinoys Universitetinin professoru olan Edwardsville və CosmoQuest direktoru Dr.Pamela Gay var.

Freyzer: Salam Pamela, necəsən

Pamela: Yaxşı işləyirəm, Fraser'i necə edirsən?

Fraser: Hava şəraitinin yaxşı olması yaxşılaşır. Dünən gecə kameram üçün yeni obyektivimlə çölə çıxdım. 14 mm 2.8 lens əldə etdim və geniş bir sahə astrofotoqrafiyasını çəkdim və zəhmli oldu.

Pamela: Hələ düzbucaqlı bir görünüş sahəsi olan bir lensdir?

Freyzer: Bir az balıq gözü demək istədiyin budur?

Pamela: Xeyr, mənim balıq göz lensimlə dedektorun istifadə etdiyi yuvarlaq bir hissə var, dedektoru sizin doldururmu?

Freyzer: Düşünürəm ki, bir az əkir. Çox sürətli. Mən onu döndərməyə davam etdim və böyük dipperdən gözəl bir vuruş almağa davam etdim, buna görə həqiqətən araşdırmadım & # 8217t. Bu gecə meteor yağışı ehtimalı olacaq, buna görə də bu gecə çıxıb kameralara bir neçə meteor düşə biləcəyimi görəcəyəm.

Freyzer: İnsanlar bunu eşidənə qədər CosmoQuest üçün 24 saatlıq bir görüşmə hazırladıq, amma 15 və 16 iyun tarixlərində Google + 'da 24 saatlıq fond yığma dəlili olacağıq.

Pamela: Bağışlamaq heç vaxt gec deyil. Proqramlarımızın davam etməsi üçün həqiqətən ianələrinizə ehtiyacımız var. Bir çox maliyyə ixtisarları ilə qarşılaşırıq və bu il Astrosphere yeni media üçün bağışlarda köklü bir azalma gördük. Cosmoquest.org/donate saytına daxil olsanız həm vətəndaş elmi üçün bağışlamaq, həm də Astronomy Cast kimi medianı gələcəyə yönəltmək üçün bağlantıları görə bilərsiniz.

Fraser: Mükəmməl. Kifayət qədər danışaq, gəlin danışaq.

Freyzer: Çox material bir araya gəlməyə çalışanda hər şey fırlanmağa və düzəlməyə başlayır. Bir yığma diski alırsınız. Astronomlar onları yeni yaranan ulduzlar, böyük kütləvi qara dəliklər və Kainatın bir çox yerləri ətrafında tapırlar. Bu gün bir yığma diskinin alınması üçün lazım olan şeylərdən və içindəki obyektləri anlamağımıza necə kömək edəcəyimizdən danışacağıq. Sizcə yığma diskinin klassik nümunəsi nədir? Həmişə bir bənzətmə istifadə edirəm: küvetimin axması.

Freyzer: Bunun mənası varmı? İçərinizdə tonlarla su olan küvetiniz var, o zaman su drenajdan enməyə çalışır və arxa arxaya dönməyə başlayır & # 8230 və mən düzəldim?

Pamela: Heç vaxt buraya çatmazdım. Bağışlayın.

Fraser: Drenaja düşmək üçün çox su var ki, fırlanasınız.

Pamela: Mükəmməl yaxşı bir bənzətmədir, beynimin getdiyi və havalı bir şey deyil.

Freyzer: Bəs sizin bənzətməyiniz nədir?

Pamela: Etiraf etməliyəm ki, mənim üçün iplik açan pizza kimi düzəldi, bu halda xaricində, qonşusundan material sökən qara dəlik kimi ac bir obyekt var. Bu adamyeyən bir iplik pizzasıdır.

Freyzer: Bəs qüvvələr nələrdir? Bir toplama diskini əldə etməyimiz üçün tələb etdiyimiz ətraf mühit şərtləri nədir və nə baş verir?

Pamela: Gerçəklikdə hər hansı bir toplama diskiniz varsa, əlinizdə olan bir növ çuxur, istər küvetinizin içində olan çuxur olsun, istərsə də yer çəkisi istifadə edərək üç ölçülü kosmik xəritədəki cazibə alçaq nöqtəsi olsun, şeylər düşməyə çalışır. İşlər cazibə quyusundan yıxıldıqca və ya küvetinizdəki drenajdan düşdükcə, açısal impulsun qorunması onların doğrudan aşağı düşməsinin qarşısını alır. Solda, sağda, yuxarıda və ya aşağıda bir az da olsa bir sürətiniz varsa, şeylərin yıxılmağa çalışdığı potensial quyu düz düşmək əvəzinə spiral ilə nəticələnəcəkdir.

Fraser: Mükəmməl bir məzmunlu soyuq qaz buludu kimi görünə bilər ki, içərisində heç bir təcil yoxdur, amma bir araya gəldikdə bu fırlanmanın doğru olmasını təmin edə bilərsən?

Pamela: Bəhs etdiyiniz şey, günəş sistemi qurduğunuz zaman günəş dumanı modelində əmələ gələn disk növüdür. Bu vəziyyətdə nəhəng bir molekulyar şey buludunuz var. Əgər o nəhəng buludu birtəhər sabitləşdirə bilsəniz, yalnız kütlə mərkəzini təsir edə bilsəniz, onu nə sola, nə sağa, nə yuxarıya, nə aşağıya və ya kütlə mərkəzindən başqa bir şeyə vurursunuz, sadəcə güc təmin edirsiniz. kütlənin mərkəzi, birbaşa çökməsinə nail ola bilərsiniz. Yaşadığımız gerçək kainatda bunu etmək üçün həqiqətən heç bir yol yoxdur. Gerçəklik, o nəhəng molekulyar buludu sarsıtdığınız və ya sabitliyi pozduğunuz vəziyyətdədir. fırlanmağa başlayın ki, çökməyə başladığı zaman da dönməyə başlayacaq. Çökən və fırlanan sistem, pizza xəmirini yerə atdıqda və fırladıb bağladığınız zaman diskə düzəldildiyi kimi bir diskin içərisinə düzəldilir.

Freyzer: Müəyyən ediləcək məhdudiyyətlər və ya ətraf mühit faktorları hansılardır & # 8230, qara dəlik nümunəsinə keçək. Qara dəliyinizi aldınız, biraz qaz buludunu və ya bir ulduzu və ya başqa bir şeyi məhv edir və material ona düşür, diskin ölçüsünü, fırlanma sürətini və istiliyini nəyi təyin edəcək? ?

Pamela: Qoy bunları hər dəfə bir faktora ayıraq. Tək bir qara dəliyə sahib olma hadisəsi ilə başlayaq və nədənsə qara dəliyin səthində ölüm axtarmağa hazırlaşan kiçik bir kiçik qırmızı cırtdan ulduz var.

Pamela: Belə olur. Beləliklə, bu ulduzun qara dəliyə doğru düşməsi var və bu, ehtimal ki, muzeyin önündəki sikkələr qoymağa təşviq etdiyiniz huni şəklində əyri şeyə sahib olduğunuz bir elm muzeyində bir model gördüyünüz bir şeydir. pul yığmaq üçün. Sikkələr ətrafa yuvarlandıqda mərkəzə yaxınlaşdıqca daha sürətli və daha sürətli olurlar. Qırmızı cırtdanın içərisinə düşdüyü üçün içəriyə düşdüyü qara dəliklə və nəticədə qırmızı cırtdan ilk əvvəl Roche sərhədini vurduğu qara dəliyə yaxınlaşana qədər daim sıxma spirallarına davam edəcək; uzun müddət cazibə qüvvəsi ilə özünü kürə olaraq qoruya bilməyəcəyinə və daha da yaxınlaşdıqca nəticədə bir insanın düşdüyü kimi parçalanaraq parçalanacağına və ya spagetti ilə qırılacağına çevrilir. uzun bir atom axını. Artıq bu atomlar ətrafa və ətrafa sarıldıqda, onların o qara dəliyin ətrafında pişi yaratdıqlarını təsəvvür edə bilərsiniz. Bu halda, bu bir ulduz materialından çox kiçik olan disk, material bu daxili təkliyə doğru getdikcə əslində hadisə üfüqündə meydana çıxa bilər. Burada əsas odur ki, düşən obyekt düz düşə bilməz, çünki bu bucaq impulsuna malikdir və nəticədə yol boyunca parçalanmaqda və nəticədə ölümə çevrilir. Spaghettification və ölüm.

Freyzer: Düzdür, niyə bu diski qara dəliyin ətrafında əmələ gətirirsiniz? Niyə bu sadəcə & # 8220qulp & # 8221 deyil, sonra da bu & # 8217; Ulduz içəri girir və o da budur.

Pamela: Sadəcə içəri girə bilməz, bu bir şeydir. Ulduz yalnız sürətinin mükəmməl bir şəkildə olması halında, kütlə mərkəzi qara dəliyin kütlə mərkəzi ilə mükəmməl bir şəkildə uyğunlaşdırılsın & # 8230

Pamela: Düzdü. Başqa hər hansı bir vəziyyətdə, açısal impulsun qorunması, sürətinin bir hissəsini əvəzinə orbitə çıxaracağını, ancaq orbitin çürüyən bir orbit olacağını söyləyir, əksər hallarda, sürətlə qarşılaşmalı olduğumuz qara dəliklər olduqda. onu əvvəlcə qara dəlikdən keçirməyə çalışır, bunun əvəzinə ölüm spiralinə çevriləcək. Material uzandıqca əvvəlcə bir kometa meydana gətirdiyini, sonra tək bir üzük meydana gətirdiyini xəyal edə bilərsiniz. İçindəki maddi spirallar olaraq, əslində bir disk meydana gətirən daha uzun və daha uzun bir spiral halına gəlir. Vurğulayıcı ilə daxil olmağı düşünün. Ətrafınızı çəkirsiniz və bəzi materialları sarmaladığınız zaman çəkdiyiniz kimi yox olur, beləliklə bir şeyləri itirirsiniz. Ancaq kiçik və kiçik dairələrdə daha sürətli və daha sürətli çəkdiyiniz zaman, material qara dəliyin ətrafındakı bir lentə paylanır. Mən mantıqlıyam?

Fraser: Bəli, mənalısan. Güman edirəm ki, bir çox şey bu kvazar və aktiv qara dəliklərdədir, bu yığılma diskləri daha da böyüyə bilər.

Pamela: Bunlar düşən bir qırmızı cırtdan ulduz deyil.

Fraser: Xeyr, yox, əlbətdə deyil. Ulduz bir qara dəlikdən çox böyük bir qara dəliyə keçdim, hətta bir ulduz qara dəliyin ətrafında, yeyə biləcəyiniz bir ulduz qrupundadırsa, o material düz yığılacaqmı?

Pamela: Düzdü, şeylər gəldiyində bir şey var və yaxşı bir-birinə sığmayan bu fərqli şeylərin hamısını bir yerə atdınız, buna görə bu fərqli dəyişənlərin hamısını sınayacağam və ayıracağam. Normal gündəlik bir ulduz meydana gəldiyi zaman bir yığma diskimiz ola bilər. Bu vəziyyətdə, çökmə prosesində olan və yıxıldığı zaman mərkəz ısınan bir ulduz meydana gətirən nəhəng bir molekulyar buludunuz var və ətrafında ölmək üçün spiral çevirməyə çalışan bir material diski var. Nəhayət əmələ gələn ulduzun radiasiya təzyiqi dayanacaq və bunun əvəzinə xarici şeyləri partlatmağa başlayacaq. Çox sadə bir yığma diskidir. Bu prosesdə iştirak edən bütün materiallar həmin ilk molekulyar buluddan gəldi. Yığcam bir cisim, ağ cırtdan, neytron ulduzu, başqa normal bir ulduz, qırmızı nəhəng və ya əsas ardıcıl bir ulduzun yanında olan bir ulduz kütləsi qara dəlik olduğunda bir yığma diski ilə də bitə bilərsiniz. Yalnız gündəlik ulduz məmnuniyyətlə nəyisə yeni bir şeyə çevirir. Bu hallarda, bu iki cisim bir-birinə çox yaxınlaşdıqda, yamyam bir ağ cırtdan və ya yaxınlıqdakı ulduzdan material sormaq üçün yeyən bir neytron ulduzu ilə nəticələnirsiniz. Roche-u aşağıya doldurduğunu söylədi və material cazibə qüvvəsi ilə qaçaraq digər ulduza çəkilə bilər, ancaq birbaşa oraya girə bilməyəcək şəkildə spiral yerinə girə bilər. Bu vəziyyətdə o kompakt cisimin cazibəsinə sahibsən. material axınının çəkilməsi və genişləndirilməsi və material yeyilməyə davam etdikcə böyüdükcə böyüyən bir disklə nəticələnir. Daha çox maddi paket daxilində sıxlaşdıqca və daha sıxlaşdıqca əslində bu diskdə nüvə proseslərinin başlaya biləcəyi nöqtəyə çata bilər; bu vəziyyətdə reaksiya qəzəbində partlaya bilər. Beləliklə, ikili sistemlər vəziyyətində toplama diskləri ilə sona çatırsınız, bunlara ümumiyyətlə kataklizmik dəyişənlər deyilir. Əlbətdə əla qara dəliklər var və onlar ulduzlardan planetlərə, düşən külli miqdarda toz və qaza qədər hər şeyi yeyirlər. Bu material, ümumiyyətlə, qalaktikaların toqquşması nəticəsində cazibə qüvvəsi ilə atılır.

Fraser: Məsələn, qara dəlik ətrafında yığılmış materialdır & # 8230 dediniz ki, ulduz meydana gəlməsi mühiti. Bu vəhşi bir mühitdir?

Pamela: Əslində bir ulduzun içindəki şərtlər kimi ulduz meydana gəlməsi şərtlərindən daha pisdir. Deməli, kvazara, aktiv qalaktik nüvələrə bənzər bir şeydə supermassive bir qara dəliyin yığılma diskinə baxdığınız zaman, bu halda içərisində kütlə dəyərində bir çox ulduz olan bir yığma diskiniz var. Bu böyük maddə toplanması cazibə qüvvəsi ilə bir supermassive qara dəliklə bir-birinə bağlanır, belə ki, nəhəng diskdə nüvə reaksiyaları başlandıqda, disk kataklizmik bir dəyişkəndəki kimi partlamaz və parçalanmaz. Kataklizmik bir dəyişənin ətrafındakı yığılma diski, əslində, & # 8220poof & # 8221 gedə bilər və sonra yenidən qurula və yenidən partlaya bilməsi üçün yaxınlıqdakı ulduzdan daha çox maddi götürməlidir. Bəzi klassik novaların təkrarlanan cəhətinin ortaya çıxdığı yer & # 8217;

Fraser: Bu barədə daha çox danışmaq istəyirəm, amma kataklizmik dəyişənlərə çatacağıq & # 8230

Pamela: (Gülür) Hər tərəfdən tullanırsan

Fraser: Mən deyiləm, deyiləm! Məni deyil, kataklizmik dəyişənləri gündəmə gətirdiniz. Yalnız maddənin çox böyük bir qara dəliyi əhatə edən bir ulduzun içərisinə çevrilməsi ilə, bu dəli olur.

Pamela: Bəli bu sıxlıqdır, dəli deyil. Bunlar tamamilə məntiqi nisbi obyektlərdir, buna görə başa düşmək çətindir, ancaq ümumi nisbi nisbəti başa düşsəniz mükəmməl məna kəsb edir.

Fraser: Kantum fizikasını gözləməyən iki nəfər kimi bir adam yoxdur.

Pamela: Bu simli nəzəriyyə. Bu tamamilə düz irəli. Bu, normal bir və ya ikinci kurs məzun kursunda öyrətdikləri bir şeydir. Kütləni soymaq məsələsidir, cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə bağlanır, kifayət qədər sıx olur, nüvə reaksiyalar davam edir, nüvə yanma davam edir və bu səbəbdən kvazarlara baxanda son dərəcə isti bir material diskləri var. öz işığını saçır. Öz işığını yayan, bəzi hallarda diskin içərisində gedən nüvə reaksiyalarından qaynaqlanır.

Freyzer: İndi supermassive qara dəliklərlə əldə etdiyiniz digər amillərdən biri də bu jetləri yığma diski ilə əldə etməyinizdir. Bəs təyyarələrlə nə baş verir?

Pamela: Reaktivlər son dərəcə isti bir maddəyə sahib bir yan məhsuldur, bu halda isti qaz, elektron alır, ionlaşır və artıq neytral deyil. Bir dairədə hərəkət edən neytral deyil, hissəciklər yüklədiyiniz zaman maqnit sahəsi yaradır. Yüksək dərəcədə yüklənmiş hissəciklərin, çox isti hissəciklərin bu fırlanan diski maqnit sahəsi yaradacaq. Bu maqnit sahəsinin gücü, materialın nə qədər sürətlə fırlandığı və bütün diskin ayrı-ayrı atomlar üzərində nə qədər sürətli fırlandığı ilə bağlıdır. Bunu götürün və sonra bu yığma diskində nə qədər şey var. Kütləvi bir çəkmə diskinə sahib olan, super kütləli bir qara dəlik kimi bir şeyin ətrafında gəzdiyiniz zaman, kütləvi orbital sürətlərə sürətləndirin və kütləvi maqnit sahələri ilə nəticələnəcəksiniz. Beləliklə, nisbi sürətlərdə o nüvəyə daxil olan yüklü hissəcikləri fırladan bu son dərəcə güclü maqnit sahələriniz var.

Freyzer: Nisbi sürətlər və # 8230 bunlar bütün qalaktikalar boyunca doğru gedə bilərmi?

Pamela: Bu, bir ifadədir.

Fraser: Bəli, qalaktikalar arasında.

Pamela: Bəli, qalaktikanın özündən xeyli böyük olan material təyyarələri, radio təyyarələri ilə sona çatırsınız. Radio jetlərinə baxdığınızda və onları bütün görünüş sahələrinizə sığdırdığınızda və ya hətta onları kompüter ekranınızın arxa planında etdiyinizdə, mərkəzdəki kiçik qalaktika bu sistemlərin çoxunda demək olar ki, yox olur.

Fraser: Vay. Nəzəriyyələrdən biri və bilirəm ki, daha saçaq nəzəriyyələrdən bəzilərini bəyənmirsən, bu qalaktik təyyarələrin bəzilərinin tamamilə fərqli qalaktikalarda ulduz meydana gəlməsi dövrlərindən məsul ola bilməsi.

Pamela: Bəli, bununla bağlı bir problemim yoxdur. Bu, sadəcə başqa bir qalaktika və # 8217s sahəsinin təsirinə düşməyə qarşı cazibə qarşılıqlı təsirləridir. Təyyarənin uçduğu bəzi hallarda, onları daxili qalaktika mühiti, daxili klaster mühiti ilə qarşılıqlı əlaqə qurduqları üçün materialı sıxlaşdırdığını görə bilərsiniz. Bu maddənin sıxılması ulduz əmələ gəlməsinə səbəb ola bilər və başqa bir qalaktika bu müntəzəm olaraq ulduz meydana gəlməsini təmin edə bilən və eyni zamanda şeyləri olduğu kimi ionlaşdıran bu təyyarələrdən birini keçərək səhv etsə.

Fraser: Yalnız əlavə edilmiş məsafə. Yalnız böyük lazer şüanızla, böyük təyyarənizlə başqa bir qalaktika çəkin. Çox yaxşıdır. Beləliklə, kataklizmik dəyişənlərə getməyə başladınız, buna görə də müxtəlif nümunələr və bu yığma diskləri harada əldə edəcəyimiz barədə danışaq. Artıq qara dəliklər və çox böyük qara dəliklər haqqında danışdıq və qara dəliyin cazibə qüvvəsinin bu ulduzları parçalayaraq spiral halına gətirdiyi və bu diskləri ətraflarında qurduğu vəziyyəti əldə etdiniz. Cazibə gücünü harada əldə edirsən, bu cür vəziyyətləri əldə edə bilərsən. Astronomiyada yığma disklərini haradan aldığımıza dair bəzi başqa nümunələr nədir.

Pamela: Kiçikdən böyüyə getmək yaxşıdır və Jovian planetləri meydana çıxarkən, günəşin ətrafında olan protoplanetar diskdə material əmdikləri üçün, ehtimal ki, ətraflarında bir növ yığma diski olduğunu düşünürdülər. Nəhəng planetlərə sahib ola bilərsiniz, çünki əmələ gəldikdə, onları qaz halında olan planetlərin əsas hissəsi halına gətirən hidrojeni bəsləyən material yığma diskləri var. Maddəni partlatmağa başlayacaq qədər isti oluncaya qədər ətrafında bir toplama diski meydana gətirməkdə olan hər hansı bir köhnə ulduza sahib ola bilərsiniz.

Freyzer: Marsla Phobos ilə əlaqəli bir vəziyyət nədir, çünki Roche limitinin altındadır, çünki yaxın milyon il içində parçalanacaq və Mars ətrafında bir material diskinə çevriləcək, hamısı o yerə çırpılana qədər. planet. Eyni təsiri davam edir?

Pamela: Bu, bir yığma diski qədər düşünmək çətin olduğu şeylərdən biridir, çünki bu, çox uzaqdan tutulmuş bir şey olmadığı üçün qeyri-sabit bir planet halqası kimi düşünülür. Yalnız semantikaya çevrilən müəyyən bir nöqtədə. Qeyri-sabit planet diski və yığılma, necə öldüyünün fizikasına baxsanız, eyni şeydir.

Fraser: Tamamilə bu cazibə qüvvəsi gelgit qüvvələrini bir şeyi parçalayıb bir halqaya qoyub sonra istehlak etməyinizə ehtiyacınız var. Kataklizmik dəyişənlərdən bəhs etdiniz və bu o qədər cəlbedici bir prosesdir ki, bir müddət yalnız bunlardan bəhs etmək istəyirəm. Bəs kataklizmik dəyişən nədir?

Pamela: Ağ cırtdan, neytron ulduzu, qara dəlik və ya bu xətlər boyunca adi bir ardıcıllıq ulduzu və ya nəhəng bir ulduz kimi qonşu bir ulduzdan material tutma qabiliyyətinə sahib bir şeydir. Material qonşusundan axışdıqda, vaxtaşırı partlayan bir disk meydana gətirir.

Fraser: & sonra nə olacaq? Deyirsiniz ki, vaxtaşırı partlayır, beləliklə qurulur və sonra partlayır və partlatma sistemi yenidən qurmaq üçün nə edir?

Pamela: Yalnızca yığılma diskində olan bütün materialların alovlara deyil, radioaktiv proseslərə daxil olmasına səbəb olur. Bu, bəzi hallarda hər şeyi yenidən başlamaq üçün sistemi təmizləyir.

Fraser: Bunun bir növ son nöqtəsi varmı? Əbədi davam edəcəkmi?

Pamela: Yaxşı, sonsuza qədər davam etməyəcək, çünki nəticədə qonşu ulduzdakı bütün materialları istifadə edəcək, ancaq oğurlana bilən material olduqda davam edəcək.

Fraser: Yəni bütün bu materialı istifadə etdikdə nə baş verir? Yalnız yeməyini bitirir və yalnız susur?

Pamela: Bəli, sadəcə susur. Əslində ətrafdakı material diskini nəzakətlə partlatmaqdansa, sonra sadəcə tükəndirəcək bir ağ cırtdana sahib ola biləcəyiniz olduqca fəlakətli bir yola gedə bilər. Əgər onu düzgün bir şəkildə bəsləsəniz, material ağ cırtdanın səthində yığılacaq və nəticədə ağ cırtdan çox böyüyərsə, 1a tip supernova kimi partlayacaq və bu halda əbədi olaraq olduqca fəlakətli bir şəkildə başa çatacaq.

Freyzer: Düzdür və kainatın ölçüsünü anlamağımıza kömək edir.

Freyzer: Bəs protoplanet disklər? Yupiterin və əşyaların necə formalaşdığı barədə bir az danışdıq, amma bu, planetlərimiz üçün bütün formalaşma metodudur?

Pamela: Daha əvvəl dediyim kimi, böyük bir molekulyar buludunuz olduğu qədər sadədir, nədənsə cazibə qüvvəsi baxımından qeyri-sabit olur, yıxıldıqca dönməyə başlayır, tam mərkəzdə bir ulduz yaratmağa başlayırsınız və bu ulduz işıqlandıqda ətrafındakı materialı cazibə qüvvəsi ilə istehlak etmək əvəzinə, radiasiya təzyiqi yığılma prosesini dayandırır və sadəcə bir protoplanetar disk qoyur.

Freyzer: Ah buradakı xırda şeylər, bilirsinizmi yığılma disklərinin öyrənilməsinə nə deyilir?

Fraser: Disko seysmologiyası deyilir.

Pamela: Əks disk toplayan bir çox insanla işləməyimə baxmayaraq bunu heç eşitməmişəm.

Fraser: Bu, Vikipediyanın dedikləridir. İndi kimsə onu sındırmış ola bilər.

Pamela: Yoxsa buna bir yer dedikləri budur.

Fraser: Bəli, diskoteka seysmologiyası və QPO & # 8217s qara dəlik spin ilə qarşılaşır. Yalnız bir dəqiqəlik qara dəliklərə qayıtmaq istəyirəm, çünki mən yalnız qara dəlikləri sevirəm və insanların qara dəliklər haqqında eşitməyi çox sevdiyini bilirəm. Supermassive qara dəliklər bir çox halda Einşteynin proqnozlaşdırdığı həddə, nisbi sürətlərdə fırlanır. Fizika qanunlarının son sürət həddinə çatdıqda bunun yığılma diskinə təsiri varmı?

Pamela: Düşünmürəm ki, hələ söyləyəcəyimiz kifayət qədər dəlilimiz var. Həqiqətən qara dəlik fırlanma sübutlarını gördüyümüzü sübut etməyə başlamaq üçün yığılma disklərinin daxili kənarlarını istifadə etməli olduğumuz müşahidələrdən istifadə edə bilərik. Bunu proqnozlaşdıran nəzəriyyələrə sahib olmaq bir şeydir, amma hələ də bu nəzəriyyələrin doğruluğunu yoxlamaq üçün effektlərin olub olmadığını anlamağa sübutlar toplamaq üzərində işləyirik. Uyğunlaşma disklərini öyrənməyin problemlərindən biri, xoşbəxtlikdən yaxınlarda heç kimin olmamasıdır. Onları araşdırarkən istədiyimiz incə ölçülü ölçmələri əldə edə bilmərik.

Fraser: Vay. Bir çox istiqamətdə gördüyümüz inanılmaz bir prosesdir. Yalnız başqa bir cazibə mərkəzi tərəfindən parçalana biləcək bir şeyiniz varsa, bir disk əldə edəcəyinizə gəldi.

Pamela: Toplama diskləri ilə işləməyi çox sevdiyim şey, fərqli kütlələrin bu nəhəng parametr sahəsindəki eyni fizikadır. Təbiətin təcrübənin planetar miqyasda işləməsini, kiçik ulduz miqyasında işləməsini, böyük ulduz miqyasında işləməsini və bu qədər fərqli şəkildə işləməsini görməyinizə imkan verdiyi vaxtlardan biridir. supermassive qara dəlik ölçülü tərəzi. Yenidən eyni fizika fərqli bir bükülmə ilə oynandı.

Freyzer: Yəni eyni düsturdan istifadə edə bilərəm, ətrafda ilk dəfə hansı düsturu öyrənsəm, onu obyektə tətbiq edə bilərəm?

Fraser: Bu, həqiqətən çox yaxşıdır. Awesome, çox sağol Pamela.

Pamela: Mənim zövqüm Fraser idi

Bu transkript səs sənədinə tam uyğun gəlmir. Aydınlıq üçün redaktə edilmişdir.


Accretion Disk

Bir toplama diski, sürətlə spiralləşməyə işarə edən astronomik bir termindir maddə bu astronomik bir obyektə düşmə prosesindədir. Prinsipcə hər hansı ulduz bir yığma diski ola bilərdi, amma praktik olaraq yığma diskləri tez-tez qara dəliklər və ya çox çökmüş ulduzlarla əlaqələndirilir neytron ulduzlar.

Uyğunlaşma diskinin təməli rolunu oynayan maddə, bir ulduzun olduğu bir bölgədən keçəndə əldə edilə bilər ulduzlararası məsələ normaldan daha qalındır. Ancaq normalda bir ulduz yoldaş ulduzdan bir toplama diski alır. Zaman iki ulduz orbit bir-birinə, iki ulduzun ətrafında görünməyən bir səkkiz rəqəm var Roche lobları. Roche lobları içindəki bütün nöqtələri təmsil edir yer burada hər ulduzdan cazibə potensialı bərabərdir. Bu səbəbdən Roche loblarındakı hər hansı bir məsələ eyni dərəcədə hər iki ulduza düşə bilər. İkili sistemdəki bir ulduz Roche loblarından daha böyük olarsa, maddə ondan digər ulduzun üzərinə düşərək bir toplama diski meydana gətirər.

Çökən bir ulduz çuxuruna düşən maddə bir kürə şəklində olduğu üçün disk əmələ gətirir kütlə fırlanan qazın düzəldilməsinə meylli olacaqdır. Nə qədər sürətli fırlanırsa, o qədər yaltaq olur. Beləliklə, düşən material mərkəzi kütlənin ətrafında fırlanırsa, iplik maddəni bir yığma diskinə düzləşdirir.

Qara dəliklər elə bir yerə çökmüş cisimlərdir ki, heç bir şey, hətta işıq, inanılmaz xilas ola bilər güc çəkisi. Heç bir işıq qaça bilmədiyi üçün, onu birbaşa müşahidə etməyin yolu yoxdur. Lakin, əgər qara dəlik bir yığma diski varsa, yayacaq diskini müşahidə edərək dolayı yolla qara dəliyi müşahidə edə bilərik. x şüaları. Yığma disklər olmasaydı, astronomların qara dəliyi müşahidə etməsinə ümid az olardı.

Tutulma diskləri a ilə də baş verə bilər ağ cırtdan ikili sistemdə. Ağ cırtdan, bənzər ulduzların təkamülünün son mərhələsi olan çökmüş bir ulduzdur Günəş. Ağ cırtdanlar, Günəş qədər böyük ölçüdə sıxılmış kütlə ehtiva edirlər Yer. Normalda ağ cırtdanın nüvə reaksiyalarında yanacaq tükəndi, amma hidrogen ağ cırtdana düşən yığılma diskindən əlavə nüvə reaksiyalarını alır. Ağ cırtdanların sərbəst buraxılması üçün yavaş-yavaş genişlənməsinə imkan verməyən bəzi qeyri-adi xüsusiyyətlərə malikdir istilik təzyiqi bu nüvə reaksiyalarının yaratdığı. Bu səbəbdən bu istilik təzyiqi ağardılmış cırtdanın səthi partlayana qədər əmələ gəlir. Bu tip partlayışa a deyilir nova (ilə qarışdırmaq olmaz supernova) və ümumiyyətlə çox buraxır enerji Günəşin 100.000 ildə olduğu kimi bir ildən az müddətdə proton şəklində.


Szkody, Paula

Professor Szkody, aktiv kütlə ötürülməsi ilə yaxın ikili ulduzları (Kataklizmik Dəyişənlər) öyrənmək üçün çox dalğalı bir yanaşma istifadə edir. İndiki araşdırması Hubble Kosmik Teleskopunun yanında APO və dünyanın yer üzündə optik qurğuları ilə ultrabənövşəyi müşahidələri əhatə edir. Hal-hazırda maqnit və maqnit olmayan ağ cırtdanlar, yığılma diskləri və onların rentgen buraxan sərhəd qatları, ulduz tacları və təsirləri ilə kütlə köçürülməsinin və yığılma təbiəti haqqında fikirlərə səbəb olan ən zəif, ən aşağı kütlə ötürülən CV-ləri tapır. gec tipli ikincil ulduzların yuxarı atmosferlərində şüalanma.

Tədqiqat

Mənim işim ağ cırtdana kütlə köçürülməsini əhatə edən bütün yaxın ikili sistemlərin müşahidələrini əhatə edir. Buraya, Kataklizmik Dəyişənlər (CV) adlandırılan novae, cırtdan nova və novalikes daxildir. Ağ cırtdanın maqnetizmi, aşağı kütlədəki yoldaşdan kütlə axınının bir yığma diski, bir pərdə və ya bir huni vasitəsilə maqnit dirəklərinə doğru olub olmadığını təyin edir. Akkreditasiya axınının və altındakı ulduzların quruluşu ultrabənövşəyi və optikdən infraqırmızıya qədər rentgen şüasından çox dalğa uzunluğundakı müşahidələrdən müəyyən edilir. Bu obyektlərin bir çoxu yerüstü tədqiqatlar (SDSS, CRTS, iPTF) yolu ilə kəşf olunur və onların spesifik növlərini və yaxın ikili formasiyanın populyasiya modellərinə necə uyğunlaşdıqlarını müəyyən etmək üçün kosmosdan və yerdən izləmə aparılır.

Mənim haqqımda

Teleskoplarla müşahidə aparmağı sevirəm və astronomların teleskoplara getdiyi bir dövrdə araşdırma apardığım üçün şanslı hiss edirəm. Hər rəsədxananın öz tarixi və cazibəsi var və Kitt Peak-dakı bütün teleskoplardan istifadə edə bildim, həmçinin CTIO, Keck, Palomar, Mt. Wilson, Lick, McDonald, WHT, MMT, APO, IRTF, MDM, Mt. Lemmon, Lowell, Mt. John, MRO. Kosmik peyklərlə işləmək də bənzərsizdir və HST, GALEX, FUSE, EUVE, IUE, Chandra, XMM, ROSAT, RXTE, Ginga, ASCA və EXOSAT-da vaxtı müşahidə edə bildim.

Veriləri müşahidə etməməyim və analiz etməməyim, təklif yazmamağımda yürüyüş, qayıqla gəzməyi, səyahət etməyi və uşaqlarımla və nəvələrimlə vaxt keçirməyi sevirəm.


MATERIALS AND METHODS

Sample selection

We attempt to include all relevant sources in our sample. Our sample includes two stellar-mass BHs observed during their soft state (Cyg X-1 and GRS 1915+105) (3, 7, 22, 3436) with strong enough variability to measure break frequencies. We also include all unabsorbed, bright AGN with good XMM-Newton observations (having more than 40-ks exposures) (21). In addition, we include both nova-like accreting WDs observed during the Kepler mission and all six nova-like accreting WDs observed with ULTRACAM (see Table 1 for a full list) in the sample of Barros (25). All systems used are thought to be in an analogous state to the BH (high)soft states, where the accretion discs are thought to extend very close to the accreting objects. Therefore, our assumption that the inner-disc edge of both stellar-mass BHs and AGN extends close to RISCO is valid.

The table lists the objects used in this work. We include the adopted masses, radii, mass accretion rates, and break frequencies, νb. Where these values have been taken from the literature, we provide the relevant reference. Where these values have been estimated in this work, we refer to Materials and Methods (19). All systems, except for the YSO V866 Sco, have been used for the fit shown in Figs. 3 and 4.

Throughout this work, we assume RISCO for BHs with dimensionless spin parameter a = 0.8. Estimates of black hole spins suggest that there is likely to be a range of spin parameter values, but different methods seem to yield different estimates for the spin parameter, at least in some cases (37, 38). Deviations from nonspinning RISCO estimates will introduce scatter in the scaling relation, but we account for this by introducing systematic uncertainties to our sample. The estimated spins of the two stellar-mass BHs in the sample are both nearly maximal, and the estimated values of the AGN spins that exist for the AGN in the sample are mostly about a = 0.8, but most of the AGN in the sample do not have well-established spin estimates (39). If we set a = 0 (no spin), we recover slightly different scaling parameters, although they remain consistent with the previously derived mass-scaling relation (1).

Stellar-mass BHs in their (low)hard state, as well as accreting NSs, have already been shown to seemingly follow the original variability plane (3). However, all hard-state systems seem to be systematically offset from the general soft-state relation. Thus, we only consider soft-state analogs in this work to obtain a refined scaling relation that includes the radius dependence. Soft-state NSs often have very low amplitudes of variability, and much of the variability is coming from the very low frequency noise component, which is often suggested to be due to fusion processes on the NS itself (40). We will address the variability of hard-state systems, including NSs (in all states), in a later work.

We inspected all YSOs observed during campaign 2 of the Kepler/K2 mission under the GO program GO2056. These targets have been selected as displaying clear evidence of accretion-induced emission lines (18). The sample contained 71 systems observed in long cadence mode. We extracted light curves for 17 systems from this sample that did nothave neighbors close by in the target pixel files provided by the Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST). This allowed us to create light curves using relatively large target and background masks, which mitigated the effect of spacecraft jitter in the resulting light curves (41). We visually identified 6 of these 17 light curves as displaying clear aperiodic variability. The light curve obtained for V866 Sco is shown in Fig. 1.

PSD fitting

The PSDs used in this study (both from Kepler and ULTRACAM data) were all estimated from evenly sampled sections of data using standard methods (42). Specifically, we computed the rms-normalized periodogram from each continuous section of data, merged the periodograms where appropriate, and averaged the geometrically spaced frequency bins.

We fit each individual PSD through weighted least squares with a bending power-law of the form (2) where P(ν) is variability power as a function of ν α and β are the power-law indices for the low- and high-frequency components, respectively, bending at frequency νb R is a normalization constant and N is a constant noise component that takes into account high-frequency power not intrinsic to the sources. Confidence intervals were computed by “bootstrap” resampling, which was performed 10,000 times to obtain a distribution for the characteristic bend frequencies, νb. We set the measured logνb as the mean of the logged distribution and 1σ error from its SD.

Scaling relation fitting

The characteristic break frequencies are thought to originate from the inner parts of the accretion disc. These emit most of their radiation in x-rays for AGN and stellar-mass BHs, whereas they emit mostly optical/UV light for accreting WDs and YSOs. Thus, we adopt values of νb for AGN and stellar-mass BHs estimated from x-ray data, whereas we estimate νb for accreting WDs and YSOs from optical data. Although this choice is physically motivated, we note that, for accreting WDs and stellar-mass BHs, optical and x-ray PSDs have already been shown to yield consistent νb for the same object (13, 43). Furthermore, although no such comparison has yet been possible for AGN, the high-frequency power-law slope has been shown to be similar between different AGN at both x-ray and optical wavelengths (44, 45).

We fit the accretion variability plane with a function of the form taken from Eq. 1 using centimeter-gram-second (cgs) units. We use published values of νb (and errors) and M for AGN and stellar-mass BHs (1, 2023) and measure our own νb values with errors for accreting WDs and YSOs. In addition, we adopt bolometric luminosities, Lbol, from the literature and translate these to mass accretion rates = Lbolc 2 , setting η = 0.1 (24) for the BH systems. Where possible, we adopt literature values for the masses of accreting WDs (27) and set M = 0.75 solar masses otherwise. We also set =10 −8 solar masses per year for all accreting WDs we set (29). The uncertainties in M, R, and are not typically laid out well in the literature, but a general understanding of the scatter in the estimates of these parameters does exist. For the BHs, the scatter in MR is mostly due to scatter in the M-σ relation (46) and uncertainty in the spin distribution, respectively, yielding errors of about 0.2 dex on both parameters. For the WDs, the systems have been taken to have typical values, and the uncertainties represent the breadth of the distribution of these values. Although the spread in M found in accreting WDs is about 0.14 dex (47), we adopt a slightly more conservative value of 0.2 dex accounting for the fact that the population used to obtain the measured spread on M contains very few accreting WDs of the nova-like class, which we use exclusively. The uncertainties in for BHs are mostly driven by uncertainties in the source radiative efficiencies (spin-dependent) and bolometric corrections (48, 49), which we find to be around 0.4 dex. For WDs, the uncertainties in are driven by uncertainties in the distances to the sources (50), which require assuming that the nova-like accreting WDs all have similar luminosities, resulting in a 0.4 dex error on . We therefore simply adopt a constant 0.2 dex for the uncertainties in MR and a constant 0.4 dex for the uncertainty in (because this is the hardest to estimate accurately) for the whole sample. We note that modifying the errors on the sample does not affect the obtained fitted parameters for the scaling relation, but rather change the size of the obtained contour levels (Fig. 3).

To determine the best-fit values for the coefficients A, B, C, and D., we performed a total least squares parameter grid search (using errors on all variables) and determined the minimum value of Χ 2 (3) where E is the log of the predicted frequency, given by the model (Eq. 1). Here, , σR, σM, and σ are the errors on logνb, logR, logM, and log , respectively. At least to within our adopted errors, the fit is good (X 2 = 38.41 for 37 df), and the coefficients of the logR, logM, and log terms are consistent with the previously obtained fit for the BH-only sample (1), resulting in A = −2.07 ± 0.11, B = 0.043 ± 0.17, C = 0.95 ± 0.22, and D. = −3.07 ± 2.61. By setting the errors on M, R, and to larger or smaller values, we recover consistent fit parameters as with our original choice of 0.2 dex on MR and 0.4 dex on , albeit with larger or smaller error contours. Thus, our analysis is robust against the precise choice of adopted errors. We also recall that our best fit assumes BH spins of a = 0.8 for the whole sample. Deviations from this assumption using either a = 0 or a = 1 would affect both RISCO estimates and the accretion efficiency η. The difference between these two extremes yields an about 0.8 dex difference on the BH predicted model frequencies (Fig. 4).

This is an open-access article distributed under the terms of the Creative Commons Attribution license, which permits unrestricted use, distribution, and reproduction in any medium, provided the original work is properly cited.


Can white dwarfs have accretion discs too? - Astronomiya

A re-evaluation of time-averaged accretion rates at DBZ-type white dwarfs points to historical, time-averaged rates significantly higher than the currently observed episodes at their DAZ counterparts. The difference between the ongoing, instantaneous accretion rates witnessed at DAZ white dwarfs, which often exceed 10 8 g s -1 , and those inferred over the past 10 5 -10 6 yr for the DBZ stars can be of a few orders of magnitude, and therefore must result from high-rate episodes of tens to hundreds of years so that they remain undetected to date. This paper explores the likelihood that such brief, intense accretion episodes of gas-phase material can account for existing data. For reasonable assumptions about the circumstellar gas, accretion rates approaching or exceeding 10 15 g s -1 are possible, similar to rates observed in quiescent cataclysmic variables, and potentially detectable with future X-ray missions or wide-field monitoring facilities. Gaseous debris that is prone to such rapid accretion may be abundant immediately following a tidal disruption event via collisions and sublimation, or if additional bodies impinge upon an extant disc. Particulate disc matter accretes at or near the Poynting-Robertson drag rate for long periods between gas-producing events, consistent with rates inferred for dusty DAZ white dwarfs. In this picture, warm DAZ stars without infrared excesses have rates consistent with accretion from particulate discs that remain undetected. This overall picture has implications for quasi-steady state models of accretion and the derived chemical composition of asteroidal debris in DBZ white dwarfs.


Magnetic Field effects on Accretion Disks

In rough terms, magnetic fields should become important in accretion disks when the B-field energy density becomes comparable to the kinetic energy density. The effect of strong B-fields should be to puff up the inner part of the accretion disk because the ionized gas in the disk will be constrained to follow the B-field lines, rather than remain in the rotational plane of the disk.

One can combine the (relatively easy) physics of accretion disks with the (relatively complicated) physics of magnetic fields to get an estimate of the factors that control where in an accretion disk the magnetic field begins to dominate the disk structure. Bu radiusa Alfven Radius:

One can put numbers in the above relationship. For typical neutron star numbers, the Alfven radius is about 3000 km, compared to an estimated disk radius of about 10 to 100 times that. Bu o deməkdir ki B-fields are essential for understanding the inner parts of accretion disks, but that they are typically unimportant for the majority of the disk.

Within the Alfven Radius, the disk will be puffed up by the magnetic field. This will change the observed properties of the system that arise from accretion onto the compact object, as the puffed-up inner disk will obscure the view of the Neutron Star for most lines of sight.


What is an accretion disk?

Whenever gas nears an object with significant gravity, it moves towards it. If the object – be it a newborn star, a white dwarf or a dreaded black hole – is spinning, then the gas falls into a spinning disk around it, called an accretion disk because the gas is ‘accreting’ onto the object.

Around a newborn star this eventually grows into planets. Around a white dwarf stealing gas from a close companion star, the gas in the accretion disk winds up on the surface, where too much causes a supernova. Around a black hole the gravitational forces are so strong that the gas becomes heated to millions of degrees. In the most extreme cases these discs glow so bright that they can be seen across the universe as a quasar.

İlə bu günə qədər davam edinson news in All About Space –mövcuddur hər ay yalnız 4.99 funt-sterlinqə. Alternativ olaraq abunə ola bilərsinizhere qiymətin bir hissəsi üçün!


Extended Data Fig. 1 Identification spectrum of WD J0914+1914.

The unusual nature of WD J0914+1914 was identified from its optical spectrum within SDSS Data Release 14. The Hα, O i 7,774 Å and O i 8,446 Å lines are clearly detected, S [ii ] 4,068 Å and a blend of S i and O i near 9,240 Å are present near the noise level.

Extended Data Fig. 2 Emission lines from a Keplerian disk.

The double-peaked emission lines of hydrogen (a), oxygen (b, c, e, f) and sulfur (d) detected in the optical spectrum of WD J0914+1914 originate in a gaseous circumstellar disk. Shown in red are synthetic disk profiles computed by convolving the Cloudy model that best matches the observed line flux ratios with the broadening function of a Keplerian disk. Adopting an inclination of mən = 60°, the widths and double-peak separations of the Hα (a) and O i 8,446 Å (c) lines are well reproduced for inner and outer disk radii of rin ≈ (1.0–1.3)R rout ≈ (2.8–3.3)R , respectively, consistent with the results from the Cloudy models (see Extended Data Fig. 4). The emission of [S ii ] 4,068 Å (d) extends from about 1R to 10R . The V-shaped central depression of the O i 8,446 Å (c) line suggests that the line is optically thick.

Extended Data Fig. 3 Dynamical constraints on the location of the circumstellar gas emitting the observed double-peaked emission lines.

The gas in the circumstellar disk follows Keplerian orbits, and hence the profile shape of the observed emission lines (see Fig. 1 and Extended Data Fig. 2) encodes the location of the gas. The velocity separation of the double-peaks and the maximum velocity in the line wings correspond to motion of gas at the outer edge and inner edge of the disk, respectively. For a given inclination of the disk, these velocities map into semi-major axes. A lower limit on the inclination, mən > 5°, arises from the finite size of the white dwarf (Rwd), and an upper limit on the extent of the disk is provided for an edge-on, mən = 90°, inclination. The forbidden [S ii ] 4,068 Å line has a much smaller separation of the double-peaks compared to Hα and O i 8,446 Å, implying a larger radial extent.

Extended Data Fig. 4 Quality of the Cloudy fits.

The line flux ratios of a grid of Cloudy models spanning a range of gas densities, ρ, and radial distances from the white dwarf, r, from the white dwarf are compared to the observed values. The two histograms show the average quality for constant r (top) and constant ρ (right). The observed emission line fluxes are reasonably well reproduced by photo-ionized gas with a density of ρ = 10 −11.3 g cm −3 and located at about (1–4)R .

Extended Data Fig. 5 Incident EUV flux and mass loss rates as a function of orbital separation.

a, Comparison of the irradiating EUV flux around T Tauri stars (yellow-shaded region) and that of WD J0914+1914 (red line). The outer border of the warm Neptune desert is indicated by the vertical dashed line. The orbital separation of the planet orbiting WD J0914+1914 estimated from the size of the accretion disk is about (14–16)R (grey-shaded region). Subject to an EUV luminosity comparable to that of planets around T Tauri stars, the giant planet at WD J0914+1914 is well within the warm Neptune desert. b, Mass loss rates estimated from the assumption of recombination and energy limited hydrodynamic escape for a Jupiter mass and a Neptune mass planet. Substantial mass loss could be generated even for separations of up to a few hundred solar radii, well beyond the estimated orbital location of the giant planet at WD J0914+1914.

Extended Data Fig. 6 Comparison of the the Lyα emission of WD J0914+1914 with the Sun.

a, Lyα irradiance of the Sun across a full solar activity cycle as measured by the SORCE SOLSTICE instrument. The radiation pressure on neutral interplanetary hydrogen in the solar system usually exceeds the gravitational force exerted by the Sun. b, The Lyα flux of the Sun during minimum (2008) and maximum (2014) in comparison to the emission of WD J0914+1914 at a distance of 15R . Given that WD J0914+1914 is less massive than the Sun, and that its Lyα flux is comparable to that of the Sun in the core of the line, but much larger in the wings (even during the 2014 solar maximum), radiation pressure strongly impedes the inflow of hydrogen, explaining the large depletion of hydrogen with respect to oxygen and sulfur within the circumstellar disk.

Extended Data Fig. 7 Final separation after common envelope evolution as a function of planetary mass.

We adopted two common envelope efficiencies, α = 0.25 (solid line), and α = 1.0 (dashed line) to calculate an upper limit for the final separation (afinal) if the progenitor of WD J0914+1914 and the planet evolved through a common envelope phase. The parameter space of possible outcomes of common envelope evolution lies below these lines (grey-shaded region). We consider the smaller efficiency to be more realistic. For configurations below the red line (aphot), the planetary mass object will evaporate inside the giant envelope below the blue line (aRL), it would overflow its Roche lobe. Only planets with parameters within the green-shaded region can survive common envelope evolution. Whereas common envelope evolution can bring a Jupiter-mass planet to the estimated location of the planet around WD J0914+1914 (at (14–16)R ), smaller planets will be evaporated in the giant envelope.

Extended Data Fig. 8 The evolution of the mass loss rate.

White dwarfs cool with time and as a consequence their EUV luminosity decreases. We calculated model spectra for effective temperatures from 80,000 K to 10,000 K, integrated the EUV flux, and determined the mass loss rate of a Jupiter and a Neptune at a distance of 10R . At a cooling age of 364 million years the white dwarf will have cooled down to 12,000 K, the mass loss rate will drop below about 10 6 g s −1 , and the resulting photospheric contamination by oxygen and sulfur will become undetectable. Integrating the mass loss rate over the entire cooling time results in a total mass loss of about 0.002MJup, which corresponds to about 3.7% of the mass of Neptune.


Videoya baxın: Disk Razvarka necə edilir? Miatanın bir müddətlik diskləri (Sentyabr 2021).