吸積盤

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吸積盤(accretion disc 或 accretion disk)是一種由彌散物質組成的、圍繞中心體轉動的結構（常見於繞恆星運動的盤狀結構）。

目錄

簡介

吸積盤是包圍黑洞或中子星的氣體盤。盤內的摩擦力使氣體逐漸螺旋下落，被吸積到黑洞或星體。比較典型的中心體有年輕的恆星，原恆星(protostar)，白矮星，中子星以及黑洞。重力使得盤中的物質沿螺線被吸附至中心體；角速度的不同則使得物質進行着角差轉動。而引力場使得物質被壓縮，同時激發出電磁輻射。被激發出的射線頻率取決於中心體的形式。若中心體為年輕的恆星或者源恆星，那麼吸積盤輻射多半處於紅外區，而中子星及黑洞產生的吸積盤的輻射多半處於光譜的X-射線區域。

術語介紹

指白矮星、中子星或黑洞等緻密天體周圍，由於物質受到引力作用向中心天體落下所形成的盤狀結構。

1968年Prendegast研究了雙星系統中白矮星周圍的吸積盤，隨後Shakura和蘇尼亞耶夫建立了中子星和黑洞周圍的吸積盤模型。吸積理論建立以來，主要有四種吸積盤模型被人們廣泛研究。 1973年由Shakura和蘇尼亞耶夫建立了α盤模型，又稱為標準吸積盤模型，標誌着現代吸積盤理論的誕生。

α盤模型假定吸積盤內物質交換的特徵尺度和特徵速度分別與盤的厚度H和等溫聲速cs相當，並引入因子α：v = αHcs並結合質量、動量、能量守恆，得到了一組完備的代數方程。除此之外還有1976年Shapiro、Lightman、Eardley建立的SLE盤模型、20世紀80年代建立的細盤模型（slim）、20世紀90年代建立的徑移主導吸積流盤模型（ADAF）等。

物理學

在20世紀40年代，模型第一次導出了吸積盤基礎的物理本質。為了使得與觀察現象一致，當時的模型不得不引入了一種未知的結構以保證角動量守恆。當物質落入中心時，它不僅在損失重力能同時也損失着角動量。由於總角動量是守恆的，落入中心星的物質而損失的角動量必由遠離中心星的角動量的增加而得到補償。換言之，角動量被傳遞到了吸積的物質上。

一方面，粘滯力會使得物質被加熱從而輻射出引力能，這是毫無疑問的。另一方面，僅靠粘滯力本身又不足以解釋角動量是如何傳遞至盤的表面的。因湍流而增強的粘滯力曾被考慮為一種合理的解釋角動量再分布的動力學理論，儘管這種湍流的起源並沒有被完全理解。傳統的現象學引入一個因子α以解釋由於盤中湍流而引起的粘滯力增加。在1991年，基於電磁力旋轉的不穩定性的再研究（MRI），S.A. Balbus 和 J.F. Hawley 已經證實了環繞在一顆重且緻密的中心星的弱磁性吸積盤是高度不穩定的，這提供了直接的角動量再分布的動力學。

α-盤狀模型

Shakura and Sunyaev (1973) 提議氣體中的湍流是源於增加的粘滯力引起的，並假設次音速的湍流、盤高與漩渦的尺寸之間存在一個上限，盤中的粘滯力被表述為：ν = αcsH，這裡cs 是音速，H是盤高，α是一個介於0到1之間的自由因子。

基於流體靜力學平衡方程的引用，結合傳統的角動量理論並假設吸積盤是薄的，則盤的結構方程也許會傾向於α參數的確定方法而得到解決。許多可觀測到的現象並不十分取決於α參數，因此即便它有一個自由參數這個理論仍然很有先見性。

將Kramers』定律應用於不透明度就能得到

這裡 Tc 與 ρ 分別是中部平面的溫度與密度。 是吸積速率，單位為 ， m1 是中心體質量（以太陽質量為參照 ）， R10 是盤中某點的半徑，單位為 10cm， 並且 ， 這裡 代表角動量停止向中心傳送時的半徑。

這個理論打破了氣壓是無意義的說法。例如，如果吸積速率達到了愛丁頓光度，輻射壓會變得重要同時吸積盤會「吹起」(puff up) 成為一個環面或者其他的類似徑移主導吸積流盤（ADAF）的三維形狀。另一個極端的例子是土星環(Saturn's rings)， 這種環中的氣體及其稀薄，其角動量傳遞受控於固態形體碰撞與引力的相互作用。

帶磁性旋轉的不穩定性

（Magnetorotational Instability）

Balbus與Hawley(1991)提出一種囊括了磁力場的角動量傳遞模型。一個簡單模型顯示了這種動力學有一個存在着弱磁力軸的氣體盤。兩個相鄰的輻射性的流動元素將表現為兩個質點由一根無質量的弦相連，這根弦的張力表現為磁場的強度。在Keplerian盤種，內側的流動物質轉速將比外側快得多，導致弦被拉長，而角動量的相對減小使得其環繞速度減慢。外部的流動物質則被加速，同時其角動量增加並使其環繞速度加快。弦的張力將減小，進而兩處流動物質離得更遠。

許多天體物理學中的盤狀物並不遵循這一定則，並表現出這種磁力旋轉的不穩定性。表現在天體物理學中的（要求存在不穩定性的）磁場被認為是通過一種類似地磁發電機的原理展現出來。

分析模型

次愛丁頓光度吸積盤的分析模型 (薄盤， 徑移主導吸積流盤)

當吸積率低於愛丁頓光度並且盤是高度不透明的，那麼一個典型的薄吸積盤就出現了。就垂直方向來看，盤在幾何學上是很薄的（擁有一個碟狀的結構），它由冷氣體組成，其輻射量可忽略不計。氣體沿緊密的螺線陷落，類似一個圓，並做近似自由的公轉運動。薄吸積盤一般都很亮並伴有光譜中的熱電磁輻射，除此此外，它們和黑體之間沒有太明顯的區別。輻射冷卻在薄吸積盤中是十分有效的。1974年的Shakura和Sunyaev的對吸積盤的經典研究成果是現代天體物理經常引用的。薄吸積盤已經分別由Lynden-Bell， Pringle 與 Rees分別研究，其中Pringle在過去30年中貢獻了許多吸積盤理論中關鍵的結果並於1981年寫下了經典的評論。這評論多年來一直是吸積盤的主要信息來源，時至今日仍然十分有用。

當吸積率低於愛丁頓極限同時透明度比較高，那麼一個ADAF吸積盤就形成了。這種吸積盤於1977年由Ichimaru在一篇論文中預言但被遺忘了近20年。（然而一些關於ADAF模型的雛形卻在1982年的由Rees， Phinney， Begelman與 Blandford撰寫的有關離子旋轉的論文中出現過）

自1990被Narayan以及Yi，同時獨立地由Abramowicz， Chen， Kato， Lasota（首先提出ADAF這一名稱的學者），Regev， 分別重新研究之後，ADAF開始重新被大量學者加以詳細研究、了解。天體物理學中關於ADAF的許多最為重要的貢獻來自於Narayan以及他的同僚。ADAF被對流（由物質捕獲的熱）所冷卻的效應大於輻射熱所產生的效應。它們的輻射不那麼明顯，在幾何學上，它們更像球型（或者「冕狀」）而不是碟狀，並且非常熱（接近維里溫度）。由於低輻射量，ADAF比碟狀吸積盤要暗得多。ADAF會噴射出低能的，低熱的射線，並通常伴隨着強烈的康普頓組成。

超愛丁頓光度吸積盤的分析模型(細盤， 波蘭甜面圈)

這類吸積率遠高於愛丁頓光度的黑洞吸積盤理論由Abramowicz， Jaroszynski， Paczynski， Sikora 以及其他「波蘭甜面圈」(Polish doughnuts， 該名稱由Rees提出)的小組所發展。波蘭甜面圈的粘度很低，不透明，輻射壓力支撐着吸積盤，由對流而冷卻。它們的輻射效率是很低的。波蘭甜面圈的形狀像一個碩大的環面，在轉軸方向有着兩條狹窄的漏斗狀噴流，漏斗中有着平行的高能高愛丁頓光度輻射流。

細吸積盤(由Kolakowska命名)的吸積率僅稍高於愛丁頓光度，其速率大於或等於愛丁頓光度，有着碟狀的形狀及幾乎全部的熱光譜。它們被對流效應所冷卻，其輻射不是很明顯。它們由Abramowicz， Lasota， Czerny 及 Szuszkiweicz 於1988年所引入。

特性

吸積盤理論被廣泛用於恆星和行星形成、緻密星、活動星系核、X射線雙星、[[伽瑪射線[[暴等天體物理過程的研究。這些盤狀物經常於臨近中心體的地方 產生噴流。這些噴流是一種有效的損失角動量的方式，同時不會使得星盤的質量損失太多。

自然界中最為壯觀的吸積盤發現於活動星系核(AGN)以及類星體(quasars)。這兩類星體中心被認為有大質量的黑洞。當物質沿螺線落向黑洞時，強大的引力場使得物質摩擦並被加熱。黑洞的吸積盤足夠熱得輻射出X射線，不過注意是在事件視界之外。類星體強大的光輻射被確信為是超大質量黑洞吸積氣體的結果。這一過程能夠將物質質量以10%的比率轉為能量，相較之下，星體的熱核聚變過程只不過能夠轉換物質0.5%的質量。

在緊密的雙星系統中，越大質量的星體會越快地演化為白矮星、中子星或者黑洞，此時較鬆散的伴星演化為巨星，其氣體充滿它的洛希瓣，氣體將沿着伴星流向主星。角動量直接地由一顆星移至另一顆星同時由吸積盤表現出來。

環繞於金牛變星(T Tauri stars) 或小矮星 (Herbig stars) 的吸積盤被成為源行星盤(protoplanetary discs)，因為它們被認為是形成行星系統的鼻祖。這種情況下，被吸積的氣體來自於恆星形成時的分子雲而非伴星。

視頻

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