Akkretiounsscheif

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen
Akkretiounsscheif an engem Röntgenduebelstär (kënschtleresch Duerstellung)

Eng Akkretiounsscheif ass an der Astrophysik eng Scheif déi en zentralen Objet rotéiert a Matière a Richtung vum Zentrum transportéiert (akkretéiert). Si kann aus atomarem Gas oder Stëbs (Standardscheif) oder aus verschidde staark ioniséiertem Gas (Plasma) bestoen.

Mechanissem vun der Akkretioun[änneren | Quelltext änneren]

Well eng Gasscheif net als feste Kierper, mä differentiell ëm den Zentralobjet dréit (déi bannenzeg Beräicher rotéiere méi séier, ergi sech Reiwungs- a schif Kräften. Duerch sou an aner turbulent Prozesser an der Scheif ginn Deelercher a Richtung vum Zentralobjet transportéiert, sou datt den Zentralobjet u Mass gewënnt (akkretéiert). Dozou mussen déi Deelercher hiren Dréiimpuls no baussen offéieren (Dréiimpulserhalung). Dat geschitt, andeem en Deelchen säin Dréiimpuls op en anert iwwerdréit, dat dann als Folleg vum Zentralobjet „ewechgedréckt“ gëtt.

Déi molekular Viskositéit ass ze kleng, fir datt se verantwortlech fir d'Iwwerdroe vum Dréiimpuls (an der néideger Gréisstenuerdnung) ass. Dofir gëtt ugeholl, datt d'Scheif turbulent gëtt an d'Turbulenz eng Viskositéit mécht. Bei schwaach ioniséierte Scheiwen iwwerhuelen d'Magnéitfelder, déi d'Ionen onvermeidlech mat sech droen, eng wichteg Roll. Si bewierken eng Instabilitéit (Magnéitorotatiounsinstabilitéit (MRI)), déi zu Turbulenz an der Scheif an domat zu enger dynamescher Viskositéit féieren. Déi erméiglecht schliisslech d'Akkretioun, dat heescht Zouféiere vum Scheiwematerial an den Zentralkierper. D'Theorie vun der Beschreiwung vu Plasmen an Magnéitfelder ass d'Magnetohydrodynamik (MHD).

D'Temperatur vum Rank vun enger Akkretiounsscheif ass eng Funktioun vun der Dicht, der Viskositéit an der Rotatiounsvitesse. Si klëmmt dofir a Richtung Zentrum a kann, enger éischter Schätzung no, bis zu en etleche Millioune Kelvin an der Iwwerganksschicht erreechen. Grad sou wier de Stralungsprofil vun enger Akkretiounsscheif aus der Stralung vu ville Réng zesummegesat mat ënnerschiddlechen Temperaturen a mat ënnerschiddlecher Distanz zum Objet deen akretéiert gëtt a reecht vum Infraroude bis hin zu haarder Röntgenstralung.

Den Duerchmiesser vun Akkretiounsscheiwe reecht vun etlechen honnert astronomeschen Eenheeten bis zu honnerte Parsec bei aktive galaktesche Kären. Déi an den Akkretiounsscheiwe gespäichert Matière kann d'Mass vum Objet deen akkretéiert ëm eng bis zwou Gréissten iwwerschreiden. Déi Scheiwe ginn als eege-gravitéierend Scheiwe beschriwwen, well se vun Gravitatiounskraaft vun der Matière, déi an der Scheif gespäichert ass, stabiliséiert an zesummegehale gëtt.

Optriede vun Akkretiounsscheiwen[änneren | Quelltext änneren]

Typesch Akkretiounsscheiwe fënnt een ëm jonk Stäre während an eng gewëssen Zäit no hirer Gebuert. Dozou gehéieren d'T-Tauri-Stären, Herbig-Ae/Be-Stären an d'FU-Orionis-Stären. Bei eelere Stären trieden Akkretiounsscheiwen an Duebelstäresystemer op, bei deenen e Massefloss vun engem Spender zu engem kompakten Objet geschitt. Dozou zielen d'Stäreklasse vun de Symbiotesche Stären, de kataklysmesche Duebelstären souwéi de Röntgenduebelstären. Kompakt Objeten déi akkretéiere sinn Neutronestären, Schwaarz Lächer souwéi Wäiss Zwergen a rar Haaptreiestären an Algolstären, Beta-Lyrae-Stäre an Duebelperiodesch Verännerlecher. Vill méi grouss Radien a Massentransfere si bei den Akkretiounsscheiwen ëm déi zentral schwaarz Lächer an de Galaxië fonnt ginn. Si manifestéiere sech jee no Bléckwénkel an Akkretiounsquote als Quasaren, aktiv galaktesch Kären oder als Seyfertgalaxis. Bei Neutronestären a Schwaarz Lächer gëtt an Akkretiounsscheiwe potentiell Gravitatiounsenergie ëmgesat, soudatt duerch d'Viskositéit an der differentiell rotéierender Scheif déi hell opliicht. Dëse Mechanissem ka jee no Kompaktheet, dem Quotient aus Mass a Radius vum Objet, bis zu 20-mol sou effektiv si wéi d'Bildung vu Stralung duerch nuklear Prozesser, wéi zum Beispill d'Kärfusioun.

Genesis vun Akkretiounsscheiwen[änneren | Quelltext änneren]

Eng Gaswollek ka sech nëmmen ënner dem Afloss vun der Gravitatioun zesummenzéien, wann et an iergendenger Form Reiwung vun ënnerschiddlecher Vitess tëschent den Deelercher, déi sech begéinen, gëtt. Anerefalls géife s'och no Kollisiounen an der Moyenne déiselwecht kinetesch Energie behalen. Déi Dissipatioun ass ëmsou méi grouss, wat d'Relativvitesse méi grouss ass an ass ëmsou méi kleng, wat d'Relativvitesse vun den Deelercher méi kleng ass. Wann déi komplett Wollek déi sech zesummenzitt en nennenswäerten Totaldréiimpuls huet, da begéine se sech parallel zu der Achs an der Moyenne mat méi héijer Vitess wéi vertikal zu der Achs. Doduerch ginn déi Bewegunge méi staark ofgeschwächt wéi déi, deenen hiren Bunndréiimpuls mat dem Totaldréiimpuls iwwereneestëmmt. Soubal d'Bestanddeeler sech bal op engem Plang bewegen, hëlt d'Relativvitesse däitlech of an et bleift eng Scheif iwwreg. Et gëtt Modeller fir d'Genesis vun Akkretiounsscheiwen. Bei dëse spillen Stralungsprozesser fir d'Ofschwächung eng elementar Roll.[1]

Disc Instability Model[änneren | Quelltext änneren]

Akkretiounsscheiwe pendele bei enger Rei vu Stäreklassen tëscht engem Zoustand vun héijen a niddrege Massentransferen. Dat betrëfft souwuel enk Duebelstäre wéi d'Zwergnovaen, AM-Canum-Venaticorum-Stären a Röntgenduebelstäre vu klenger Mass wéi och Eenzelstären z. B. d'FU-Orionis-Stären, déi a Phase mat klenger Akkretiounsquote als T-Tauri-Stäre klassifizéiert ginn. D'Viskositéit vum Material an der Scheif ännert sech ëm e Faktor 10 tëscht de béiden Zoustänn an dat onofhängeg vun der chemescher Zesummesetzung, well d'Akkretiounsscheif bei den AM-CVn-Stäre bal nëmmen aus Helium besteet an an den anere Fäll meeschtens vum Waasserstoff dominéiert gëtt. Am Fall vun enger héijer Viskositéit hëtzt sech d'Scheif duerch déi héich bannenzeg Reiwung op. Dat féiert dann zu engem staarken Opdriff vun der elektromagnéitescher Stralung. Mat Hëllef vum Disc Instability Model (Scheiweninstabilitéitsmodell) loosse sech d'Eruptiounen an de Stäreklasse ganz gutt beschreiwen, mä et ass bis elo keng physikalesch Ursaach fir déi spronghaft Ännerung vun der Viskositéit bekannt.[2]

Kuckt och[änneren | Quelltext änneren]

Saturn 01.svg Portal Astronomie

Literatur[änneren | Quelltext änneren]

  • Juhan Frank, Andrew R. King, Derek J. Raine: Accretion power in astrophysics (= Cambridge Astrophysics Series 8). Cambridge University Press, Cambridge u. a. 1985, ISBN 0-521-24530-3.

Um Spaweck[änneren | Quelltext änneren]

Referenzen[Quelltext änneren]

  1. Lexikon der Astrophysik: Akkretion
  2. Iwona Kotko, Jean-Pierre Lasota: The viscosity parameter α and the properties of accretion disc outbursts in close binaries. In: Astronomy & Astrophysics. 545, 2012, S. A115