吸積

accretion

致密天體由引力俘獲周圍物質的過程稱為吸積。吸積過程廣泛存在于恆星形成、星周盤、行星形成、雙星系統活動星系核、伽瑪射線暴等過程中。

  • 中文名稱
    吸積
  • 外文名稱
    accretion
  • 對    象
    致密天體
  • 存在于
    恆星形成、星周盤、

什麽是吸積

詳細解釋

如果被吸積的物質相對于中心天體沒有足夠的角動量,物質將沿徑向流向中心天體,形成球對稱吸積。但是,一般來說,被吸積物質具有較大的角動量,它們不會沿徑向直接落到中心天體上,而是圍繞中心天體旋轉,形成一個作較差旋轉的盤狀物,稱為吸積盤。盤的內邊緣處的物質沿著螺旋軌道落向中心天體。吸積過程中要釋放大量能量。這一過程常伴有拋射現象,如噴流。致密天體有著很強的引力場,吸積非常重要。致密天體的吸積是最有效的釋放能量的方

式,其效率甚至比核反應還高。吸積理論在天體物理中有著廣泛的套用。X射線密近雙星激變變星、活動星系核的許多觀測現象都需要用吸積盤模型來解釋。

詳細分類

宇宙中有兩類吸積是重要的。第一類是小顆粒互相碰撞並粘在一起以形成較大物體的過程。碰撞必須"恰到好處"才能發生這種情形--如果碰撞過于猛烈,就會擊碎物體(撕裂)而不是讓它們粘在一起。當太陽從空間一個氣體塵埃雲中誕生,並在自身引力作用下坍縮時,年輕太陽周圍形成了一個向赤道平面沉降的物質盤。這很像我們今天看到的土星環在更大規模上的翻版。太陽系中的行星和其他天體,就是在這個開始時有大小不超過1毫米的細小顆粒構成的旋轉物質盤中,通過吸積而形成的。

第二類吸積是大質量天體通過其引力場的吸積從周圍獲取物質的過程。像我們太陽這樣的普通恆星就在不斷地從星際空間吸積物質,不過規模很小。擁有較強引力場的天體,如中子星和黑洞,其吸積要強烈得多。于是,向天體跌落的物質(多半來自雙星系統中的鄰近伴星)形成一個吸積盤。因為物質在引力場中降落時獲得能量,盤中的原子又互相碰撞,所以原子的溫度可以變得很高,以致能輻射X射線。以極大規模在一些包含數百萬倍太陽質量的黑洞的星系的中心發生的這類過程,有可能提供類星體的能源。

吸積分類

宇宙中有兩類吸積是重要的。第一類是小顆粒相互碰撞並粘在一起以形成較大物體的過程。碰撞必須恰到好處才能發生這種情形--如果碰撞過于猛烈,就會擊碎物體而不是讓它們粘在一起。當太陽從空間一個氣體塵埃雲中誕生,並在自身引力作用下坍塌時,年輕太陽周圍形成了一個向赤道平面沉降的物質盤。這很像我們今天看到的土星環在更大規模上的翻版。太陽系中的行星和其他天體,就是在這個開始時由大小不超過1毫米的細小顆粒構成的旋轉物質盤中,通過吸積而形成的。

第二類吸積是大質量天體通過其引力場的吸引從周圍獲取物質的過程。行我太陽這樣的普通恆星就在不斷地從星際空間吸收物質,不過規模很小。擁有較強引力場的天體,如中子星和黑洞,其吸積要強烈的多。于是,向天體跌落的物質(多半來自雙星系統中的臨近伴星)形成一個吸積盤。因為物質在引力場中降落時獲得能量,盤中的原子又互相碰撞,所以原子的溫度可以變的很高,以致能輻射X射線。以極大規模在一些包含數百萬倍太陽質量的黑洞的星系中心發生這類過程,有可能提供類星體的能源。

球對稱吸積

球對稱吸積是一種最簡單的吸積過程。假設在密度為ρ、溫度為T的均勻、靜止介質中,存在一個靜止的、質量為M的中心天體,介質粒子的質量為m,動能為kBT,以中心天體為中心定義吸積半徑Ra:

其中cs為等溫聲速。位于吸積半徑處的粒子動能與引力勢能之和為零,吸積半徑以內的粒子熱運動不足以克服引力作用而被中心天體吸積,位于吸積半徑以外的粒子不會被吸積。在介質的擴散作用影響下,中心天體的吸積率約為,吸積物質的總角動量為零。

點質量的物體在密度均勻、溫度不太高的介質中運動的吸積過程稱為邦迪-霍伊爾-利特爾頓吸積(Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion),或者邦迪吸積。如果中心天體相對于介質以速度V運動,粒子的動能近似為,此時的吸積半徑稱為邦迪吸積半徑:

天體的運動速度一般遠高于介質的聲速,擴散作用可以忽略,吸積率約為,如果吸積物質沒有嚴格的柱對稱性,則總角動量不為零,可以形成吸積盤。

軸對稱吸積如果吸積物質帶有足夠高的角動量,則有可能形成吸積盤。吸積物質流的角動量損失一般很慢,而能量不斷耗散,最終位于角動量一定的情況下能量最小的軌道,即圓軌道上,並且幾乎以開普勒速度繞中心天體旋轉。該軌道的半徑稱為圓化半徑:

其中l是單位質量的吸積物質具有的角動量。吸積盤形成的必要條件是天體的半徑遠遠小于圓化半徑,否則吸積物質流會直接落入天體表面,不能形成吸積盤。

吸積盤

吸積盤(accretion disk),環繞一顆恆星或其他天體的物質環,環中物質回旋降落到盤內的天體上。

吸積物質在致密天體周圍形成的盤狀物。對于沒有磁場的致密星,或者在遠離強磁場的區域,吸積運動主要由致密星的引力場控製。這時,如果吸積物質沒有足夠的角動量,則入射流是徑向的,形成球對稱的吸積。如果吸積物質具有較大的角動量,它們就不會沿徑向軌道直接落到致密星上,而是圍繞致密星運動,形成一個繞致密星作較差轉動的盤狀物,稱為吸積盤。吸積盤上的物質,受粘滯性的影響,是沿著螺旋軌道向星體表面旋進的。在星體表面附近,物質密度增加很快,並向外釋放能量。吸積盤的具體性質取決于致密星的具體情況,以及吸積物質的原始物理特徵。目前,有關X射線密近雙星的能源機製等問題,多採用吸積盤模型來解釋。

關于其它

科學家對吸積盤的觀察報道

據美國科學日報報道,一組國際研究小組首次觀測到黑洞周圍存在吸積盤,並驗證了之前天文學家們長期預言的吸積盤真實電磁光譜特徵。

黑洞和其明亮的吸積盤被認為可以形成類星體(quasar),它在一些遙遠星系中心釋放強光。研究小組使用偏振濾光鏡將吸積盤釋放的光線進行了隔離,吸積盤是由黑洞鄰近其他物質形成的。該研究小組成員包括美國加州大學聖芭芭拉分校物理學教授羅伯特?安東努西和歐麥?布萊耶斯。安東努西說,"這項研究工作是令人信服地解釋類星體的強有力證據。"

類星體是遙遠星系燦爛明亮的核心,位于特大質量黑洞的中心位置,可以形成比太陽明亮1萬億倍的光亮。類星體可能是由星際氣體加燃的強大能量來源,星際氣體被認為是從周圍的吸積盤中吸入黑洞之中。這項最新研究證實了一項長期以來的預測――吸積盤噴射著強烈的發光輻射線。

安東努西指出,天文學家發現許多套用于解釋類星體能量來源和光線形成的物理過程都伴隨著一些宇宙物質落入超大質量黑洞和在吸積盤周圍盤旋,就如同形成黑洞表面(event horizon)的方法一樣,黑洞表面是一個球形平面,標志著黑洞的界線。在這一進程中,摩擦力使宇宙物質加熱形成所有波長的光譜,其中包括:紅外線、可見光和紫外線。最後,這些宇宙物質落入黑洞,從而增加了黑洞的質量。他說,"如果這是真實的,我們可以預測類星體電磁光譜應當進行的物理規則。"但是目前測試這項預測是不可能的,其原因是天文學家不能區分吸積盤散發的光線和黑洞地區灰塵粒子、電離氣體雲之間的差別。

通過在夏威夷島莫納克亞山的英國紅外線望遠鏡(UKIRT)上增加一個偏振濾光鏡,研究小組負責人馬科托?基什莫托對這些外來的光線進行了評估,並測量了吸積盤的光譜。結果表明其光譜與之前的預測相匹配吻合。研究人員同時使用了從歐洲宇航局甚大望遠鏡偏振分析器獲得的更廣泛資料資料。據悉,基什莫托是馬克斯-普蘭克無線電天文學協會天文學家,也是加州大學聖芭芭拉分校博士後。

偏振濾光鏡分析顯示,事實上直接光線並沒有出現偏振,它並沒有在其電場上進行方向排列選擇。吸積盤散發直接光線,就如同釋放灰塵微粒和電離氣體一樣。但是,從吸積盤釋放少量光線,正是研究人員所期望研究的這種光線,受到離黑洞非常近的氣體反射,從而發生了偏振。

安東努西說,"因此我們的研究計畫僅針對于偏振光線,就好像這兒並不存在其他的光線,我們能夠看到吸積盤所釋放的真實光譜。在此基礎上,我們能夠更好地理解黑洞是如何消耗吞噬物質和進行膨脹擴大。"

安東努西稱,通過像類星體這樣發光物體的光譜研究分析,可以獲得關于特征和進程的大量難以置信的珍貴信息資料。我們對吸積盤物理進程的了解仍十分有限,但目前至少我們確信對此已有全面的認識。

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