吸积盘

吸积盘（accretion disk）是由围绕大质量中心天体进行轨道运动的弥散物质所形成的一种结构 (通常是一个星周盘)；中心体通常是一颗恒星。当盘面以螺旋形向内旋向中心天体时，引力和摩擦力压缩并提高物体的温度，导致电磁辐射的发射；辐射的频率范围取决于中心天体的质量。年轻恒星和原恒星的吸积盘在红外线波段辐射；部分的中子星和黑洞周围的辐射范围落在电磁频谱的X射线。吸积盘振荡模式的研究被称为盘地震学^[1][2]。

在超巨大椭圆星系M87中心黑洞的圆盘形影像。

NGC 4261黑洞

X射线双星系统中的巨星-吸积盘示意图

表现

吸积盘是天体物理学中普遍存在的现象，活动星系核、原行星盘、和伽马射线暴都涉及吸积盘。这些盘面经常产生来自中心天体附近的天体物理喷流。喷流是星盘系统在不损失太多质量的情况下，释放角动量的有效方法。

自然界中发现的最壮观的吸积盘是活动星系核和类星体的吸积盘，它们被认为是星系中心的大质量黑洞。当物质进入吸积盘时，它沿着一条被称为tendex线（英语：Tendex line）的轨迹运动，这条轨迹描述了一条向内的螺旋线。这是因为粒子在湍流中相互摩擦和反弹，造成摩擦加热，从而将能量散发出去，减少了粒子的角动量，使粒子向内漂移，从而推动向内的螺旋。角动量的损失表现为速度的降低；在较慢的速度下，粒子必须采用较低的轨道。当粒子下降至这个较低的轨道上时，它的一部分引力势能被转化为新增的速度，粒子又被加速。因此，即使它现在的速度比以前快，但因为它失去了角动量，它仍然失去了一些能量。当一颗粒子的轨道越来越接近中心，它的速度也随之增加；随着速度的增加，摩擦力也随之增加，因为越来越多的粒子势能(相对于黑洞)被辐射出去；黑洞的吸积盘非常热，其温度足以在事件视界外发射X射线。类星体的高光度被认为是气体被特大质量黑洞吸积的结果^[3]。恒星因潮汐碎裂造成的椭圆吸积盘，在星系核和类星体中是很典型的^[4]。吸积过程可以将物体质量的10%到40%转化为能量，而核聚变过程只有0.7%^[5]。在密接的联星系统中，质量较大的主星演化得较快，当质量较小的伴星到达巨星状态并超过洛希瓣时，它已经演化成白矮星、中子星或黑洞。然后，气流会从伴星发展到只主恒星。角动量守恒封锁了从一颗恒星到另一颗恒星的直线流动，取而代之的就是形成吸积盘。

围绕着金牛T星或赫比格星的吸积盘，因为被认为是行星系统的祖先，所以被称为原行星盘。在这种情况下，吸积气体来自于形成恒星的分子云，而不是伴星。

艺术家看法下带有吸积盘的恒星。

黑洞吸积的动画

这个由超级电脑数据制作的动画带你到恒星质量黑洞吸积盘的内部区域。

这段影片展示了艺术家对星系NGC 3783中心黑洞散发出尘埃风的印象。

吸积盘物理学

艺术家概念中，黑洞从附近的恒星中吸取物质，形成吸积盘。

1968年Prendegast研究了双星系统中白矮星周围的吸积盘，随后莫斯科大学的沙库拉和苏尼亚耶夫建立了中子星和黑洞周围的吸积盘模型。吸积理论建立以来，主要有四种吸积盘模型被人们广泛研究。

在1940年代，从基本物理原理推导出最早的模型^[6]。为了与观测结果一致，这些模型必须使用一种未知的角动量再分配机制。如果物质要向内掉落，它不仅要失去引力能量，还要失去角动量。由于吸积盘的总角动量守恒，落入中心的质量所损失的角动量必须由远离中心的质量增加角动量来补偿。换言之，角动量应该被"输送"出去，物质才能吸积。根据瑞利稳定性判据（英语：Magnetorotational instability）

${\displaystyle {\frac {\partial (R^{2}\Omega )}{\partial R}}>0,}$

此处${\displaystyle \Omega }$表示流体的角速度元素，和${\displaystyle R}$是它旋转至中心的距离，吸积盘被认为是一个层流。这就封锁了角动量输送的流体动力学机制的存在。

一方面，很明显的黏性应力最终会导致向中心的物质被加热，并辐射出部分的引力能。另一方面，粘度本身不足以解释角动量向圆盘外部的传输。尽管湍流本身的起源尚不清楚，湍流-粘性增强被认为是造成角动量再分配的机制。传统的${\displaystyle \alpha }$-模型(讨论如下) 引入一个可调参数${\displaystyle \alpha }$描述由于盘内湍流的涡流引起有效粘度的增加^[7][8]。在1991年，随着磁旋转不稳定性（英语：magnetorotational instability）（MRI）的重新发现，S. A. Balbus和J. F. Hawley建立了一个在重的、紧凑中心物体内，是高度不稳定的一个弱磁化圆盘，这为角动量再分配提供了一个直接的机制^[9]

α {\displaystyle \alpha } -盘状模型

Shakura and Sunyaev（1973）^[7]提议气体中的湍流是源于增加的粘滞力引起的，并假设次音速的湍流、盘高与漩涡的尺寸之间存在一个上限，盘中的粘滞力被表述为：${\displaystyle \nu =\alpha c_{\rm {s}}H}$，这里${\displaystyle c_{\rm {s}}}$是音速，${\displaystyle H}$是盘高，${\displaystyle \alpha }$是一个介于零到一之间的自由因子。

基于流体静力学平衡方程的引用，结合传统的角动量理论并假设吸积盘是薄的，则盘的结构方程也许会倾向于${\displaystyle \alpha }$参数的确定方法而得到解决。许多可观测到的现象并不十分取决于${\displaystyle \alpha }$参数，因此即便它有一个自由参数这个理论仍然很有先见性。

套用Kramers不透明度定律就能得到：

${\displaystyle H=1.7\times 10^{8}\alpha ^{-1/10}{\dot {M}}_{16}^{3/20}m_{1}^{-3/8}R_{10}^{9/8}f^{3/5}{\rm {cm}}}$

${\displaystyle T_{c}=1.4\times 10^{4}\alpha ^{-1/5}{\dot {M}}_{16}^{3/10}m_{1}^{1/4}R_{10}^{-3/4}f^{6/5}{\rm {K}}}$

${\displaystyle \rho =3.1\times 10^{-8}\alpha ^{-7/10}{\dot {M}}_{16}^{11/20}m_{1}^{5/8}R_{10}^{-15/8}f^{11/5}{\rm {g\ cm}}^{-3}}$

这里${\displaystyle T_{c}}$与${\displaystyle \rho }$分别是中部平面的温度与密度。 ${\displaystyle {\dot {M}}_{16}}$是吸积速率，单位为${\displaystyle 10^{16}{\rm {g\ s}}^{-1}}$, ${\displaystyle m_{1}}$是中心体质量（以太阳质量为参照${\displaystyle M_{\bigodot }}$）, ${\displaystyle R_{10}}$是盘中某点的半径，单位为${\displaystyle 10^{10}{\rm {cm}}}$,并且 ${\displaystyle f=\left[1-\left({\frac {R_{\star }}{R}}\right)^{1/2}\right]^{1/4}}$,这里${\displaystyle R_{\star }}$代表角动量停止向中心传送时的半径。

这个理论打破了气压是无意义的说法。例如，如果吸积速率达到了爱丁顿光度，辐射压会变得重要同时吸积盘会“吹起”（puff up）成为一个环面或者其他的类似径移主导吸积流盘（ADAF）的三维形状。另一个极端的例子是土星环，这种环中的气体极其稀薄，其角动量传递受控于固态形体碰撞与引力的相互作用。

带磁性旋转的不稳定性（Magnetorotational Instability）

Balbus与Hawley（1991）提出一种囊括了磁力场的角动量传递模型。一个简单模型显示了这种动力学有一个存在着弱磁力轴的气体盘。两个相邻的辐射性的流动元素将表现为两个质点由一根无质量的弦相连，这根弦的张力表现为磁场的强度。在Keplerian盘中，内侧的流动物质转速将比外侧快得多，导致弦被拉长，而角动量的相对减小使得其环绕速度减慢。外部的流动物质则被加速，同时其角动量增加并使其环绕速度加快。弦的张力将减小，进而两处流动物质离得更远。^[10]

这种类似弦的张力可以描述出来，同时Rayleigh定则被更改为

${\displaystyle {\frac {\partial \Omega ^{2}}{\partial R}}>0.}$

许多天体物理学中的盘状物并不遵循这一定则，并表现出这种磁力旋转的不稳定性。表现在天体物理学中的（要求存在不稳定性的）磁场被认为是通过一种类似地磁发电机的原理展现出来。^[11]

次爱丁顿光度吸积盘的分析模型 (薄盘，径移主导吸积流盘)

当吸积率低于爱丁顿光度并且盘是高度不透明的，那么一个典型的薄吸积盘就出现了。就垂直方向来看，盘在几何学上是很薄的（拥有一个碟状的结构），它由冷气体组成，其辐射量可忽略不计。气体沿紧密的螺线陷落，类似一个圆，并做近似自由的公转运动。薄吸积盘一般都很亮并伴有光谱中的热电磁辐射，除此此外，它们和黑体之间没有太明显的区别。辐射冷却在薄吸积盘中是十分有效的。1974年的Shakura和Sunyaev的对吸积盘的经典研究成果是现代天体物理经常引用的。薄吸积盘已经分别由Lynden-Bell, Pringle与Rees分别研究，其中Pringle在过去30年中贡献了许多吸积盘理论中关键的结果并于1981年写下了经典的评论。这评论多年来一直是吸积盘的主要信息来源，时至今日仍然十分有用。

当吸积率低于爱丁顿极限同时透明度比较高，那么一个ADAF吸积盘就形成了。这种吸积盘于1977年由Ichimaru在一篇论文中预言但被遗忘了近20年。（然而一些关于ADAF模型的雏形却在1982年的由Rees, Phinney, Begelman与Blandford撰写的有关离子旋转的论文中出现过）

自1990被Narayan以及Yi，同时独立地由Abramowicz, Chen, Kato, Lasota（首先提出ADAF这一名称的学者），Regev,分别重新研究之后，ADAF开始重新被大量学者加以详细研究、了解。天体物理学中关于ADAF的许多最为重要的贡献来自于Narayan以及他的同僚。ADAF被对流（由物质捕获的热）所冷却的效应大于辐射热所产生的效应。它们的辐射不那么明显，在几何学上，它们更像球型（或者“冕状”）而不是碟状，并且非常热（接近位力温度）。由于低辐射量，ADAF比碟状吸积盘要暗得多。ADAF会喷射出低能的，低热的射线，并通常伴随着强烈的康普顿组成。

超爱丁顿光度吸积盘的分析模型 (细盘，波兰甜面圈)

这类吸积率远高于爱丁顿光度的黑洞吸积盘理论由Abramowicz, Jaroszynski, Paczynski, Sikora以及其他“波兰甜面圈”（Polish doughnuts,该名称由Rees提出）的小组所发展。波兰甜面圈的粘度很低，不透明，辐射压力支撑着吸积盘，由对流而冷却。它们的辐射效率是很低的。波兰甜面圈的形状像一个硕大的环面，在转轴方向有着两条狭窄的漏斗状喷流，漏斗中有着平行的高能高爱丁顿光度辐射流。

细吸积盘（由Kolakowska命名）的吸积率仅稍高于爱丁顿光度，其速率大于或等于爱丁顿光度，有着碟状的形状及几乎全部的热光谱。它们被对流效应所冷却，其辐射不是很明显。它们由Abramowicz, Lasota, Czerny及Szuszkiewicz于1988年所引入。

特性

吸积盘理论被广泛用于恒星和行星形成、致密星、活动星系核、X射线双星、伽玛射线暴等天体物理过程的研究。这些盘状物经常于临近中心体的地方产生喷流。这些喷流是一种有效的损失角动量的方式，同时不会使得星盘的质量损失太多。

自然界中最为壮观的吸积盘发现于活动星系核（AGN）以及类星体（quasars）。这两类星体的中心被认为是超大质量的黑洞。当物质沿螺线落向黑洞时，强大的引力场使得物质摩擦并被加热。黑洞的吸积盘足够热得辐射出X射线，不过注意是在事件视界之外。类星体强大的光辐射被确信为是超大质量黑洞吸积气体的结果。这一过程能够将物质质量以10%～40%的比率转为能量，相较之下，恒星体的热核聚变过程只不过能够转换物质0.7%的质量^[12]。

在紧密的双星系统中，越大质量的星体会越快地演化为白矮星、中子星或者黑洞，此时较松散的伴星演化为巨星，其气体充满它的洛希瓣，气体将沿着伴星流向主星。角动量直接地由一颗星移至另一颗星同时由吸积盘表现出来。

环绕于金牛T星（T Tauri stars）或赫比格Ae/Be星（Herbig Ae/Be stars） 的吸积盘被称为原行星盘（protoplanetary discs），因为它们被认为是形成行星系统的鼻祖。这种情况下，被吸积的气体来自于恒星形成时的分子云而非伴星。

相关条目

• 吸积

参考

1. Nowak, Michael A.; Wagoner, Robert V. Diskoseismology: Probing accretion disks. I - Trapped adiabatic oscillations. Astrophysical Journal. 1991, 378: 656–664. Bibcode:1991ApJ...378..656N. doi:10.1086/170465.
2. Wagoner, Robert V. Relativistic and Newtonian diskoseismology. New Astronomy Reviews. 2008, 51 (10–12): 828–834. Bibcode:2008NewAR..51..828W. doi:10.1016/j.newar.2008.03.012.
3. Lynden-Bell, D. Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars. Nature. 1969, 280 (5207): 690–694. Bibcode:1969Natur.223..690L. S2CID 4164497. doi:10.1038/223690a0.
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5. Massi, Maria. Accretion (PDF). [2018-07-22]. （原始内容存档 (PDF)于2020-12-02）.
6. Weizsäcker, C. F. Die Rotation Kosmischer Gasmassen [The rotation of cosmic gas masses]. Zeitschrift für Naturforschung A. 1948, 3 (8–11): 524–539. Bibcode:1948ZNatA...3..524W. doi:10.1515/zna-1948-8-1118  （德语）.
7. Shakura, N. I.; Sunyaev, R. A. Black Holes in Binary Systems. Observational Appearance. Astronomy and Astrophysics. 1973, 24: 337–355. Bibcode:1973A&A....24..337S.
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11. Rüdiger, Günther; Hollerbach, Rainer, The Magnetic Universe: Geophysical and Astrophysical Dynamo Theory, Wiley-VCH, 2004, ISBN 3-527-40409-0
12. 存档副本 (PDF). [2015-05-11]. （原始内容存档 (PDF)于2020-12-02）.

• Frank, Juhan; Andrew King; Derek Raine. Accretion power in astrophysics Third. Cambridge University Press. 2002. ISBN 0-521-62957-8. 引文使用过时参数coauthors (帮助)
• Krolik, Julian H. Active Galactic Nuclei. Princeton University Press. 1999. ISBN 0-691-01151-6.

外部链接

• Professor John F. Hawley homepage（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Nonradiative Black Hole Accretion（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Accretion Discs on Scholarpedia（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Magnetic fields snare black holes' food – New Scientist