Аккреционный диск

Структура, образованная диффузным материалом, вращающимся по орбите вокруг массивного центрального тела.

Горячий аккреционный диск черной дыры , демонстрирующий релятивистские эффекты , налагаемые на свет, когда он испускается в регионах, подверженных сильной гравитации . Это изображение является результатом моделирования NASA и показывает вид из-за горизонта черной дыры Шварцшильда .

Аккреционный диск — это структура (часто околозвездный диск ), образованная диффузным материалом ^[a] , вращающимся по орбите вокруг массивного центрального тела . Чаще всего центральным телом является звезда . Трение , неравномерная освещенность, магнитогидродинамические эффекты и другие силы вызывают нестабильность, заставляя вращающийся по орбите материал в диске закручиваться по спирали внутрь к центральному телу. Гравитационные и третельные силы сжимают и повышают температуру материала, вызывая испускание электромагнитного излучения . Частотный диапазон этого излучения зависит от массы центрального объекта. Аккреционные диски молодых звезд и протозвезд излучают в инфракрасном диапазоне ; вокруг нейтронных звезд и черных дыр — в рентгеновской части спектра . Изучение мод колебаний в аккреционных дисках называется дискосейсмологией . ^{[1] [2]}

Проявления

Нерешенная задача по физике :

Аккреционные дисковые струи: Почему диски, окружающие определенные объекты, такие как ядра активных галактик , испускают струи вдоль своих полярных осей? Эти струи используются астрономами для всего: от избавления от углового момента в формирующейся звезде до реионизации Вселенной (в активных галактических ядрах), но их происхождение до сих пор не совсем понятно.

(еще нерешенные проблемы по физике)

Аккреционные диски — повсеместное явление в астрофизике; активные галактические ядра , протопланетные диски и гамма-всплески — все они включают аккреционные диски. Эти диски очень часто порождают астрофизические струи, исходящие из окрестностей центрального объекта. Струи — это эффективный способ для системы звезда-диск сбросить угловой момент без потери слишком большой массы .

Наиболее заметными аккреционными дисками являются диски активных галактических ядер и квазаров , которые считаются массивными черными дырами в центре галактик. Когда вещество попадает в аккреционный диск, оно следует по траектории, называемой линией тендекса , которая описывает внутреннюю спираль. Это происходит потому, что частицы трутся и отскакивают друг от друга в турбулентном потоке, вызывая фрикционный нагрев, который излучает энергию, уменьшая угловой момент частиц, позволяя частице дрейфовать внутрь, управляя внутренней спиралью. Потеря углового момента проявляется как уменьшение скорости; при более низкой скорости частица должна принять более низкую орбиту. Когда частица падает на эту более низкую орбиту, часть ее гравитационной потенциальной энергии преобразуется в увеличенную скорость, и частица набирает скорость. Таким образом, частица потеряла энергию, хотя теперь она движется быстрее, чем раньше; однако она потеряла угловой момент. По мере того, как частица приближается к орбите все ближе и ближе, ее скорость увеличивается; по мере увеличения скорости фрикционный нагрев увеличивается, поскольку все больше и больше потенциальной энергии частицы (относительно черной дыры) излучается; аккреционный диск черной дыры достаточно горячий, чтобы испускать рентгеновские лучи сразу за горизонтом событий . Считается, что большая светимость квазаров является результатом аккреции газа сверхмассивными черными дырами. ^[3] Эллиптические аккреционные диски, образующиеся при приливном разрушении звезд, могут быть типичными для галактических ядер и квазаров. ^[4] Процесс аккреции может преобразовывать около 10 процентов до более 40 процентов массы объекта в энергию по сравнению с примерно 0,7 процента для процессов ядерного синтеза . ^[5] В тесных двойных системах более массивный первичный компонент эволюционирует быстрее и уже становится белым карликом , нейтронной звездой или черной дырой, когда менее массивный компаньон достигает гигантского состояния и превышает свою полость Роша . Затем поток газа развивается от звезды-компаньона к первичной. Закон сохранения момента импульса препятствует прямолинейному потоку от одной звезды к другой, и вместо этого формируется аккреционный диск.

Аккреционные диски, окружающие звезды типа Т Тельца или звезды Хербига, называются протопланетными дисками , поскольку они считаются прародителями планетных систем . Аккреционный газ в этом случае поступает из молекулярного облака , из которого образовалась звезда, а не из звезды-компаньона.

Звезда с аккреционным диском в представлении художника

Анимации аккреции черной дыры

Физика аккреционного диска

Художественное представление черной дыры, вытягивающей материю из близлежащей звезды, образуя аккреционный диск.

В 1940-х годах модели впервые были выведены из основных физических принципов. ^[6] Чтобы согласоваться с наблюдениями, эти модели должны были задействовать пока неизвестный механизм перераспределения углового момента. Если материя должна упасть внутрь, она должна потерять не только гравитационную энергию, но и угловой момент . Поскольку полный угловой момент диска сохраняется, потеря углового момента массы, падающей в центр, должна быть компенсирована увеличением углового момента массы вдали от центра. Другими словами, угловой момент должен быть перенесен наружу, чтобы материя могла аккрецировать. Согласно критерию устойчивости Рэлея ,

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

где представляет угловую скорость элемента жидкости и его расстояние до центра вращения, ожидается, что аккреционный диск будет иметь ламинарный поток . Это исключает существование гидродинамического механизма для переноса углового момента. ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle R}$

С одной стороны, было ясно, что вязкие напряжения в конечном итоге заставят вещество по направлению к центру нагреваться и излучать часть своей гравитационной энергии. С другой стороны, вязкости самой по себе было недостаточно, чтобы объяснить перенос углового момента к внешним частям диска. Турбулентная -усиленная вязкость была механизмом, который, как считалось, отвечал за такое перераспределение углового момента, хотя происхождение самой турбулентности не было хорошо понято. Традиционная -модель (обсуждаемая ниже) вводит регулируемый параметр, описывающий эффективное увеличение вязкости из-за турбулентных вихрей внутри диска. ^{[7] [8]} В 1991 году, с повторным открытием магниторотационной неустойчивости (МРТ), С. А. Бальбус и Дж. Ф. Хоули установили, что слабо намагниченный диск, аккрецирующий вокруг тяжелого, компактного центрального объекта, будет крайне нестабильным, что обеспечивает прямой механизм перераспределения углового момента. ^[9] ${\displaystyle \alpha }$ ${\displaystyle \alpha }$

Модель α-диска

Шакура и Сюняев (1973) ^[7] предложили турбулентность в газе как источник повышенной вязкости. Предполагая дозвуковую турбулентность и высоту диска как верхний предел для размера вихрей, вязкость диска можно оценить как где - скорость звука , - масштабная высота диска, - свободный параметр между нулем (без аккреции) и приблизительно единицей. В турбулентной среде , где - скорость турбулентных ячеек относительно среднего движения газа, - размер самых больших турбулентных ячеек, который оценивается как и , где - кеплеровская орбитальная угловая скорость, - радиальное расстояние от центрального объекта массы . ^[10] Используя уравнение гидростатического равновесия в сочетании с сохранением углового момента и предполагая, что диск тонкий, уравнения структуры диска можно решить в терминах параметра . Многие из наблюдаемых зависят только слабо от , поэтому эта теория является предсказательной, даже несмотря на то, что она имеет свободный параметр. ${\displaystyle \nu =\alpha c_{\rm {s}}H}$ ${\displaystyle c_{\rm {s}}}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle \alpha }$ ${\displaystyle \nu \approx v_{\rm {turb}}l_{\rm {turb}}}$ ${\displaystyle v_{\rm {turb}}}$ ${\displaystyle l_{\rm {turb}}}$ ${\displaystyle l_{\rm {turb}}\approx H=c_{\rm {s}}/\Omega }$ ${\displaystyle v_{\rm {turb}}\approx c_{\rm {s}}}$ ${\displaystyle \Omega =(GM)^{1/2}r^{-3/2}}$ ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle \alpha }$ ${\displaystyle \alpha }$

Используя закон непрозрачности Крамерса, установлено, что

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

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

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

где и — температура и плотность средней плоскости соответственно. — скорость аккреции в единицах , — масса центрального аккрецирующего объекта в единицах массы Солнца, , — радиус точки в диске в единицах , и , где — радиус, на котором момент импульса перестает переноситься внутрь. ${\displaystyle T_{c}}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle {\dot {M}}_{16}}$ ${\displaystyle 10^{16}{\rm {g\ s}}^{-1}}$ ${\displaystyle m_{1}}$ ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ ${\displaystyle R_{10}}$ ${\displaystyle 10^{10}{\rm {cm}}}$ ${\displaystyle f=\left[1-\left({\frac {R_{\star }}{R}}\right)^{1/2}\right]^{1/4}}$ ${\displaystyle R_{\star }}$

Модель α-диска Шакуры–Сюняева является как термически, так и вязко нестабильной. Альтернативная модель, известная как -диск , которая является стабильной в обоих смыслах, предполагает, что вязкость пропорциональна давлению газа . ^{[11] [12]} В стандартной модели Шакуры–Сюняева предполагается, что вязкость пропорциональна общему давлению, поскольку . ${\displaystyle \beta }$ ${\displaystyle \nu \propto \alpha p_{\mathrm {gas} }}$ ${\displaystyle p_{\mathrm {tot} }=p_{\mathrm {rad} }+p_{\mathrm {gas} }=\rho c_{\rm {s}}^{2}}$ ${\displaystyle \nu =\alpha c_{\rm {s}}H=\alpha c_{s}^{2}/\Omega =\alpha p_{\mathrm {tot} }/(\rho \Omega )}$

Модель Шакуры–Сюняева предполагает, что диск находится в локальном тепловом равновесии и может эффективно излучать свое тепло. В этом случае диск излучает вязкое тепло, охлаждается и становится геометрически тонким. Однако это предположение может быть нарушено. В случае неэффективного излучения диск может «раздуться» в тор или некоторое другое трехмерное решение, такое как Advection Dominated Accretion Flow (ADAF). Решения ADAF обычно требуют, чтобы скорость аккреции была меньше нескольких процентов от предела Эддингтона . Другой крайностью является случай колец Сатурна , где диск настолько беден газом, что его перенос углового момента определяется столкновениями твердых тел и гравитационными взаимодействиями диска и луны. Модель согласуется с недавними астрофизическими измерениями с использованием гравитационного линзирования . ^{[13] [14] [15] [16]}

Магнитовращательная неустойчивость

HH-30 , объект Хербига-Аро, окруженный аккреционным диском

Бальбус и Хоули (1991) ^[9] предложили механизм, который включает магнитные поля для генерации переноса углового момента. Простая система, демонстрирующая этот механизм, представляет собой газовый диск в присутствии слабого осевого магнитного поля. Два радиально соседних элемента жидкости будут вести себя как две точки массы, соединенные безмассовой пружиной, причем натяжение пружины играет роль магнитного натяжения. В кеплеровском диске внутренний элемент жидкости будет вращаться по орбите быстрее, чем внешний, заставляя пружину растягиваться. Затем пружина заставляет внутренний элемент жидкости замедляться, соответственно уменьшая его угловой момент, заставляя его переходить на более низкую орбиту. Внешний элемент жидкости, вытягиваемый вперед, будет ускоряться, увеличивая свой угловой момент и переходить на орбиту большего радиуса. Натяжение пружины будет увеличиваться по мере того, как два элемента жидкости будут отдаляться друг от друга, и процесс выйдет из-под контроля. ^[17]

Можно показать, что при наличии такого пружинообразного натяжения критерий устойчивости Рэлея заменяется на

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

Большинство астрофизических дисков не соответствуют этому критерию и поэтому подвержены этой магниторотационной нестабильности. Магнитные поля, присутствующие в астрофизических объектах (необходимые для возникновения нестабильности), как полагают, генерируются посредством динамо- действия. ^[18]

Магнитные поля и струи

Обычно предполагается, что аккреционные диски пронизаны внешними магнитными полями, присутствующими в межзвездной среде . Эти поля обычно слабы (около нескольких микрогаусс), но они могут быть закреплены на веществе в диске из-за его высокой электропроводности и переноситься внутрь к центральной звезде . Этот процесс может концентрировать магнитный поток вокруг центра диска, вызывая очень сильные магнитные поля. Формирование мощных астрофизических струй вдоль оси вращения аккреционных дисков требует крупномасштабного полоидального магнитного поля во внутренних областях диска. ^[19]

Такие магнитные поля могут переноситься внутрь из межзвездной среды или генерироваться магнитным динамо внутри диска. Магнитные поля напряженностью по крайней мере порядка 100 Гаусс, по-видимому, необходимы для магнитоцентробежного механизма, чтобы запускать мощные струи. Однако существуют проблемы с переносом внешнего магнитного потока внутрь к центральной звезде диска. ^[20] Высокая электропроводность диктует, что магнитное поле вморожено в материю, которая аккрецируется на центральный объект с медленной скоростью. Однако плазма не является идеальным электрическим проводником, поэтому всегда существует некоторая степень рассеивания. Магнитное поле рассеивается быстрее, чем скорость, с которой оно переносится внутрь аккрецией материи. ^[21] Простое решение заключается в предположении, что вязкость намного больше, чем магнитная диффузия в диске. Однако численное моделирование и теоретические модели показывают, что вязкость и магнитная диффузия имеют почти один и тот же порядок величины в магнито-вращательно турбулентных дисках. ^[22] Некоторые другие факторы, возможно, могут влиять на скорость адвекции/диффузии: уменьшенная турбулентная магнитная диффузия на поверхностных слоях; уменьшение вязкости Шакуры – Сюняева магнитными полями; ^[23] и генерация крупномасштабных полей мелкомасштабной МГД-турбулентностью – крупномасштабным динамо. Фактически, комбинация различных механизмов может быть ответственна за эффективное перемещение внешнего поля внутрь к центральным частям диска, где запускается струя. Магнитная плавучесть, турбулентная накачка и турбулентный диамагнетизм являются примерами таких физических явлений, которые используются для объяснения такой эффективной концентрации внешних полей. ^[24]

Аналитические модели субэддингтоновских аккреционных дисков (тонкие диски, ADAF)

Когда темп аккреции ниже Эддингтона , а непрозрачность очень высока, формируется стандартный тонкий аккреционный диск. Он геометрически тонок в вертикальном направлении (имеет форму диска) и состоит из относительно холодного газа с пренебрежимо малым давлением излучения. Газ опускается по очень плотным спиралям, напоминающим почти круговые, почти свободные (кеплеровские) орбиты. Тонкие диски относительно светятся и имеют тепловой электромагнитный спектр, т. е. не сильно отличающийся от спектра суммы черных тел. Радиационное охлаждение очень эффективно в тонких дисках. Классическая работа Шакуры и Сюняева 1974 года о тонких аккреционных дисках является одной из наиболее часто цитируемых работ в современной астрофизике. Тонкие диски были независимо разработаны Линден-Беллом, Принглом и Ризом. За последние тридцать лет Прингл внес множество ключевых результатов в теорию аккреционных дисков и написал классический обзор 1981 года, который на протяжении многих лет был основным источником информации об аккреционных дисках и по сей день остается весьма полезным.

Моделирование JA Marck оптического вида черной дыры Шварцшильда с тонким (кеплеровским) диском

Полностью общая релятивистская трактовка, необходимая для внутренней части диска, когда центральным объектом является черная дыра , была предоставлена ​​Пейджем и Торном ^[25] и использована для создания смоделированных оптических изображений Люмине ^[26] и Марком ^[27] , в которых, хотя такая система внутренне симметрична, ее изображение не является таковым, поскольку релятивистская скорость вращения, необходимая для центробежного равновесия в очень сильном гравитационном поле вблизи черной дыры, создает сильное доплеровское красное смещение на удаляющейся стороне (здесь принимается, что она находится справа), тогда как на приближающейся стороне будет сильное синее смещение. Из-за искривления света диск кажется искаженным, но нигде не скрыт черной дырой.

Когда скорость аккреции ниже Эддингтона, а непрозрачность очень низкая, формируется ADAF (адвективно-доминируемый аккреционный поток). Этот тип аккреционного диска был предсказан в 1977 году Ичимару. Хотя работа Ичимару была в значительной степени проигнорирована, некоторые элементы модели ADAF присутствовали в влиятельной статье 1982 года об ион-торах, написанной Рисом, Финни, Бегельманом и Блэндфордом. ADAF начали интенсивно изучаться многими авторами только после их повторного открытия в начале 1990-х годов Попхэмом и Нараяном в численных моделях пограничных слоев аккреционного диска. ^{[28] [29]} Самоподобные решения для адвективно-доминируемой аккреции были найдены Нараяном и Йи, а также независимо Абрамовичем, Ченом, Като, Ласотой (который придумал название ADAF) и Регевом. ^{[30] [31]} Наиболее важный вклад в астрофизические приложения ADAF был сделан Нараяном и его коллегами. ADAF охлаждаются адвекцией (теплом, захваченным в материи), а не излучением. Они очень неэффективны в плане излучения, геометрически вытянуты, по форме напоминают сферу (или «корону»), а не диск, и очень горячие (близки к вириальной температуре). Из-за своей низкой эффективности ADAF гораздо менее светящиеся, чем тонкие диски Шакуры–Сюняева. ADAF испускают степенное, нетепловое излучение, часто с сильным комптоновским компонентом.

Размытие рентгеновского источника (короны) вблизи черной дыры

Кредит: NASA/JPL-Caltech

Аналитические модели суперэддингтоновских аккреционных дисков (тонкие диски, польские бублики)

Нерешенная задача по физике :

Аккреционные диски QPO: Квазипериодические колебания происходят во многих аккреционных дисках, причем их периоды кажутся масштабируемыми как обратная величина массы центрального объекта. Почему существуют эти колебания? Почему иногда есть обертоны, и почему они появляются с разными соотношениями частот в разных объектах?

(еще нерешенные проблемы по физике)

Теория аккреции сверхэддингтоновской черной дыры, M ≫ M _Edd , была разработана в 1980-х годах Абрамовичем, Ярошинским, Пачинским , Сикорой и другими в терминах «польских пончиков» (название было придумано Ризом). Польские пончики — это низковязкие, оптически толстые, поддерживаемые давлением излучения аккреционные диски, охлаждаемые адвекцией . Они излучательно очень неэффективны. Польские пончики по форме напоминают толстый тор (пончик) с двумя узкими воронками вдоль оси вращения. Воронки коллимируют излучение в пучки с сверхэддингтоновской светимостью.

Тонкие диски (название придумала Колаковска) имеют только умеренные сверхэддингтоновские темпы аккреции, M ≥ M _Edd , довольно дискообразные формы и почти тепловые спектры. Они охлаждаются адвекцией и неэффективны в плане излучения. Они были введены Абрамовичем, Лясотой, Черни и Шушкевичем в 1988 году.

Диск экскреции

Противоположностью аккреционного диска является экскреционный диск, где вместо аккреции материала из диска на центральный объект, материал выделяется из центра наружу на диск. Экскреционные диски образуются при слиянии звезд. ^[33]

Смотрите также

• Аккреция
• Астрофизический джет
• Процесс Блэндфорда-Знаека
• Околозвездный диск
• Околопланетный диск
• Теория динамо
• Экзоастероид
• Гравитационная сингулярность
• Квази-звезда
• Картирование реверберации
• Кольцевая система
• Солнечная туманность
• Спин-флип

Примечания

1. В астрофизике диффузный материал относится к межзвездной или межгалактической материи, которая распределена и не сконцентрирована в определенном месте. Этот материал может включать газ, пыль и другие частицы, которые не организованы в отдельные структуры, такие как звезды или галактики.

Ссылки

1. Новак, Майкл А.; Вагонер, Роберт В. (1991). «Дискосейсмология: исследование аккреционных дисков. I — Захваченные адиабатические колебания». Astrophysical Journal . 378 : 656–664. Bibcode : 1991ApJ...378..656N. doi : 10.1086/170465.
2. Вагонер, Роберт В. (2008). «Релятивистская и ньютоновская дискосейсмология». New Astronomy Reviews . 51 (10–12): 828–834. Bibcode : 2008NewAR..51..828W. doi : 10.1016/j.newar.2008.03.012.
3. Линден-Белл, Д. (1969). «Галактические ядра как коллапсировавшие старые квазары». Nature . 280 (5207): 690–694. Bibcode :1969Natur.223..690L. doi :10.1038/223690a0. S2CID  4164497.
4. Гурзадян, ВГ; Озерной, ЛМ (1979). «Аккреция на массивные черные дыры в ядрах галактик». Nature . 280 (5719): 214–215. Bibcode :1979Natur.280..214G. doi :10.1038/280214a0. S2CID  4306883.
5. Масси, Мария. "Accretion" (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 2020-12-02 . Получено 2018-07-22 .
6. Вайцзеккер, CF (1948). «Die Rotation Kosmischer Gasmassen» [Вращение космических газовых масс]. Zeitschrift für Naturforschung A (на немецком языке). 3 (8–11): 524–539. Бибкод : 1948ZNatA...3..524W. дои : 10.1515/zna-1948-8-1118 .
7. Шакура, NI; Сюняев, RA (1973). "Черные дыры в двойных системах. Наблюдаемый вид". Астрономия и астрофизика . 24 : 337–355. Bibcode :1973A&A....24..337S.
8. Линден-Белл, Д.; Прингл, Дж. Э. (1974). «Эволюция вязких дисков и происхождение небулярных переменных». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 168 (3): 603–637. Bibcode : 1974MNRAS.168..603L. doi : 10.1093/mnras/168.3.603 .
9. Balbus, Steven A. ; Hawley, John F. (1991). "Мощная локальная сдвиговая неустойчивость в слабо намагниченных дисках. I – Линейный анализ". Astrophysical Journal . 376 : 214–233. Bibcode :1991ApJ...376..214B. doi :10.1086/170270.
10. Ландау, Л. Д.; Лишиц, Э. М. (1959). Механика жидкостей . Т. 6 (Переиздание 1-го изд.). Pergamon Press. ISBN 978-0-08-009104-4.^{[ нужна страница ]}
11. Лайтман, Алан П.; Эрдли, Дуглас М. (1974). «Черные дыры в двойных системах: нестабильность аккреции диска». The Astrophysical Journal . 187 : L1. Bibcode : 1974ApJ...187L...1L. doi : 10.1086/181377.
12. Пиран, Т. (1978). "Роль вязкости и механизмов охлаждения в стабильности аккреционных дисков". The Astrophysical Journal . 221 : 652. Bibcode : 1978ApJ...221..652P. doi : 10.1086/156069 .
13. Poindexter, Shawn; Morgan, Nicholas; Kochanek, Christopher S. (2008). «Пространственная структура аккреционного диска». The Astrophysical Journal . 673 (1): 34–38. arXiv : 0707.0003 . Bibcode : 2008ApJ...673...34P. doi : 10.1086/524190. S2CID  7699211.
14. Eigenbrod, A.; Courbin, F.; Meylan, G.; Agol, E.; Anguita, T.; Schmidt, RW; Wambsganss, J. (2008). «Изменчивость микролинзирования в гравитационно-линзовом квазаре QSO 2237+0305=крест Эйнштейна. II. Энергетический профиль аккреционного диска». Astronomy & Astrophysics . 490 (3): 933–943. arXiv : 0810.0011 . Bibcode :2008A&A...490..933E. doi :10.1051/0004-6361:200810729. S2CID  14230245.
15. Mosquera, AM; Muñoz, JA; Mediavilla, E. (2009). «Обнаружение хроматического микролинзирования в Q 2237+0305 A». The Astrophysical Journal . 691 (2): 1292–1299. arXiv : 0810.1626 . Bibcode : 2009ApJ...691.1292M. doi : 10.1088/0004-637X/691/2/1292. S2CID  15724872.
16. Флойд, Дэвид Дж. Э.; Бейт, Н. Ф.; Вебстер, Р. Л. (2009). «Аккреционный диск в квазаре SDSS J0924+0219». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 398 (1): 233–239. arXiv : 0905.2651 . Bibcode : 2009MNRAS.398..233F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15045.x . S2CID  18381541.
17. Balbus, Steven A. (2003), "Enhanced Angular Momentum Transport in Accretion Disks", Annu. Rev. Astron. Astrophys. (Представленная рукопись), 41 (1): 555–597, arXiv : astro-ph/0306208 , Bibcode :2003ARA&A..41..555B, doi :10.1146/annurev.astro.41.081401.155207, S2CID  45836806, заархивировано из оригинала 2018-11-06 , извлечено 2018-09-02
18. Рюдигер, Гюнтер; Холлербах, Райнер (2004), Магнитная Вселенная: Геофизическая и астрофизическая теория динамо , Wiley-VCH, ISBN 978-3-527-40409-4^{[ нужна страница ]}
19. Блэндфорд, Роджер; Пейн, Дэвид (1982). «Гидромагнитные потоки из аккреционных дисков и образование радиоструй». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 199 (4): 883–903. Bibcode : 1982MNRAS.199..883B. doi : 10.1093/mnras/199.4.883 .
20. Беквит, Крис; Хоули, Джон Ф.; Кролик, Джулиан Х. (2009). «Транспорт крупномасштабного полоидального потока при аккреции черной дыры». Astrophysical Journal . 707 (1): 428–445. arXiv : 0906.2784 . Bibcode :2009ApJ...707..428B. doi :10.1088/0004-637x/707/1/428. S2CID  18517137.
21. Park, Seok Jae; Vishniac, Ethan (1996). «Изменчивость активных ядер галактик и радиальный перенос вертикального магнитного потока». Astrophysical Journal . 471 : 158–163. arXiv : astro-ph/9602133 . Bibcode : 1996ApJ...471..158P. doi : 10.1086/177959. S2CID  18002375.
22. Гуань, Сяоюэ; Гэмми, Чарльз Ф. (2009). «Турбулентное магнитное число Прандтля МГД-турбулентности в дисках». Astrophysical Journal . 697 (2): 1901–1906. arXiv : 0903.3757 . Bibcode :2009ApJ...697.1901G. doi :10.1088/0004-637x/697/2/1901. S2CID  18040227.
23. Шакура, NI; Сюняев, Р. А. (1973). «Черные дыры в двойных системах. Наблюдаемое появление». Астрономия и астрофизика . 24 : 337–355. Bibcode :1973A&A....24..337S.
24. Джафари, Амир; Вишняк, Итан (2018). «Перенос магнитного поля в аккреционных дисках». The Astrophysical Journal . 854 (1): 2. Bibcode : 2018ApJ...854....2J. doi : 10.3847/1538-4357/aaa75b .
25. Page, DN; Thorne, KS (1974). «Диск-аккреция на черную дыру. Усредненная по времени структура аккреционного диска». Astrophys. J. 191 (2): 499–506. Bibcode :1974ApJ...191..499P. doi : 10.1086/152990 .
26. Люмине, Дж. П. (1979). «Изображение сферической черной дыры с тонким аккреционным диском». Astron. Astrophys . 75 (1–2): 228–235. Bibcode : 1979A&A....75..228L.
27. Marck, JA (1996). "Сокращенный метод решения геодезических уравнений для черной дыры Шварцшильда". Класс. Quantum Grav . 13 (3): 393–. arXiv : gr-qc/9505010 . Bibcode : 1996CQGra..13..393M. doi : 10.1088/0264-9381/13/3/007. S2CID  119508131.
28. Нараян, Рамеш; Попхэм, Роберт (1993). «Жесткое рентгеновское излучение из пограничных слоев аккреционного диска». Nature . 362 (6423): 820–822. Bibcode :1993Natur.362..820N. doi :10.1038/362820a0.
29. Попхэм, Роберт; Нараян, Рамеш (1993). «Пограничные слои в аккреционных дисках до главной последовательности». Astrophysical Journal Letters . 415 : L127–L130. Bibcode : 1993ApJ...415L.127P. doi : 10.1086/187049.
30. Нараян, Рамеш; Йи, Инсу (1994). «Аккреция с преобладанием адвекции: самоподобное решение». Astrophysical Journal Letters . 428 : L13–L16. arXiv : astro-ph/9403052 . Bibcode : 1994ApJ...428L..13N. doi : 10.1086/187381.
31. Абрамович, Марек; Чен, Синмин; Като, Сёдзи; Ласота, Жан-Пьер; Регев, Одед (1995). «Тепловое равновесие аккреционных дисков». Письма астрофизического журнала . 438 : L37–L39. arXiv : astro-ph/9409018 . Бибкод : 1995ApJ...438L..37A. дои : 10.1086/187709.
32. Clavin, Whitney; Harrington, JD (12 августа 2014 г.). "NASA's NuSTAR видит редкое размытие света черной дыры". NASA . Архивировано из оригинала 13 августа 2014 г. . Получено 12 августа 2014 г. .
33. Poindexter, Shawn; Morgan, Nicholas; Kochanek, Christopher S (2011). "Происхождение двойного слияния для раздутых горячих планет-Юпитеров". Astronomy & Astrophysics . 535 : A50. arXiv : 1102.3336 . Bibcode : 2011A&A...535A..50M. doi : 10.1051/0004-6361/201116907. S2CID  118473108.

• Фрэнк, Юхан; Эндрю Кинг; Дерек Рейн (2002), Аккреционная мощность в астрофизике (третье изд.), Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-62957-7
• Кролик, Джулиан Х. (1999), Активные ядра галактик , Princeton University Press, ISBN 978-0-691-01151-6

Внешние ссылки

• Домашняя страница профессора Джона Ф. Хоули, Университет Вирджинии (архив 2015 г.)
• Динамическая структура нерадиационных аккреционных потоков черных дыр, Джон Ф. Хоули и Стивен А. Бальбус , 19 марта 2002 г., The Astrophysical Journal, 573:738-748, 10 июля 2002 г.
• Аккреционные диски, Scholarpedia
• Merali, Zeeya (21 июня 2006 г.). «Магнитные поля захватывают пищу черных дыр». New Scientist .