Akademik

(от лат. accretio - приращение, увеличение) - падение вещества на звезду (галактику или др. космич. тело) из окружающего пространства. Процессом, обратным А., является истечение вещества.

А. на одиночные звёзды происходит в начале и конце их эволюции. В процессе формирования звезды сначала образуется небольшое гидростатически равновесное ядро с массой порядка 0,01 нач. массы облака Л/ _н, затем А. вещества из окружающей оболочки приводит к образованию звезды с массой . Стадия А. сменяется истечением, к-рое преобладает вплоть до конца жизни звезды и препятствует А. На конечных стадиях эволюции звезда превращается в белый карлик, нейтронную звезду либо чёрную дыру, А. на к-рые сопровождается разнообразными наблюдат. проявлениями.

В тесных двойных звёздных системах, когда более массивная звезда переходит на стадию гиганта, она начинает интенсивно терять массу и за неск. тысяч лет масса компаньона может вырасти в неск. раз. Такая А. обычно наз. перетеканием. В тесной двойной системе А., как правило, мощнее, чем в случае одиночных звёзд.

В процессе А. происходит выделение гравитац. энергии, к-рая превращается в тепло и в итоге уходит в виде излучения. Скорость и темп-pa падающего вещества возрастают. Картина А. вещества на звезду в значит, степени определяется скоростью движения звезды относительно окружающего газа, моментом кол-ва движения падающего газа и наличием в окружающем ионизованном газе упорядоченного магн. поля. Можно выделить 4 осн. типа А., определяемых этими факторами.

А. газа без упорядоченного магн. поля с малым моментом кол-ва движения на покоящуюся звезду происходит сферически-симметрично. Для политроп-ного ур-ния состояния ( Р - давление, - плотность аккрецирующего вещества, К - константа, g - показатель политропы )ур-ния газодинамики в гравитац. потенциале звезды GM/r (r - расстояние от центра звезды) при стационарной А. сводятся к закону сохранения массы ( - поток массы, u-скорость) и Бернулли уравнению-const. Ур-ния, описывающие А. при g , имеют седловую особую точку, в к-рон дозвуковое течение переходит в сверхзвуковое.

Рис. 1. Интегральные кривые в окрестности особой точки при сферичегки-симметричной аккреции.

В этой гочке имеет место соотношение ; инттегральные кривые в окрестности особой точки изображены на рис. 1. Аккреционная кривая АСК проходит через особую точку, и скорость на ней монотонно растёт при движении газа к центру. Хаотич. мелкомасштабное магн. поле не нарушает сферич. симметрии, но может существенно увеличить эффективность выделения энергии за счёт перехода кинетич. энергии в магнитную, а затем в тепловую при аннигиляции магн. поля (см. Нейтральный токовый слой )и последующего синхротронного излучения. В случае А. с магн. полем на чёрную дыру светимость достигает 0,3 (а без магн. поля 10^-8).

При быстром сверхзвуковом движении звезды сквозь вещество газ огибает её и образует позади конич. ударную волну, внутри к-рой идёт А. (рис. 2).

Рис. 2. Коническая аккреция на быстро движущуюея чёрную дыру (стрелками указаны направления движения вещества).

Когда масштаб неоднородности магн. поля значительно превышает критич. радиус r _с, возникает картина А., изображённая на рис. 3. Вокруг звезды образуется зона, в к-рой устанавливается равнораспределение между магн. энергией и кинетич. энергией падающего вещества.

Рис. 3. Магнитная аккреция на чёрную дыру (упорядоченное поле). Короткие стрелки - движение вещества, длинные -силовые линии магнитного поля.

Из-за большой проводимости имеет место вмороженностъ магнитного поля. Вещество движется вдоль силовых линий, потоки вещества сталкиваются в плоскости симметрии и после высвечивания образуется сравнительно тонкий плотный диск, равновесие к-рого поддерживается балансом магн. и гравитац. сил. В диске из-за конечной проводимости условие вмороженности не выполняется, и вещество медленно просачивается к звезде, пока не достигнет её поверхности либо (в случае А. на чёрную дыру) не упадёт в чёрную дыру.

В двойной системе вещество, падающее на белый карлик, нейтронную звезду или чёрную дыру от компаньона - нормальной звезды, может обладать большим моментом кол-ва движения. В процессе падения скорость вещества увеличивается, и центробежная сила начинает уравновешивать гравитацию. В результате охлаждения вещество образует вращающийся тонкий аккреционный диск. Слои диска вращаются с почти кеплеровской скоростью , Трение между слоями приводит к потере момента кол-ва движения и медленному движению газа к центру (рис. 4).

Рис. 4. Дисковая аккреция на чёрную дыру в двойной системе. Нормальная звезда заполняет свою критическую полость Роша. Вещество перетекает на чёрную дыру через внутреннюю точку Лагранжа L₁ и образует аккреционный диск (вид сверху). Стрелки указывают направление движения вещества.

В последних двух случаях потеря энергии происходит в виде излучения с поверхности аккреционных дисков, к-рые являются оптически толстыми.

Реальная картина А. может представлять собой сочетание разл. типов А. Напр., вещество с вмороженным упорядоченным магн. полем может обладать большим вращат. моментом либо падать на движущуюся звезду.

При А. на чёрную дыру, не имеющую поверхности, область падения газа (или аккреционный диск) является единств. местом, где выделяется гравитац. энергия, превращаясь в энергию излучения. При А. на белый карлик или нейтронную звезду половина (или более) гравитац. энергии выделяется у поверхности звезды. Если звезда не обладает магн. полем, то её поверхность нагревается либо из-за выделения энергии в ударной волне, возникающей при столкновении падающего потока с поверхностью, либо в тонком пограничном слое между аккреционным диском и медленно вращающейся звездой. Более сложная картина А. возникает в случае, когда звезда обладает сильным магн. полем. Пусть звезда радиуса r₀ обладает дипольным магн. полем , плотность энергии к-рого у поверхности значительно превышает плотность кинетич. энергии.

Плотность магн. энергии вдали от звезды всегда мала, но с уменьшением радиуса растёт гораздо быстрее плотности кинетич. энергии . Когда станет порядка , магн. поле останавливает свободное падение. Радиус остановки наз. альвеновскии радиусом: . После достижения r _А вещество течёт вдоль силовых линий магн. поля и в районе магн. полюсов достигает поверхности звезды. Магн. полюса оказываются гораздо более горячими, чем остальные части поверхности звезды. Если излучение их окрестностей носит анизотропный характер и нейтронная звезда вращается вокруг оси, не совпадающей по направлению с магнитной, то возникает картина рентгеновского пульсара, наблюдаемая в двойных системах при наличии мощной А. Для того чтобы падающее вещество достигало магн. полюсов, необходимо его проникновение внутрь магнитосферы, к-рое происходит за счёт развития гидромагн. неустойчивостей типа неустойчивости Рэлея - Тейлора (см. Неустойчивости плазмы).

Поток излучения от аккрецирующего газа взаимодействует с потоком падающего вещества и замедляет его скорость. Когда радиац. сила становится порядка силы притяжения , происходит резкая перестройка аккреционного потока: скорость его падения замедляется, а плотность увеличивается. Светимость, соответствующая равенству , наз. эддингтоновской светимостью эрг/г, где - непрозрачность вещества (см ²/г).

При больших плотностях окружающего газа возможна А. типа оседания с медленным дозвуковым движением газа к центру. Такой режим А. возможен на нейтронную звезду, находящуюся в центре нормальной (подобная ситуация может быть результатом эволюции тесной двойной системы).

Для чёрных дыр, не имеющих излучающей поверхности, излучение при А. является их осн. наблюдат. проявлением. Огромный гравитац. потенциал на поверхности нейтронной звезды приводит к выделению энергии при А. на неё 0,2 М с ² эрг/с. Нейтронные звёзды и, возможно, чёрные дыры в состоянии А. являются наиболее мощными рентг. источниками в Галактике со светимостью, достигающей 10³⁸ эрг/с.

К важным следствиям приводит А. на белые карлики. В результате А. хим. состав поверхностных слоев может существенно отличаться от хим. состава внутр. областей. Водородно-гелиевый слой на поверхности белого карлика с ростом массы слоя становится неустойчивым относительно ядерного горения. Происходит тепловая вспышка, приводящая к появлению новой звезды. Аналогичные термоядерные взрывы в слое у поверхности нейтронной звезды могут объяснить существование вспыхивающих рентг. источников.

Мощное нетепловое излучение и выбросы из активных ядер галактик и квазаров могут быть объяснены в рамках модели дисковой А. вещества (с упорядоченным магн. полем и большим вращат. моментом) на сверхмассивную ( Мy 10⁷-10⁹ ) чёрную дыру.

Гигантские масштабы может иметь А. в скоплениях галактик. Находящийся там горячий газ (10^-27 г/см ³, Т10⁸ К) охлаждается и может падать к центру, где обычно располагается наиб. массивная галактика скопления. Такой охлаждающийся аккреционный поток может приводить к активности ядра центральной галактики, а также объяснять наблюдаемое распределение газа в скоплениях галактик.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Теория тяготения и эволюция звезд, М., 1971.

Г. С. Бисноватый-Коган.