Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
взаимодействия между всеми кольцами в диске получают результирующее
закручивание внутрь, за исключением самых наружных областей. Наружные
области, предоставленные самим себе, двигались бы наружу; но они будут
подвергаться бомбардировке падающим газом от звезды-компаньона, давая в
результате поток, направленный внутрь, детали которого очень трудно
анализировать. К счастью, ужасные неопределенности наружных областей не
оказывают существенного влияния на двойные рентгеновские модели,
поскольку почти весь выход гравитационной энергии и генерация
рентгеновского излучения происходят вблизи дыры.
На языке сохранения углового момента вязкие силы уносят угловой момент от
газа во внутренних областях диска, тем самым позволяя газу закручиваться
внутрь. Угловой момент передается механически (вязкими силами) к внешним
областям, где он уносит-
186
Р. Д. Блэндфорд, К• С. Торн
ся плохо понимаемым образом в результате взаимодействия с компаньоном и с
втекающей материей.
Предположим, что в кольце r1<r<.rt вязкость слишком низка, чтобы уносить
угловой момент с требуемой скоростью. Тогда газ будет удерживаться в этом
кольце при г, более сильным напряжением снаружи него, но кольцо не
позволит газу проходить внутрь к дыре при ri. Газ будет накапливаться в
кольце. В большинстве случаев этот добавочный газ будет увеличивать
вязкие напряжения в кольце, пока они не станут достаточными, чтобы
управлять переносом массы. Таким способом будет достигаться стационарное
состояние. (Математические детали см. в работах (109, 110] и [118].)
Однако в некоторых необычных ситуациях увеличение плотности газа будет
приводить к уменьшению вязкости, тем самым заставляя плотность в кольце
быстро нарастать, тогда как плотность в соседних областях падает до нуля.
Кажется вероятным, что эта «фрагментированно кольцевая» неустойчивость
встречается в тонких аккреционных дисках, как только внутреннее
радиационное давление /7рад=1/зйТ* превышает давление газа ргаз=51рГ (см.
1111]).
Другая неустойчивость, которая развивается быстрее, чем описанная выше,
и, возможно, всегда сопровождает ее,— «тепловое нарастание» [160, 163].
Эта неустойчивость включается вязким нагреванием газа, которое с
необходимостью сопровождает вязкий перенос углового момента. Когда
радиационное охлаждение локально перестает компенсировать вязкое
нагревание, температура газа повышается. Если более высокая температура
приводит к уменьшению нагревания или к увеличению излучательной
способности, температура будет падать до установления равновесного
состояния и диск окажется термически стабильным. Но если повышение
температуры увеличивает несоответствие между нагреванием и охлаждением,
то развивается тепловая неустойчивость.
В действительности нет вполне четкого различия между этими двумя
неустойчивостями. Они проанализированы единым образом наряду с другими в
окончательной работе Шакуры и Сюняева [178].
В настоящее время наиболее популярные модели для Cygnus Х-1 (например,
[182]) включают тонкий аккреционный диск, в котором вязкость создается
турбулентностью и/или магнитными натяжениями. В сущности они являются
дисковыми аналогами магнитотурбулентных моделей радиального втекания
Межароса; в обоих случаях нагревание происходит через перезамыкание
силовых линий и турбулентную вязкость. В этих моделях диск является
оптически толстым, физически тонким и весьма холодным (7'поверХн< <107 К)
вплоть до ~30 шварцшильдовских радиусов. В этой точке растущее давление
излучения включает обе неустойчивости, приводя самые внутренние части
диска в горячее (Г^Ю'К), толстое (h~r), предельно оптически тонкое
состояние. Большая часть наблюдаемого рентгеновского излучения
производится в этой внут-
III. Астрофизика черных дыр
187
ренней области в результате неупругого комптоновского рассеяния
низкоэнергетических фотонов.
Структуры с толстым диском могут возникать из гигантских
(«сверхэддингтоновских») скоростей аккреции, а также из неустойчивостей,
и даже в случае тонкого диска магнитогидродинамические процессы могут
генерировать толстые, горячие короны над дисками. Физические процессы в
толстом диске могут в свою очередь генерировать сильный ветер, который
приводит к потере массы из внутренних областей диска. Предварительные
попытки анализировать сверхэддингтоновскую аккрецию, короны и ветер,
осуществлены Бисноватым-Коганом и Блинниковым [21], Лиангом и Прайсом
[108], Пираном [157], Икке [87, 88] и Бардином [11]. Мы вернемся к этим
вопросам в разд. 6 в связи с черными дырами в галактических ядрах и
квазарах.
Исследование аккреционных дисков продолжается в настоящее время в
ускоренном темпе, и не потому, что имеется огромный прогресс (его нет), а
потому, что астрономы недавно поняли, что аккреционные диски представляют
собой весьма общее явление во Вселенной: они определенно встречаются
вокруг нейтронных звезд и, возможно, вокруг черных дыр в рентгеновских
двойных; они могут встречаться вокруг белых карликов в карликовых новых и
