plik


ÿþZjawiska akrecji w astronomii 1. Protogwiazdy Proces powstawania mBodej gwiazdy w wyniku kolapsu obBoku protogwiazdowego jest skomplikowanym zjawiskiem, a rol odgrywa w nim grawitacja, ci[nienie, rotacja, pole magnetyczne i nieprzezroczysto[ci. Zdjcie obok, z teleskopu VLT przedstawia obszar gwiazdotwórczy w NGC 3603. Inaczej formuj si gwiazdy du|e (M > kilka Ms), inaczej gwiazdy maBe. Dla du|ych gwiazd proces jest gwaBtowny, znaczna cz[ masy obBoku tworzy gwiazd, dysk akrecyjny zapewne po[redniczy w pozbywaniu si momentu pdu, ale tego etapu nie obserwujemy. Widzimy dopiero gotow gwiazd. Lepiej znamy formowanie sie maBych gwiazd, obserwowanych np. w gwiazdotwórczym obszarze Byka (Taurus). Gwiazda tworzy si spokojniej, w znacznej mierze w wyniku akrecji z dysku (HL Tau, DG Tau). Akrecji towarzyszy 'bipolar outflow' (wypByw dwubiegunowy) i d|ety. Proces trwa ok. 105 lat i pod koniec otrzymujemy gwiazd typu T Tau. Od momentu 'ujawnienia si' gwiazda ro[nie jeszcze o ok. 5-10%, tempo akrecji w takim dysku jest ~10-7 Ms/rok, czasami z silnymi wybuchami (~10-4 Ms/rok) typu FU Orionis, w skali roku, podobnymi do natury zmiennych kataklizmicznych. Czasami wewntrz obBoku molekularno-pyBowego tworzy sie od razu stosunkowo ciasny ukBad podwójny gwiazd. Wtedy materia pozostaBa po etapie poczatkowym tworzy 'circumbinary' (wokóB-ukBadowy) dysk, z którego powoli materia akreuje. Rysunek przedstawia symulacje numeryczne (Lubow i Artymowicz) dla obiektu GW Ori. UkBad podwójny jest wewntrz dysku, okrg okre[la poBo|enie rezonansu Lindblada. 1 2. UkBady podwójne Znaczna cz[ gwiazd (ok. poBowa) powstaje jako gwiazdy podwójne, o charakterystycznym czasie obiegu rzdu kilku-kilkudziesiciu lat lub wicej. Staranne badania przeprowadzone ostatnio dla gwiaz o masach zbli|onych do masy SBoDca, w najbli|szej okolicy, wskazuj, |e ~ 70 % gwiazd tworzy ukBady podwójne, [rednia okresu obiegu to 180 lat, a poBowa ukBadów ma okres w przedziale od 100 dni do 30 000 lat, co odpowiada rozmiarowi orbity od kilkudziesiciu promieni SBoDca do 0.005 ps (1 ps = 3 x 1018 cm, odlegBo[ do Proximy Centauri). Znaczna ich cz[ (ok. 1%) wchodzi w faz wymiany masy na pewnym etapie ewolucji. To zdarza si w dwóch wypadkach: " w wyniku ewolucji gwiazd jedna z gwiazd zwiksza swój promieD, bdz nastpuje utrata momentu pdu z ukBadu i zacie[nienie orbity tak, |e jedna z gwiazd wypeBnia tzw. powierzchni Roche'a " jedna z gwiazd przechodzi faz znacznej aktywno[ci i odrzuca cz[ swojej otoczki w postaci wiatru gwiazdowego, i cz[ tej materii przejmowana jest przez towarzysza Najpierw rozwa|ymy bli|ej mechanizm procesu przepBywu masy, a nastpnie typy gwiazd i stadia ewolucyjne, na jakich do tego dochodzi. 2.1 PrzepByw przez L1 a. PotencjaB Roche'a Problem redukuje si do rozwa|enia ruchu czstki próbnej w polu grawitacyjnym dwóch gwiazd poruszajcych si wokóB siebie po orbitach koBowych. Obie gwiazdy s traktowane jako punktowe. Opis jest stosunkowo dobry, gdy ruch jest synchroniczny. Czstka próbna na osi symetrii (rotujca sztywno z ukBadem) - bilans siB: M GM m GM m 2 1 2 ƒàm ¶à2 žà x­a Ÿà = žà1Ÿà 2 M ƒà M x2 žàa­ xŸà 1 2 Prdko[ ktowa jest wyznaczona przez prawo Keplera ¶à G žà M ƒà M Ÿà 1 2 ¶à2 = žà2Ÿà a3 Równanie (1) i (2) wyznaczaj poBo|enie wewntrznego punktu Lagrange'a L1, bdcego punktem równowagi. 2 2. PrzepByw przez L1 c.d. Je[li w wyniku ewolucji gwiazda M2 napuchnie tak, |e jej promieD stanie si równy a-x i bdzie miaB tendencj do dalszego wzrostu, to nastpi przepByw masy z gwiazdy M2 do gwiazdy M1. DokBadniej charakter tego wypBywu mo|na bada rysujc topologi powierzchni ekwipotencjalnych. Ruch trójwymiarowy czstki próbnej: ˜à 1/2 ˜à ˜à ˜à " v ˜à G žà M ƒà M Ÿà ƒàžàv " Ÿà v ƒà2 ¶à×v = ­ " ËàR 1 2 ˜à ¶à=[ ] i " t a3 GM GM ˜à 1 1 2 2 ËàR = ­ ­ ­ žà¶à×rŸà ˜à ˜à ˜à ˜à 2 #"r ­r1#" #"r ­r2#" Tutaj i jest wektorem jednostkowym prostopadBym do pBasczyzny orbity, a wektory r1 i r2 okre[laj poBo|enia gwiazd. Rysunek obok przedstawia przekrój w pBaszczyznie orbity. Struga materii nie pBynie wzdBu| osi symetrii, poniewa| pBynie z zachowaniem momentu pdu. DokBadniej dalsze losy strugi mo|na opisa przyjmujc pewne standardowe uproszczenia: (i) gwiazda wypeBniajca powierzchni Roche'a jest sfer o promieniu 1/3 R2 M 2 = 0.462žà Ÿà Paczynski žà1967Ÿà a M ƒà M 1 2 (ii) strug mo|na opisa trajektori czstki swobodnej. R2 M 0.49 q2/3 2 = ; q= ; 0„àq„à" Obecnie stosuje si czasami dokBadniejszy wzór (Egleton 1983): /3 a M 0.6 q2/3ƒàln žà1ƒàq1 Ÿà 1 ale nam wystarczy ten rachunkowo prostszy. Teraz mo|emy rozwa|y: b. Warunek formowania si dysku akrecyjnego WypByw nastpuje z prdko[ci naddzwikow, wic przybli|enie czstki swobodnej w polu grawitacyjnym jest sBuszne. Orbita skomplikowana, ale Batwo oceni promieD cyrkularyzacji rcir z relacji 3 2. PrzepByw przez L1 c.d. moment pdu na jednostk masy wzgldem gwiazdy M1 = moment pdu na orbicie keplerowskiej wokóB M1, czyli 1/2 GM R2 1 ¶à x2 = ¶àK r2 ¶àK =žà Ÿà a­ x=a cir a r3 cir i otrzymujemy wzór 1/3 4 M ƒà M M 1 2 2 rcir = a [1­0.462žà Ÿà ] M M ƒà M 1 1 2 pokazujcy, |e promieD cyrkularyzacji jest o czynnik 2-3 mniejszy od promienia Roche'a. Warunek powstawania dysku akrecyjnego jest nastpujcy rcir >> R1 promieD cyrkularyzacji wikszy ni| promieD gwiazdy centralnej Warunek taki nie jest speBniony w przypadku gwiazdy cigu gBównego, gdy okres orbitalny jest krótszy ni| 100 dni. Wtedy nastpuje bezpo[redni spadek materii na gwiazd. Prawdopodobnie wystpuje w Algolach. Natomiast je[li warunek jest speBniony, to materia kumuluje si w pier[cieniu, a nastpnie mo|e dyfundowa w stron gwiazdy, je[li bdzie mogBa pozbywa si cz[ci momentu pdu. Tak powstanie dysk akrecyjny. c. Efekty ewolucyjne - skale czasowe PrzepByw masy zmienia orbit, poniewa| zmieniaj si M1 i M2. ZaBo|ymy przypadek ewolucji konserwatywnej M ƒà M = M = const zachowanie masy 1 2 M M 2 1 žà M a2ƒà M a2Ÿà ¶à = J = const a1=a a2=a zachowanie momentu pedu 1 1 2 2 M M Wykorzystujc te wzory oraz poprzednie otrzymamy przepis na zmian promienia powierzchni Roche'a w funkcji Ù Ù tempa akrecji R2 M M M 2 5 2 2 = ­2 žà ­ Ÿà q = q >5/6 powierzchnia si kurczy R2 M M 6 M 2 1 1 4 q < 5/6 powierzchnia ekspanduje 2. UkBady podwójne c.d. Zatem q>5/6 odpowiada gwaBtownej wymianie masy bez konieczno[ci czekania na ewolucj nuklearn (samoistn ekspansj gwiazdy) bdz utrat orbitalnego momentu pdu: Gwiazda promienista - termiczna skala czasowa 5 q …à Gwiazda konwektywna - dynamiczna skala czasowa 6 Termiczna skala czasowa SBoDca (Kelvina-Helmholtza) 2 GM s t = H" 3×107lat K ­H Rs Ls Ù M R1 L1 M 1 ­8 s Tempo akrecji w takim procesie M = = 3×10 [ M /rok ] [czyli 2×1018 g /s] s tK Rs Ls M 1 H Dynamiczna skala czasowa dla SBoDca: R3 1/2 1 s t = = žà Ÿà H" 14 godz dyn ¶à GM K s Ù M Rs M 1 1 Tempo akrecji w takim procesie M = = 6×103 [ M /rok ] [czyli 4×1029 g /s] s tdyn R1 M znacznie przekracza warto[ Eddingtona. s 2.2 Akrecja z wiatru gwiazdowego Je[li ukBad podwójny zawiera masywn gwiazd typu O lub B albo odewoluowanego czerwonego olbrzyma typu M to z gwiazdy wieje silny wiatr gwiazdowy z prdko[ci naddzwikow. Tempo utraty masy jest rzdu 10-6 - 10-5 Ms/rok, ale tylko niewielka cz[, okoBo 10-4-10-3, ma mo|liwo[ osiadania na towarzysza. Fakt, czy ta materia utworzy dysk akrecyjny, czy nie, zale|y silnie od prdko[ci wiatru: rcir ~1/v8. 5 2. UkBady podwójne c.d. 2.3 Ewolucja a fazy akrecji Faza pierwotnej wymiany masy Gwiazda masywna ewoluuje szybciej. Jej promieD ro[nie. Na tym stadium q>1. DBugi epizod akrecji: olbrzym typu M + gwiazda cigu gBównego, akrecja nastpuje z wiatru, tak wyglda cz[ gwiazd symbiotycznych. Krótszy epizod akrecji: mo|liwo[ wypeBnienia powierzchni Roche'a. Skutki tej drugiej sytuacji zale| od stadium, na którym jest gwiazda - skBadnik pierwotny w momencie wypeBnienia powierzchni Roche'a, co z kolei zale|y od mas gwiazd i od pocztkowego okresu orbitalnego: Przypadek A: otoczka jest promienista, wic ewolucja w skali K-H, z silnym odej[ciem od równowagi, a| do odwrócenia stosunku masy. Na tym etapie jest sporo gwiazd zmiennych, np. beta Lyrae (widoczna zmiana orbity, P/Pdot ~105 lat) . Powstaje ukBad póBrozdzielony, ewoluujcy dalej w skali jdrowej, z primary na gaBzi podolbrzymów i maBym Mdot. Takich ukBadów jest du|o, po pewnym czasie mo|e doj[ do utworzenia ukBadu kontaktowego. Przypadek B1: etap pocztkowy te| w skali K-H, ale dalsza faza nastpuje nadal w termicznej skali czasowej ze wzgldu na kontrakcj helowego jdra i ekspansj otoczki. M>3Ms zpalenie helu i ustanie wymiany masy, dalsza ewolucja w skali jdrowej (gwiazdy Wolfa-Rayeta) M<3Ms zatrzymanie kontrakcji jdra przez degeneracj, dalej spalanie tylko w otoczce i ewolucja w skali jadrowej (Algole), w koDcu powstaje biaBy karzeB, ale na orbicie o du|ym promieniu. Przypadek B2 i C: gwiazda z otoczka konwektywn, wymiana masy w dynamicznej skali czasowej, Mdot >>MdotEdd. Wej[cie w kontakt mo|e poprzedzi faza gwiazdy symbiotycznej (np. CI Cyg). Je|eli M2/M1 < 0.28 i gwiazda jest olbrzymem w chwili wypeBnienia powierzchni Roche'a to powstanie ukBad kataklizmiczny, bardzo wa|ny z punktu widzenia dalszych cz[ci wykBadu. 6 2. Ewolucja a fazy akrecji c.d. Rysunek poni|ej pokazuje tworzenie si ukBadu pre- Faza wtórnej wymiany masy kataklizmicznego, skBadajcego si z biaBego karBa oraz gwiazdy cigu gBównego (czerwonego karBa) o bardzo Nastpna faza, czyli wej[cie ukBadu w powtórny ciasnej orbicie. Je|eli M1>10-12 Ms to zamiast ukBadu z kontakt, z zamian ról, jest wynikiem biaBym karBem powstanie ukBad z gwiazd neutronow. Tak (a) promieniowania grawitacyjnego powstaj ukBady, które pózniej stan si masywnymi (b) magnetic braking (hamowanie manetyczne) ukBadami rentgenowskimi. czyli utraty momentu pdu z ukBadu MaBomasywne ukBady rentgenowskie NS+MS powstaj najprawdopodobniej w wyniku akrecji na biaBego karBa i 'zaindukowanego' kolapsu, ze wzgldu na granic Chandrasekhara MWD < 1.4 Ms wynikajc z ci[nienia zdegenerowanych elektronów. 7 3. Aktywne jdra galaktyk W przypadku AGN (Active Galactic Nuclei) nie mamy drugiej gwiazdy - donora, zródBem materii musi by galaktyka macierzysta. Dostawa materii musi by w formie gwiazd lub gazu, a odbiorc jest centralna masywna czarna dziura. 1. Spadanie gwiazd na centrum Zasadniczo orbity gwiazd s okresowe i regularne, a raptowny spadek gwiazd na centrum nie zachodzi, o czym [wiadczy istnienie galaktyk przez miliardy lat. 1a. sporadyczna akrecja Rzadkie przypadki mog si zdarza, co okoBo 104 lat w ka|dej galaktyce zawierajcej czarn dziur. Idea rozwijana przez Reesa, ciekawa dla bliskich nieaktywnych galaktyk. Gdy gwiazda typu SBoDca przebiegni dostateczne blisko czarnej dziury, a czarna dziura nie jest zbyt masywna, to gwiazda ulegnie rozerwaniu, okoBo poBowa materii ucieknie do nieskoDczono[ci po orbicie eliptycznej, a pozostaBa poBowa wejdzie pocztkowo na orbit eliptyczn o znacznej ekscentryczno[ci, by pózniej utworzy dysk akrecyjny. Rysunek obok przedstawia spodziewan ewolucj czasow tempa akrecji - zdarzenie bdzie trwaBo koBo roku (Rees, Nature 333, 523). M Çàgwiazdy „à Kryterium na rozerwanie gwiazdy przez dziaBanie siB przypBywowych R3 Czarna dziura masywniejsza od 108 Ms bdzie poByka gwiazdy w caBo[ci, bez spodziewanego bBysku. Pierwsza detekcja (?) Komossa i Baade dla NGC 5905, kilka innych kandydatów. 8 3. Aktywne jdra galaktyk cd. 1b. masowa akrecja w wyniku kannibalizmu? Galaktyki, szczególnie w okresie formowania si, rosBy czsto kosztem mniejszych ssiadów ('merger'). Nasza Galaktyka te| pochBonie kiedy[ ObBoki Magellana. Co[ takiego mo|e spowodowa, |e cz[ orbit gwiazd staje si chaotyczna (w sensie deterministycznego chaosu) i mo|e 'dryfowa' w stron centrum. Wzrost masy czarnej dziury w pewnym momencie wyhamowuje jednak ten trend, gdy masa czarnej dziury zaczyna istotnie modyfikowa potencjaB grawitacyjny w cz[ciach centralnych. Efekt sBabo zbadany, ale interesujcym argumentem za czym[ takim jest zaskakujca staBo[ stosunku masy czarnej dziury do masy zgrubienia centralnego galaktyki macierzystej w znakomitej wikszo[ci galaktyk aktywnych i nieaktywnych: M H" 0.0025 M bh bulge WspóBczynnik jest do[ niepewny, ale generalnie trend zaskakujco silny w zakresie od 106 Ms do 109Ms. Wyjtkiem s by mo|e NLS1. 2. Spadanie gazu na centrum w bliskich galaktykach Wydaje si, |e z tym wBa[nie mamy do czynienia w bliskich galaktykach, które mo|emy obserwowa ze stosunkowo du| rozdzielczo[ci. Mechanizm opadania nie jest dobrze poznany, cho ostatnio sporo zrobiono w tym zakresie od strony obserwacyjnej. 2a. NGC 1068 w podczerwieni i nadfiolecie D ~ 18 Mps, galaktyka Seyfert 2. Na obrazach widoczna w podczerwieni i nadfiolecie (obok; Neff i in. 1994, ApJ, 430, 547) jest silna aktywno[ gwiazdotwórcza. To wszystko jednak jest w odlegBo[ci ~ 1kps od czarnej dziury (dla masy czarnej dziury 108 Msto 108 Rschw). 2b. NGC 1068 w linii HCN (Tacconi i in. 1994, ApJ, 426, L79) S to obserwacje radiowe na czsto[ci 88.6 GHz . Tu pomiar prdko[ci wskazuje (na nastpnej stronie), |e kinematyka obBoków molekularnyh w odleBo[ciach 100-400 ps jest pod wpBywem poprzeczki gwiazdowej (NGC 1068 jest galaktyk spiraln z poprzeczk). Ilo[ gazu pByncego w stron centrum ocenia si na kilka Ms/rok, rotacja nie jest keplerowska (czyli nie wylacznie w polu grawitacyjnym czarnej dziury), ale mo|na jednak oszacowa mas zawart w 1" (70 ps) na ~1.6 x 108 Ms. 9 3. Aktywne jdra galaktyk cd. 2c. maser wodny w NGC 1068 (Greenhil i in. 1996, ApJ, 472, L22) S to obserwacje radiowe na czsto[ci 22.2 GHz. Obszar badany technik VLBI to 0.4 - 0.65 ps (patrz wy|ej). W tym obszarze (warunek emisji to H2O) temperatura T ~ 400 K, gsto[ n ~ 108 - 1010 czstek/cm3 oraz pewna ilo[ pyBu. Prdko[ci nadal nie s keplerowskie, prawdo- podobny udziaB ci[nienia promieniowania. 2d. typowy maser wodny Ten rodzaj emisji wystpuje u okoBo 7% galaktyk Seyferta typu 2, nie wystpuje w radiogalaktykach ani galaktykach Seyferta typu 1.Poza NGC 1068 we wszystkich wypadkach ruch jest keplerowski, co pozwala na wyznaczenie masy czarnej dziury. Schematycznie dziaBanie masera przedstawione jest obok (Watson i Wallin 1994). Materia tworzy zatem wyrazny dysk, cho do[ gruby geometrycznie i z turbulencj naddzwikow, co nie ma jeszcze wyja[nienia. Zatem w AGN te| akrecja zachodzi prawdopodobnie za po[rednictwem dysku akrecyjnego, tak jak w znacznej cz[ci ukBadów podwójnych (o innych argumentach pózniej). Std tak du|e podobieDstwo AGN i zródeB galaktycznych. 10 3. Aktywne jdra galaktyk cd. 3. Ewolucja kwazarów. Nie mamy na razie konkretnego pogldu na to, jak wyglda ewolucja centralnej czarnej dziury i tempa akrecji na ni w galaktykach, w przeciwieDstwie do sytuacji w ukBadach podwójnych. Pewne aspekty maj szans wyja[ni si poprzez badania statystyczne jasnych AGN, czyli kwazarów. Cech charakterystyczn kwazarów s szerokie linie emisyjne (przede wszystkim w zakresie optycznym i nadfioletowym) odpowiadajce prdko[ciom rzdu 10 000 km/s. S to linie wodoru, ale tak|e pierwiastków takich jak C, N, O, w ilo[citypowej dla SBoDca lub wy|szej, nawet w kwazarach o bardzo du|ych przesuniciach ku czerwieni, czyli mBodych. Zatem przynajmniej w bezpo[redniej okolicy czarnej dziury musiaBa najpierw zachodzi silna dziaBalno[c gwiazdotwórcza (poniew| pierwiastki te powstaj wyBcznie w gwiazdach), a dopiero potem widzimy fenomen kwazara. Nie jest jednak jasne, czy to generalnie kwazar wywoBuje szybko efekt silnej gwiazdotwórczo[ci, czy silna gwiazdotwórczo[c prowadzi w koDcowej fazie do fenomnu kwazara. Próbuje si na to pytanie odpowiedzie, wyznaczajc obserwacyjnie zarówno zale|no[ gsto[ci liczbowej kwazarów od redshiftu jak i zale|no[ gsto[ci energii zwizanej z dziaBalno[ci gwiazdotwórcz od redshiftu. Z powy|szych wykresów trudno na razie powiedzie, co byBo wcze[niej: silna gwiazdotwórczo[ (wykres lewy; Lanzetta i in. 2002, ró|ne przybli|enia i stare wyniki Madau'a i in. 1998 - linia czarna) czy kwazary (wykres prawy, Hawkins i Veron 1996). 11 3. Aktywne jdra galaktyk cd. 4. Problem jdra naszej Galaktyki - Drogi Mlecznej Istnienie czarnej dziury o masie 2.6 x 106 Ms potwierdziBy ostatnie badania dynamiki gwiazd w obszarze centralnym 0.01 - 0.1 ps przy pomocy teleskopu Keck i techniki zwanej 'specle photometry'. Zdolno[ rozdzielcza takich obserwacji to 0.05" (Ghez i in. 1998). Za kilka lat jedna z gwiazd (S0-2) wykona peBny obieg wokóB centrum, co pozwoli na znacznie dokBadniejsze wyznaczenie masy. Mamy wic czarn dziur, gwiazdy, pier[cieD gazowy w odlegBBo[ci ok. 1 ps, ale aktywno[ wyglada sBabiutko. Zredni poziom jasno[ci rentgenowskiej to 2.2x1033 erg/s, zdarzaj si okazjonalne rozbByski rentgenowskie o skali czasowej narastania/zaniku kilkuset sekund, a czasie trwania 104 s, typowe dla AGN, ale one te| s sBabiutkie (jasno[ w piku 1.0x1035 erg/s) - obserwacje z Chandry (Baganoff i in. 2001) Co si zatem dzieje? Mo|liwo[ci: - brak dostaw masy z jakiego[ powodu - akrecja jest zadziwiajco maBo wydajna, i dlatego 12 emisja taka sBaba.

Wyszukiwarka

Podobne podstrony:
2 Zjawiska akrecji typowe wartości parametrów
MUZYKA POP NA TLE ZJAWISKA KULTURY MASOWEJ
Akrecja na gwiazdy ciągu głównego i białe karły
Zjawisko17
Forum dyskusyjne ubezpieczeń i funduszy emerytalnych Zjawisko rezygnacji z ubezpieczeń życiowych
zjawisko fotoelektryczne !
Astronomia wykład
WIEM Halla zjawisko
20140210235101 Metody i zjawiska
Zjawiska zakryciowe w układzie księżyców Jowisza (2009 2020)

więcej podobnych podstron