الفلك

ما الذي يثبت الحلقات أو أقراص التراكم؟

ما الذي يثبت الحلقات أو أقراص التراكم؟

نعتقد ، بشكل أو بآخر ، أن قمرنا قد تشكل من قرص تراكمي سببه اصطدام بحجم المريخ. رائع.

يمكن لقوى المد والجزر أن تحطم القمر مسببة حلقات.

من الرماد إلى الرماد ، الغبار إلى الغبار: جاء القمر من قرص حطام يدور حوله وقد يعود إلى قرص حطام يدور يومًا ما.

ما الذي يحدد ما إذا كان قرص التراكم أو نظام الحلقة سيشكل أقمارًا مقابل البقاء كحلقات ثابتة؟


أعتقد أن أكبر شيئين يحددان ما إذا كان نظام الحلقة يتشكل في القمر يعتمد على حد روش للكوكب الأم وما إذا كانت هناك أقمار أخرى يمكنها تعطيل الحلقة أم لا.

حد روش للكوكب هو مدى قرب جسم كبير يمكن أن يدور حول الكوكب دون أن يتمزق بفعل سحب الجاذبية للكوكب. يمكن أن توضح المقالة التي أشرت إليها كيف يتم حساب ذلك. يمكن للأقمار الصغيرة مثل Metis في كوكب المشتري أن تدور داخل حدود روش لأنها صغيرة جدًا ، والفرق بين قوى المد والجزر التي تعمل على جانبيها القريب والبعيد ليس كبيرًا بما يكفي لسحب القمر بعيدًا.

سيلعب وجود أقمار أخرى - أو في حالة وجود أقراص نجمية ، كواكب أخرى - دورًا كبيرًا. مثل هذه المقالة التي تشرح حول حزام الكويكبات ، حالت الاضطرابات الجاذبية لكوكب المشتري دون تشكيل كوكب بينه وبين المريخ. لا يمكن للأجسام الأصغر أن تتجمع معًا بسهولة عندما يتأرجح وحش مثل المشتري ليشتتهم جميعًا!

هذا يعني أيضًا أن معظم الكويكبات داخل الحزام محصورة بين المريخ والمشتري. حول الحلقة F الخاصة بزحل ، يوجد قمرين صغيرين يعملان على إبطاء / تسريع الحطام داخل الحلقة بحيث يظل متجمعًا في مساحة صغيرة. هذا يحافظ على استقرار الحلقات والأقراص ، لكنه يمنع أيضًا تشكيل الأجسام الكبيرة.

قصة طويلة قصيرة؛ إذا كان القرص بعيدًا بدرجة كافية عن والدته ، ولم يكن هناك شيء كبير آخر يدور في مكان قريب ، فيجب أن تحصل على قمر / كوكب. إذا كان قريبًا جدًا من الوالد وكان يرعاه جسم كبير آخر ، فمن المرجح أن يظل قرصًا مستقرًا.


تحل محاكاة الثقب الأسود لغزًا حول أقراص التراكم الخاصة بهم

الثقوب السوداء هي واحدة من أكثر القوى روعة وغموضًا في الكون. تنبأت نظرية أينشتاين للنسبية العامة ، التي تنبأت بها في الأصل نظرية أينشتاين والنسبية العامة ، تتشكل هذه النقاط في الزمكان عندما تتعرض النجوم الضخمة لانهيار الجاذبية في نهاية حياتها. على الرغم من عقود من الدراسة والملاحظة ، لا يزال هناك الكثير الذي لا نعرفه عن هذه الظاهرة.

على سبيل المثال ، لا يزال العلماء غير متأكدين إلى حد كبير من كيفية تصرف المادة التي تقع في مدار حول ثقب أسود وتتغذى عليها تدريجيًا (أقراص التراكم). بفضل دراسة حديثة ، حيث أجرى فريق دولي من الباحثين المحاكاة الأكثر تفصيلاً للثقب الأسود حتى الآن ، تم التحقق أخيرًا من صحة عدد من التوقعات النظرية المتعلقة بأقراص التراكم.

يتألف الفريق من علماء الفيزياء الفلكية الحاسوبية من معهد أنطون بانيكويك للفلك بجامعة أمستردام ، وجامعة نورث وسترن ومركز 8217s للاستكشاف متعدد التخصصات والبحث في الفيزياء الفلكية (CIERA) ، وجامعة أكسفورد. ظهرت نتائج أبحاثهم في عدد الخامس من يونيو من مجلة الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية.

من بين النتائج التي توصلوا إليها ، أكد الفريق نظرية طرحها في الأصل جيمس باردين وجاكوبوس بيترسون في عام 1975 ، والتي أصبحت تُعرف باسم تأثير باردين-بيترسون. وفقًا لهذه النظرية ، وجد الفريق أنه بينما تظل المنطقة الخارجية لقرص التراكم مائلة ، فإن المنطقة الداخلية للقرص # 8217s ستتماشى مع خط استواء الثقب الأسود.

ببساطة ، كل ما يعرفه الباحثون عن الثقوب السوداء تم تعلمه من خلال دراسة أقراص التراكم. بدون هذه الحلقات الساطعة من الغاز والغبار ، من غير المحتمل أن يتمكن العلماء من تحديد مواقع الثقوب السوداء. ما هو أكثر من ذلك ، أن نمو الثقب الأسود وسرعته الدورانية يعتمدان أيضًا على قرص التراكم الخاص به ، مما يجعل دراستهما أمرًا ضروريًا لفهم تطور الثقوب السوداء وسلوكها.

كما وصفه ألكسندر تشيكوفسكوي ، الأستاذ المساعد للفيزياء وعلم الفلك من جامعة نورث وسترن والذي شارك في قيادة البحث: "تؤثر المحاذاة على كيفية دوران أقراص التراكم في ثقوبها السوداء. لذلك فهو يؤثر على كيفية تطور دوران الثقب الأسود بمرور الوقت ويطلق تدفقات خارجية تؤثر على تطور المجرات المضيفة ".

منذ أن اقترح باردين وبيترسون نظريتهما ، عانت محاكاة الثقب الأسود من عدد من المشكلات التي حالت دون تحديد ما إذا كانت هذه المحاذاة ستحدث أم لا. بادئ ذي بدء ، عندما تقترب أقراص التراكم من أفق الحدث ، فإنها تتسارع إلى سرعات هائلة وتتحرك عبر مناطق مشوهة من الزمكان.

يصور انطباع هذا الفنان ثقبًا أسود فائق الكتلة يدور بسرعة محاطة بقرص تراكم. الائتمان: ESO ، ESA / Hubble ، M. Kornmesser / N. بارتمان

المسألة الثانية التي تعقد الأمور أكثر هي حقيقة أن دوران الثقب الأسود يجبر الزمكان على الدوران حوله. تتطلب كلتا هاتين المسألتين أن يفسر علماء الفيزياء الفلكية تأثيرات النسبية العامة ، ولكن لا تزال هناك مشكلة الاضطراب المغناطيسي. يتسبب هذا الاضطراب في تماسك جسيمات القرص & # 8217s معًا في شكل دائري والتجمع في نهاية المطاف على وجه الثقب الأسود.

حتى الآن ، لم يكن لدى علماء الفيزياء الفلكية القدرة الحاسوبية لتفسير كل هذا. لتطوير رمز قوي قادر على تنفيذ عمليات المحاكاة التي تمثل GR والاضطراب المغناطيسي ، طور الفريق رمزًا يعتمد على وحدات المعالجة الرسومية (GPUs). مقارنة بوحدات المعالجة المركزية التقليدية (CPUs) ، تعد وحدات معالجة الرسومات أكثر كفاءة في معالجة الصور وخوارزميات الحوسبة التي تعالج مساحات كبيرة من البيانات.

قام الفريق أيضًا بدمج طريقة تسمى تحسين الشبكة التكيفية ، والتي توفر الطاقة من خلال التركيز فقط على كتل محددة حيث تحدث الحركة وتتكيف وفقًا لذلك. لتوضيح الفرق ، قارن Tchekhovskoy وحدات معالجة الرسومات (GPU) و CPUS بـ 1000 حصان مقابل 1000 حصان فيراري:

"لنفترض أنك بحاجة إلى الانتقال إلى شقة جديدة. سيكون عليك القيام بالعديد من الرحلات مع سيارة فيراري القوية هذه لأنها لن تناسب العديد من الصناديق. ولكن إذا كان بإمكانك وضع صندوق واحد على كل حصان ، فيمكنك تحريك كل شيء دفعة واحدة. هذه هي وحدة معالجة الرسومات. يحتوي على الكثير من العناصر ، كل منها أبطأ من تلك الموجودة في وحدة المعالجة المركزية ، ولكن هناك الكثير منها ".

الصورة الأولى لأفق الحدث التي تم التقاطها بواسطة EHT على الائتمان: Event Horizon Telescope Collaboration

أخيرًا وليس آخرًا ، أجرى الفريق محاكاة باستخدام حواسيب Blue Waters العملاقة في المركز الوطني لتطبيقات الحوسبة الفائقة (NCSA) في جامعة إلينوي في أوربانا شامبين. ما وجدوه هو أنه بينما قد تكون المنطقة الخارجية للقرص مبلطة ، فإن المنطقة الداخلية ستتماشى مع الثقب الأسود & # 8217s خط الاستواء وسيقوم الالتواء السلس بتوصيلهما.

بالإضافة إلى توفير خاتمة لنقاش طويل الأمد حول الثقوب السوداء وأقراص تراكمها ، تُظهر هذه الدراسة أيضًا أن الفيزياء الفلكية قد تقدمت منذ أيام باردين وبيترسون. كما لخص ماثيو ليسكا ، الباحث:

"هذه المحاكاة لا تحل فقط مشكلة عمرها 40 عامًا ، ولكنها أثبتت أنه ، على عكس التفكير النموذجي ، من الممكن محاكاة أقراص التراكم الأكثر إضاءة في النسبية العامة الكاملة. هذا يمهد الطريق لجيل جديد من عمليات المحاكاة ، والتي آمل أن تحل مشاكل أكثر أهمية تتعلق بأقراص التراكم المضيئة ".

قام الفريق بحل اللغز الطويل الأمد لتأثير باردين-بيترسون عن طريق تخفيف قرص التراكم إلى درجة غير مسبوقة واعتبار الاضطراب الممغنط الذي يتسبب في تراكم القرص. أدت عمليات المحاكاة السابقة إلى تبسيط كبير بمجرد تقريب آثار الاضطراب.

تُظهر صورة محاكاة بواسطة جامعة أريزونا البلازما المضطربة في البيئة القاسية حول ثقب أسود فائق الكتلة. الائتمان: جامعة أريزونا.

ما هو أكثر من ذلك ، أن عمليات المحاكاة السابقة عملت مع أقراص ضعيفة الحد الأدنى لنسبة الارتفاع إلى نصف القطر 0.05 ، في حين أن التأثيرات الأكثر إثارة للاهتمام التي شاهدها تشيكوفسكوي وزملاؤه حدثت بمجرد أن أصبح القرص ضعيفًا إلى 0.03. ولدهشتهم ، وجد الفريق أنه حتى مع أقراص التراكم الرقيقة بشكل لا يصدق ، لا يزال الثقب الأسود ينبعث من الجسيمات والإشعاع في جزء من سرعة الضوء (المعروف أيضًا باسم النفاثات النسبية).

كما أوضح Tchekhovskoy ، كان هذا اكتشافًا غير متوقع إلى حد ما:

لم يتوقع أحد أن تنتج هذه الأقراص نفاثات بمثل هذه السماكة الطفيفة. توقع الناس أن الحقول المغناطيسية التي تنتج هذه النفاثات ستمزق عبر هذه الأقراص الرقيقة حقًا. لكن ها هم. وهذا يساعدنا في الواقع على حل ألغاز المراقبة ".

مع كل الاكتشافات التي توصل إليها علماء الفيزياء الفلكية مؤخرًا بشأن الثقوب السوداء وأقراص تراكمها ، قد تقول إننا نعيش في & # 8220Golden Age of Relativity & # 8221. ولن يكون من المبالغة القول إن المكاسب العلمية لكل هذا البحث يمكن أن تكون هائلة. من خلال فهم كيفية تصرف المادة في ظل أشد الظروف قسوة ، نقترب أكثر فأكثر من تعلم كيفية توافق القوى الأساسية للكون معًا.


المنحة الرقمية @ UNLV

تكشف الملاحظات الحديثة عالية الدقة عن الهياكل الحلقية في الأقراص النجمية. تم التحقيق في أصل هذه الحلقات على نطاق واسع في ظل سيناريوهات نظرية مختلفة. في هذا العمل ، نجري محاكاة MHD غير مثالية ثلاثية الأبعاد بما في ذلك التأثيرات من كل من المقاومة الأومية والانتشار ثنائي القطب (AD) لنمذجة قرص HL Tau. يتم حساب ملفات تعريف انتشار MHD غير المثالية بناءً على حساب تطور الغبار العالمي بما في ذلك تأثيرات التلبيد. يتغير هيكل تأين القرص بشكل كبير عبر خط الثلج بسبب تغير توزيع حجم الغبار بالقرب من خط الثلج للمواد المتطايرة الرئيسية. نجد أن التراكم مدفوع بشكل أساسي برياح القرص. يمكن إنتاج الفجوات والحلقات بسرعة من معدلات تراكم مختلفة عبر خط الثلج. علاوة على ذلك ، يؤدي AD إلى تراكم تفضيلي للغاية في المستوى الأوسط ، متبوعًا بإعادة الاتصال المغناطيسي. ينتج عن هذا منطقة انحسار محلية تستنزف الكتلة في منطقة إعادة الاتصال الميداني ، مما يترك فجوة وحلقة مجاورة خارجها مباشرة. بشكل عام ، في ظل ظروف مواتية ، يمكن أن تؤدي كل من خطوط الثلج وتأثيرات MHD غير المثالية إلى فجوات وحلقات غازية في أقراص الكواكب الأولية.

الكلمات الدالة

التراكم ، أقراص التراكم أقراص الكواكب الأولية الديناميكا المائية المغناطيسية (MHD)


بقلم مايكل ريتشموند [email protected]> ،
بيتر ر. نيومان

الأقراص شائعة في الأجسام الفلكية: الحلقات حول العملاق
الكواكب ، وأبرزها زحل الأقراص المحيطة بالنجوم الفتية و
الأقراص التي يعتقد أنها تحيط بالنجوم النيوترونية والثقوب السوداء. لماذا
هم شائعون جدا؟ أولاً شرح بسيط ، ثم شرح أكثر تفصيلاً.

فكر في الكثير من الصخور الصغيرة التي تدور حول نقطة مركزية ، مع
تميل المدارات فيما يتعلق ببعضها البعض. إذا اصطدمت صخرتان ، فإنهما
تميل الحركات الرأسية إلى الإلغاء (كان أحدهم يتحرك لأسفل ،
واحدًا لأعلى عندما يضربان) ، ولكن بما أنهما كانا يدوران حولهما
النقطة المركزية في نفس الاتجاه تقريبًا ، عادةً ما تكون
تتحرك في نفس الاتجاه "أفقيًا" عندما تصطدم.

على مدى فترة زمنية طويلة بما فيه الكفاية ، سيكون هناك الكثير من الاصطدامات
بين الصخور ستفقد الصخور حركاتها "الرأسية" --- و
متوسط ​​الحركة العمودية سيقترب من الصفر. لكن "الأفقي"
ستبقى الحركة حول النقطة المركزية ، أي القرص.

يبدأ الشرح الأكثر تفصيلاً بالسيناريو التالي:
خذ بعين الاعتبار "غاز" من الكرات المطاطية (الجزيئات) منظمة في شكل ضخم
شكل أسطواني يدور حول محور الاسطوانة. إصنع البعض
الافتراضات المعقولة في الفيزياء الفلكية:

- قوانين الحفاظ على الزخم الزاوي والحفاظ على
عقد الزخم الخطي (هذه هي ميكانيكا نيوتن الأساسية التي تم اختبارها جيدًا).

- الأسطوانة متماسكة عن طريق الجاذبية ، لذلك الغاز ليس فقط
تتبدد في الفضاء الفارغ.

- الحركة الرئيسية لكل كرة تدور حول الاسطوانة
ولكن كل كرة لها حركة عشوائية أيضًا ، لذا فإن الكرات كلها تعمل
في بعض الأحيان. مجموع الزخم الزاوي لـ
وبالتالي فإن النظام بأكمله ليس صفراً ، لكن مجموع الزخم الخطي هو
صفر (نسبة إلى مركز كتلة الأسطوانة بأكملها).

- الكرات ليست نطاطة تمامًا ، بحيث تصطدم بين الكرات
ينتج عن بعض طاقة الاصطدام تذهب لتسخين كل كرة.

الآن ، ضع في اعتبارك حركة الكرات في اتجاهين: عمودي
على محور الأسطوانة ، وبالتوازي مع المحور.

أولاً ، عمودي على المحور: حفظ الزاوي غير الصفري
سوف يميل الزخم إلى الحفاظ على قطر الأسطوانة
ثابت نسبيا. عندما ترتد الكرات عن بعضها البعض ، يكون بعضها
ألقيت نحو المحور والبعض بعيدا. في نموذج أكثر واقعية ،
في الواقع ، يتم إخراج بعض الكرات من النظام بالكامل ، والبعض الآخر
(للحفاظ على الزخم الزاوي) سوف يقع في المركز (أي
كائن مركزي).

بالتوازي مع المحور ، فإن صافي الزخم الخطي هو صفر ، و
هذا ، أيضًا ، محفوظ. سقوط الكرات من أعلى وأسفل (مستحق
إلى خطورة جميع الكرات الأخرى) ستضرب بعضها البعض مرة أخرى و
يسخن. لا ترتد إلى الوراء بقدر ما تسقط ، وبالتالي الطول
يتم تقصير المحور بشكل مستمر (إذا كان ببطء).

استمر في كلتا مجموعتي التغييرات لفترة كافية ، والأسطوانة
ينهار إلى قرص (أي أسطوانة ذات ارتفاع صغير). مشابه
يعمل التفسير للغاز الدوار المنظم في أي شكل أولي
مثل كرة. يبدأ التطور اللاحق للقرص الأولي
إلى التعقيد في بيئة الفيزياء الفلكية ، بسبب الأشياء
مثل المجالات المغناطيسية والرياح النجمية وما إلى ذلك.

إذن ، باختصار ، ما يجعل القرص هو الدوران. إذا كان أول
لم تكن السحابة الكروية تدور ، بل ستنهار ببساطة مثل
المجال ولن يتشكل أي قرص.


الملخص

نحن نتحرى عن أقراص التراكم الحلقية المكونة من حلقتين (توري) يدوران على المستوى الاستوائي لثقب أسود فائق الكتلة من نوع كير. نناقش ظهور مراحل عدم الاستقرار لكل حلقة من التكوين الكلي (القرص الدائري) وفقًا لانتهاك Paczynski للتوازن الميكانيكي. في المعالجة النسبية العامة الكاملة ، نأخذ في الاعتبار تأثيرات هندسة أزمنة فضاء كير ذات الصلة بتوصيف تطور هذه التكوينات. تمكننا مناقشة ثبات الحلقة في أزمنة مكانية مختلفة من تحديد فئات معينة من جاذبات كير المركزية اعتمادًا على دورانها عديم الأبعاد. نتيجة لهذا التحليل ، وضعنا قيودًا على المخططات التطورية للأقراص الحلقية المتعلقة بمورفولوجيا الحلقة وعلى دورانها بالنسبة إلى الثقب الأسود المركزي وفيما بينها. تعتبر ديناميكيات المراحل غير المستقرة لهذا النظام مهمة للظواهر عالية الطاقة المتعلقة بالتراكم على الثقوب السوداء الهائلة في نوى المجرة النشطة والظواهر النشطة للغاية في الكوازارات ، والتي يمكن ملاحظتها في انبعاث الأشعة السينية.

الاستشهاد بالتصدير والملخص BibTeX RIS


تكتشف الدراسة أن أقمار زحل غريبة الأطوار ولدت من حلقات

كشف العلماء الآن أن حلقات زحل قد تكون ولدت أقمارًا صغيرة وغريبة للكوكب العملاق.

هذه الأقمار غير العادية ، التي يشبه بعضها الصحون الطائرة ، ربما تكون قد تجمعت معًا من قطع الجليد والغبار التي تشكل عصابات زحل المهيبة.

يُعتقد أن الأقمار الكبيرة التي تدور حول الكواكب العملاقة قد انتهت تقريبًا من تكوينها تقريبًا عندما انتهى مضيفوها ، قبل حوالي 4.5 مليار سنة. [صور: حلقات زحل وأقماره.]

ومع ذلك ، كشفت حسابات الثنائيات الأرضية لخمسة أقمار صغيرة من زحل تتجمع داخل وخارج محيط الحلقات الساطعة الرئيسية للكوكب أنها أصغر من أن تكون كذلك. يجب أن يكون عمرها أقل من 10 ملايين عام - على سبيل المثال ، لديهم أسطح جليدية لامعة ونقية تقريبًا غير مشوهة إلى حد كبير بالتأثيرات المتوقعة من النيازك.

قال عالم الكواكب سباستيان تشارنوز في الجامعة: "لا تزال هناك أجسام جديدة تتشكل في النظام الشمسي اليوم". باريس ديدرو في فرنسا. "اعتدنا أن نعتقد أن كل شيء قد تم تشكيله قبل أربعة أو خمسة مليارات سنة ، لكن لا! الأشياء الجديدة لا تزال تتشكل حتى اليوم."

من التفاصيل الغريبة الأخرى حول هذه الأقمار الصغيرة كثافتها المنخفضة بشكل عام - أقل من ثلثي دهون الجسم. هذا يشير إلى أنها تحتوي بشكل غامض على تجاويف كبيرة في الداخل.

ولدت الأقمار من الحلقات

أحد الاحتمالات لأصل هذه الأقمار الصغيرة هي أنها كانت من نسل ينابيع زحل. حتى وقت قريب ، ومع ذلك ، لم يكن لدى العلماء ما يكفي من القوة الحاسوبية لنمذجة كيفية حدوث هذه العملية.

الآن باستخدام المحاكاة لتحليل التفاعل بين زحل وحلقاته وأقماره ، يقترح تشارنوز وزملاؤه أن هذه الأقمار الغريبة قد نمت أولاً من جاذبية جاذبية معًا في أطراف الحلقات ، إلى ما وراء المسافة التي تثبت فيها جاذبية الكوكب الحلقات. تم بعد ذلك قذف هذه الأقمار الصغيرة المتكتلة إلى الخارج بمساعدة قوة سحب زحل والحلقات التي تمارس عليها.

قال تشارنوز لموقع ProfoundSpace.org: "الحلقات والقمر الصغيرة هي في الواقع نظام واحد. إنها تبدو مختلفة ولكنها ببساطة أجزاء مختلفة من نظام asame. تولد الأقمار الصغيرة من الحلقات ، وتحول عودة الحلقة من خلال الجاذبية. تفاعل."

وأضاف: "هذا يخبرنا أن هناك طرقًا مختلفة لتكوين أجسام النظام الشمسي. يخبرنا أيضًا أن بيئة الكواكب العملاقة أكثر ديناميكية مما كان يعتقد سابقًا وأنه لا يزال لدينا الكثير من الأشياء لنتعلمها."

قام تشارنوز وزملاؤه بتفصيل النتائج التي توصلوا إليها في عدد 10 يوليو من مجلة الطبيعة.

أقمار زحل والأرض والمزيد؟

قد يكون للمحاكاة الجديدة لحلقات وأقمار زحل آثار على تطور الكواكب وأقماره بشكل عام - بما في ذلك قمر الأرض.

قال عالم الكواكب جوزيف بيرنز من جامعة كورنيل ، والذي لم يشارك في هذه الدراسة: "هذا الدعم النظري لوجهة النظر المتزايدة حول كيفية وجود ارتباط حميم بين الأقراص والأجسام المضمنة". تتطور إلى حد ما أمام أعيننا مباشرة ، على الرغم من أنه يتعين على المرء البقاء على قيد الحياة لبعض الوقت لرؤية تغيير حقيقي ".

وأوضح تشارنوز أنه إذا أردنا فهم أصل حلقات زحل ، "التي لا تزال لغزا ، علينا أن نتحرى عن الأقمار". "هذا دليل إضافي لأصلهم."

وأيضًا ، "هل هذه الآلية الجديدة عامة بما يكفي لتشكيل جميع الأقمار الجليدية لكوكب زحل ، مثل إنسيلادوس وميماس؟" سأل تشارنوز. "ليس لدينا أي دليل ولكن هذا يستحق بالتأكيد أن يتم دراسته. ما سيكون ممتعًا للغاية هو معرفة البنية الداخلية لأقمار زحل ، ولكن هناك القليل جدًا من الأدلة. ربما تخبرنا كاسيني أو بعثات الفضاء المستقبلية."

بالانتقال إلى ما بعد زحل ، يمكن أن تلقي هذه العملية لتشكيل القمر الضوء على قمر الأرض.

قال تشارنوز: "إن عملية تكوينه تشبه إلى حد بعيد ما نصفه لقمر زحل ، لكن القمر كان من الممكن أن يتراكم من الأقراص القمرية الأولية". "أظهرت الاختبارات الأولى أن نموذجنا يعيد إنتاج تراكم القمر من الأقراص القمرية في غضون خمس دقائق من زمن الكمبيوتر."

علاوة على ذلك ، "نريد حساب التركيب الكيميائي للقمر الأولي أثناء تكوينه" ، أوضح. "هذه مشكلة طويلة الأمد في علم الفلك لأننا ما زلنا لا نفهم تمامًا لماذا يبدو أن القمر لديه نفس تكوين الأكسجين للأرض وفي نفس الوقت القليل جدًا من الماء والحديد القليل جدًا."


تشكيل حلقات في قرص كوكبي أولي

الشكل 1: صورة راديو ALMA لقرص الكواكب الأولية حول النجم الشاب HL Tau. يبدو القرص الدائري بيضاوي الشكل لأنه يميل بالنسبة إلى خط بصرنا. من خلال إمكانات الدقة العالية ALMA & # 8217s ، تُظهر الصورة فجوات مظلمة في القرص ، والتي تتكون من الكواكب الأولية التي تكتسح الغبار حول مداراتها. تحاول ورقة اليوم & # 8217s شرح سبب تشكل الكواكب في تلك المواضع المحددة في القرص. الشكل من ALMA و NRAO.

كان أحد الأهداف الأساسية لإنشاء مصفوفة راديو ALMA هو العثور على دليل على نشوء كواكب في أقراص الكواكب الأولية. في الخريف الماضي ، كجزء من إجراءات الاختبار والتحقق ALMA & # 8217s ، لاحظ التلسكوب وجود قرص كوكبي أولي حول HL Tau ، وهو نجم شاب يشبه الشمس على بعد حوالي 140 فرسخ فلكي (450 سنة ضوئية). تسمح لنا الدقة الرائعة برؤية الحلقات الساطعة في القرص ، مفصولة بفجوات مظلمة (انظر الشكل 1). تتشكل هذه الفجوات عندما تصبح الكواكب الأولية الصغيرة كبيرة بما يكفي لبدء مسح الغبار والغاز من حولها ، تاركة مسارات داكنة على طول مداراتها حيث تكون مستويات الغبار منخفضة.

تشكيل الكواكب الأولية: لماذا الجليد لطيف

من أجل تكوين كوكب أولي ، يجب أن تتصادم حبيبات الغبار الدقيقة (جزيئات الكربون أو السيليكات التي يبلغ قطرها بضعة ميكرونات) في القرص وتلتصق. إنها تشكل أجسامًا أكبر وأكبر لأنها تصطدم من خلال تفاعلات عشوائية. أخيرًا ، واحد كبير وضخم بما يكفي لبدء مسح المواد من حوله من خلال الجاذبية. تعتمد سرعة حدوث هذه العملية على مدى سهولة التصاق الجسيمات ببعضها ، والذي يعتمد بدوره على ما تتكون منه. تواجه الحبوب Bare & # 8220rocky & # 8221 صعوبة في الالتصاق ببعضها البعض بعد الاصطدام. لكن التجارب المعملية تظهر أن & # 8220icy & # 8221 الحبوب (تلك التي تكثف عليها الماء أو أي جليد آخر) أكثر لزوجة وأقل عرضة للتفتت لاحقًا. لذلك ، يُعتقد أن تكوين الكواكب الأولية يكون أكثر كفاءة في المناطق التي يكون فيها الجليد قادرًا على التكثيف على الحبوب.

الآن بعد أن أصبح لدى علماء الفلك أدلة على تكوين كواكب أولية في HL Tau ، يمكن اختبار هذا النموذج مباشرة. يوضح مؤلفو ورقة اليوم & # 8217s أن مواقع فجوات الكواكب الأولية في HL Tau متوقعة من نقاط تكثيف الجليد المشترك في القرص.

مقارنة الملاحظات بالنموذج

ينظر المؤلفون في قائمة طويلة من أنواع الجليد المحتملة ، بما في ذلك الماء وأول أكسيد الكربون وثاني أكسيد الكربون والميثان والأمونيا. إنهم يفترضون وفرة من كل جليد بناءً على مذنبات النظام الشمسي ، والتي على الرغم من أنها تعكس التكوين الأصلي لقرص الشمس والكواكب الأولية. يحتوي كل نوع من أنواع الثلج على درجة حرارة تكثيف يجب عندها أن يتجمد من الطور الغازي على أسطح الحبوب ، مع الأخذ في الاعتبار تقديرًا معقولاً للضغط في القرص. تنخفض درجة الحرارة في القرص بنصف قطر النجم ، لذلك يوجد نصف قطر لكل جليد حيث يصبح القرص باردًا بدرجة كافية لتكثيف الجليد. يُعرف نصف القطر لهذا النوع من الجليد باسم الأنواع & # 8217 خط الثلج. بالإضافة إلى جعل الالتصاق بالحبوب أسهل ، يجب أن يخلق خط الثلج نتوء ضغط ، مما يساعد على احتجاز المواد في هذا الموضع وتسهيل تكوين الكواكب.

الشكل 2: يوضح المنحنى الأسود شدة القرص (في & # 8220 درجة حرارة السطوع & # 8221 وحدة) ، كدالة لنصف القطر. تُظهر الانخفاضات في 13 و 32 و 63 AU موقع الفجوات. يمثل المنحنى الأحمر نموذجًا لدرجة الحرارة في القرص ، وتُظهر النطاقات الملونة المكان الذي يجب أن تشكل فيه الجليد المدرجة خطوطًا ثلجية بناءً على هذا النموذج. تتفق خطوط الثلج المتوقعة جيدًا مع مواقع الفجوات ، مما يشير إلى أن تكاثف الجليد كان مسؤولاً عن تسريع عملية تكوين الكوكب في تلك المواقع. الشكل 2 من Zhang et al. 2015.

بعد أخذ نموذج لدرجة الحرارة في قرص HL Tau في الاعتبار ، يمكن للمؤلفين اشتقاق الموقع المتوقع لخط الثلج لكل جليد يفكرون فيه. ثم قام المؤلفون بتحليل صور ALMA واشتقاق المسافات من مركز القرص إلى كل من الفجوات الثلاث الرئيسية. وجدوا أنصاف أقطار 13 و 32 و 63 AU باستخدام المسافة المحددة لـ HL Tau البالغة 140 فرسخ فلكي. تتفق هذه المواقع جيدًا (انظر الشكل 2) مع خطوط الثلج المتوقعة للمياه والأمونيا وثاني أكسيد الكربون ، على التوالي ، والتي يُعتقد أنها أكثر ثلاثة جليد وفرة في القرص. لذلك ، فإن ملاحظات HL Tau هي تأكيد قوي لهذا النموذج لتشكيل الكواكب بمساعدة الجليد.

دراسة الغبار في الفجوات

باستخدام صور القرص في عدة نطاقات تردد مختلفة ، يأمل المؤلفون أيضًا في تقييد المعلومات حول الغبار الذي تتشكل منه الكواكب الأولية. إذا ساعدت خطوط الثلج بالفعل في نمو حبيبات الغبار إلى أحجام أكبر في الفجوات ، فيجب أن تختلف خصائص الانبعاث الحراري (الذي يأتي من الغبار الدافئ) في الفجوات عن باقي القرص.

بأخذ نسبة التدفق في نطاق إلى آخر ، يشتق المؤلفون مؤشر طيفي (α) في كل موضع في القرص. يقيس المؤشر الطيفي مقدار زيادة الشدة عند الترددات الأعلى (أطوال موجية أصغر). يمكن استخدام المؤشر لتقدير الحجم الأقصى لحبيبات الغبار في منطقة الانبعاث.

في القرص الرئيسي ، α = 2 بالكامل ، بينما تزيد α إلى 2.5 في الفجوات. يجب أن يعني المؤشر الطيفي لـ α = 2 أن حبيبات الغبار في القرص كبيرة جدًا ، فوق أحجام السنتيمتر. ومع ذلك ، فإن العثور على α و gt2 في الفجوات يعني أن حبيبات الغبار موجودة الأصغر في الفجوات مقارنة ببقية القرص. وهذا يتعارض مباشرة مع فكرة أن الفجوات تظهر مكان زيادة نمو الغبار!

الشكل 3: الفهرس الطيفي كدالة لنصف القطر في القرص. من المحتمل أن يشير المؤشر α = 2 بين الفجوات إلى حجم كبير جدًا (

1 سم) حبيبات الغبار. ولكن نظرًا لوجود α & gt2 في الفجوات ، يبدو أن هذا يعني أن حبيبات الغبار أصغر في الفجوات المكونة للكوكب. ابتكر المؤلفون نموذجًا للغبار مكونًا من عنصرين لشرح التناقض الواضح. التين. 3f من Zhang et al. 2015

ما الخطأ & # 8217s في النموذج؟

من أجل شرح هذا اللغز ، توصل المؤلفون إلى فكرة اثنين تجمعات جزيئات الغبار. أحدهما مصنوع من حبيبات صخرية صغيرة ، والتي من شأنها وحدها أن تؤدي إلى مؤشر طيفي لـ α & gt2. تتكون المجموعة الثانية من حبيبات جليدية أكبر بكثير ، والتي تنبعث عند α = 2. في القرص ، ستهيمن حبيبات المجموعة الثانية ذات أحجام السنتيمتر على الانبعاث ، مما يؤدي إلى α = 2. لكن في الفجوات ، يمكن أن تنمو الحبوب السكانية الثانية بشكل أكبر (إلى مقاييس ديسيمتر). ستكون كبيرة ، لكنها قليلة ومتباعدة ، لذا فإن معظم الانبعاثات في الفجوات ستأتي مرة أخرى من المجموعة الأولى α & gt2.

سيحتاج هذا النموذج المستقرء إلى مزيد من التأكيد على الملاحظة حتى يتم قبوله. قد يعاني المؤلفون من الرغبة الشديدة في ملاءمة الملاحظات ، بدلاً من الاعتراف بالإمكانية (المثيرة) للصراع. ربما تكون جزيئات الغبار الموجودة في الفجوات أصغر حقًا ، لأن الجسيمات الأكبر قد جرفتها الكواكب الأولية بالفعل؟ يمكن أن نتعلم أشياء جديدة وغير متوقعة حول تكوين الكوكب من هذا الصراع المحتمل.

بغض النظر ، أظهر المؤلفون بوضوح أن الفجوات الأولى لتشكيل الكواكب في القرص تتطابق جيدًا مع المواقع المتوقعة ، بافتراض أن ظهور خطوط الثلج يؤدي إلى زيادة تكوين الكوكب. مع استمرار ALMA في مراقبة أقراص الكواكب الأولية ، يجب أن نجد قريبًا المزيد من الأمثلة على تكوين الكواكب المستمر ، والتي ستساعد في تأكيد أو التخلص من هذا النموذج الجديد المكون من مجموعتين من حبيبات الغبار. هذه المنشأة الجديدة الممتازة ، في وضع العلم الكامل لبضعة أشهر فقط الآن ، بدأت بالفعل في دفع حدود فهمنا لكيفية تشكل الكواكب. نتطلع إلى نتائج أكثر إثارة في السنوات القادمة!


النجم المغناطيسي الشاب يمتلك حلقة دقيقة من ثاني أكسيد الكربون

اصطياد حلقة & # 8211 أو قرص تراكم & # 8211 حول نجم ليس أمرًا غير معتاد. ومع ذلك ، فإن اصطياد حلقة محددة بشكل حاد من ثاني أكسيد الكربون حول نجم مغناطيسي شاب & # 8217s على بعد 1 وحدة فلكية بعرض 0.32 أو أقل قد يثير بعض الدهشة. هذا ليس مجرد أي قرص ، إما & # 8230 & # 8217s تم تشبيهه بهيكل يشبه & # 8220rope & # 8221 وهناك & # 8217s أكثر للغموض. إنها & # 8217s تطوق نجمة Herbig Ae.

تم اكتشافه بواسطة المرصد الأوروبي الجنوبي والتلسكوب الكبير جدًا # 8217s ، حواف قرص التراكم هذا هش بشكل فريد. يقع V1052 (HD 101412) في كوكبة Centaurus على بعد حوالي 700 سنة ضوئية ، وهو نجم أصلي به فائض من الأشعة تحت الحمراء. & # 8220HD 101412 هو الأكثر غرابة في حل الخطوط الطيفية المنقسمة مغناطيسيًا والتي تكشف عن معامل حقل سطحي يتراوح بين 2.5 إلى 3.5 كيلوجرام. & # 8221 يقول سي آر كاولي (وآخرون). قامت الدراسات السابقة & # 8220 بمسح الانبعاث الجزيئي في مجموعة متنوعة من الأجسام النجمية الشابة. ووجدوا أن الانبعاثات تكون أكثر هدوءًا في نجوم Herbig Ae / Be من متجانساتها الأكثر برودة ، نجوم T Tauri. كان هذا صحيحًا بالنسبة لـ HD 101412 أيضًا ، والذي كان من بين 25 من نجوم Herbig Ae / Be الذين ناقشوا. ومع ذلك ، كان الاستثناء الوحيد هو جزيء CO2 ، الذي كان له تدفق كبير جدًا في HD 101412 بالفعل ، وكان نجم T Tauri واحد فقط لديه تدفق أعلى من ثاني أكسيد الكربون. & # 8221

ليس من غير المألوف أن يتم العثور على ثاني أكسيد الكربون بالقرب من النجوم الفتية ، ولكن من الطبيعي أن يتم توزيعه في جميع أنحاء منطقة القرص. يوضح كاولي ، الأستاذ الفخري بجامعة ميشيغان وقائد جهود البحث الدولية: "إنه أمر مثير لأن هذا هو الخاتم الأكثر تقييدًا الذي رأيناه على الإطلاق ، ويتطلب شرحًا". "في الوقت الحالي ، لا نفهم ما الذي يجعله حبلًا وليس طبقًا."

لأن V1052 نفسه مختلف قد يكون السبب. يُفترض أن المجالات المغناطيسية قد تمسك الحلقات في بنية القرص على مسافة معينة. تم إرسال الفكرة أيضًا إلى أنه قد يكون هناك & # 8220shepherding planets & # 8221 ، مثل بنية حلقات Saturn & # 8217s ، والتي قد تكون السبب. "ما يجعل هذا النجم مميزًا للغاية هو مجاله المغناطيسي القوي جدًا وحقيقة أنه يدور ببطء شديد مقارنة بالنجوم الأخرى من نفس النوع" ، هذا ما قالته Swetlana Hubrig ، من معهد Leibniz للفيزياء الفلكية في بوتسدام (AIP) بألمانيا.

شيء واحد مؤكد هو كيف تتمركز خطوط القرص النقية والمحددة جيدًا حول مسافة الأرض / الشمس. يتوافق هذا بشكل جيد مع نمذجة الكمبيوتر حيث & # 8220A القرص الأوسع لن يناسب الملاحظات. & # 8221 هذه الملاحظات & # 8211 والنجمة الأم الغريبة & # 8211 تخضع لتدقيق مكثف منذ عام 2008 وتم نشر النتائج مؤخرًا على- في الخط علم الفلك والفيزياء الفلكية. إنه عمل يساعد على تعميق فهم التفاعل بين النجوم المركزية ومجالاتها المغناطيسية والأقراص المكونة للكواكب. كما أنه يسمح بتقصي الحقائق عندما يتعلق الأمر بالأنظمة المتنوعة ومعرفة أفضل بكيفية تشكل الأنظمة الشمسية وحتى الأنظمة غير العادية.

"لماذا الحركات المضطربة لا تمزق الحلقة؟" تساءل كاولي. "ما مدى ثبات الهيكل؟ ما هي القوى التي قد تعمل على الحفاظ عليها لأوقات مماثلة لوقت التكوين النجمي نفسه؟ "

عندما يتعلق الأمر بنجوم Herbig Ae ، فهي ليست نادرة فحسب ، ولكنها تمثل فرصة نادرة للدراسة. في هذه الحالة ، يمنح الفريق شيئًا متحمسًا له.


تم اكتشاف حلقات جديدة لقرص كوكبي أولي قديم

تتضمن الكثير من الأبحاث في الفيزياء البحث عن شيء محدد. Researchers at CERN were looking for the Higgs-Boson, members of the LIGO team have been looking for signs of gravitational waves and astronomers involved in exoplanetary observations have been and will be successfully looking for – guess what – exoplanets. However, sometimes it happens that researchers are looking without knowing what they’re looking for. The observation of the protoplanetary disk around HL Tau (also known as HL Tauri) is a great example of such a case.

Figure 1: Image of HL Tau from 2014 press release showing ring structures in the protoplanetary disk around the star.

Rings occur in protoplanetary disks

It is now one and a half years since the observation of gaps and rings in the disk of HL Tau astonished the world. The image was taken with the Atacama Large (sub-)Millimeter Array (ALMA) telescope in Chile. Astronomers certainly expected to see a protoplanetary disk around the host star, but nobody expected to see ring structures in the disk (Figure 1). Astronomers were and still are amazed by the image because the gaps and ring may be a sign of ongoing planet formation. Hence, astronomers are excited to see whether disks around other stars show gaps and rings too. Fortunately, thanks to the latest ALMA observations presented in todays paper, we can now answer this question with ‘Yes, but…’.

Figure 2: Image of the disk around TW Hya at 870 micrometer wavelength. The small figure in the upper right shows a zoom in to the inner inner part of the disk. The white circles represent the beam size. [Figure 1 in the article.]

The authors observed the disk of TW Hya (also known as TW Hydrae) at sub-mm wavelength (870 micrometer), which allows the emission from the dust to be seen. Light emission from the dust occurs when a photon collides with a dust grain. The dust grain absorbs the photon, but later emits a new photon of longer wavelength. The disk around TW Hya is the closest protoplanetary disk to the solar system that we have observed, which allows us to view it in record-breaking spatial resolution (as small as 1 AU, the distance between the Earth and the Sun). Similar to HL Tau, the disk shows clear signs of rings in the infrared, revealing that dust is trapped in concentric annuli inside the disk (Figure 2 for a video of the observation see here). What is particularly interesting about the rings in this disk is the fact that we can see a ring at very small radius, only 1 AU from the host star. Despite the fact that both disks show clear evidence for rings, the structures themselves are very different from each other. But such distinctions are only on first sight surprising. We believe that TW Hya is about ten times older than HL Tau, so the differences in their disks are to be expected (TW Hya is around 10 million years old, compared to less than 1 million years for HL Tau).

The observed rings in TW Hya are much weaker than they are for HL Tau, we can only see them clearly due to TW Hya’s proximity. To emphasize this, the authors point out that if TW Hya was located as far away as HL Tau (

54 parsecs), the observations would only show weak signs of rings at a radius of 22 AU. Additionally, the authors show a plot of the observed brightness temperature as a function of radius (Figure 3). The red dashed line shows the expected temperature at the mid-plane of the disk. If no dust was present, we would measure this temperature profile. However, dust in the disk absorbs these photons and re-emits photons of lower temperature. You can see a change in the slope at 20 AU, which indicates that there is less dust beyond 20 AU. The authors suggest that inside of 20 AU – except for the ring at 1 AU – on average a photon is absorbed by the dust grains in the disk (in physical jargon: the inner disk is optically thick).

Figure 3: Average radial surface brightness around the star (black line). The red dashed curve shows the mid-plane temperature, which the authors calculate from an underlying model. [Bottom panel of Figure 2 in the article.]


What stabilizes rings or accretion disks? - الفلك

Some QSOs show very broad blueshifted absorption troughs associated with strong UV resonance lines. The type example is PHL 5200, shown in Fig. 1 of Junkkarinen, Burbidge, and Smith 1983 (ApJ 265, 51, ADS by permission of the AAS):

The properties of these systems have been reviewed by Weymann, Turnshek, and Christiansen 1984 (in Astrophysics of Active Galaxies and Quasars، ص. 333), Weymann and Foltz 1983 (Liege Astrophysical Coll., p. 538), Turnshek 1984 (ApJ 280, 51) and Turnshek 1988 (in QSO Absorption Lines Probing the Universe، ص. 17). Salient features of these spectra include:

Broad absorption lines are direct evidence of outflow from AGNs, at very respectable velocities. The primary questions are then (1) what is this absorbing region and (2) is the BAL phenomenon an intrinsic property of a few QSOs or do most QSOs look like this if viewed from certain directions?

The BAL region is likely broadly similar in scale to (if necessarily a bit larger than) the BLR - the velocities, occurrence of excited states in absorption, and lack of absorption from such transitions as [O III] all suggest this. If the phenomenon is intrinsic, the covering factor of this cloud population is near unity, while if it is an orientation effect, the covering factor is of order the ratio of BAL QSOs to all QSOs in a mythical unbiased sample (as high as 10% if typical sets of QSOs are representative). The flow (or clouds) must be at least slightly outside the BLR since some broad lines are strongly absorbed. Correlations between BAL occurrence and line profiles in N V indicate that some of the BLR is coextensive with the BALR. Radiation pressure is a popularly invoked driver for the outflow, though it is still not clear whether the flow is accelerating or decelerating across the region we see. That is, the question is whether the highest velocities are at the inside or outside of the flow. Answering this is confused by the role of changes in the ionization state and pressure balance of the absorbing material (which may or may not comprise most of the outflowing matter Arav et al. 1994 ApJ 432, 62). One issue which has gone in and out of fashion repeatedly is line locking, which would accelerate gas to certain "magic" velocities and then keep it there based on having strong line features in the absorption cross-section of the gas.

The individual absorbers are not very small, as no profile changes have been observed over 15 years or so of high-quality data for PHL 5200 note, however, the report by Barlow 1994 (PASP 106, 548) of changes in the depth (though not velocity structure) of the features apparently linked to continuum/ionization changes in several BAL objects. This favors large clouds or a smooth wind. The distinction may blur, as various BALs have profiles that range from smooth or highly structured. It is not obvious which way the velocity-position mapping goes, or whether the flow accelerates or decelerates outward. The material is highly ionized (neutral H column density less than about 10 16 per cm² to avoid stronger Lyman &alpha effects).

Major outstanding problems include:

Wind and cloud models have different successes and problems. Winds don't get ionization levels even approximately, don't naturally have fine velocity structure, and don't easily give velocity-detached BALs. Clouds have less trouble with ionization levels, but clouds of reasonable size would evaporate quickly.

A few Seyfert nuclei also know how to do this gas-acceleration trick. The heavily obscured nucleus of Mkn 231 is renowned for multiple optical absorption systems covering a wide span of redshift.

A few objects show clear signs of inflow of material, always a good sign if we want to seriously discuss accretion power. There is a supposition that inflow and outflow may coexist in one object in different pieces of solid angle around the core source. Redshifted absorption lines of H I and OH have been seen toward the nuclei of Cen A (van der Hulst et al. 1983 ApJLett 264, L37 Seaquist and Bell 1990 ApJ 364, 94) and other radio galaxies (van Gorkom 1987 in Structure and Dynamics of Elliptical Galaxies, IAU Symp. 127, p. 421). They may have appreciable velocity width, as shown in Fig. 1 of Seaquist and Bell (courtesy of the AAS:

These observations are crucial in clearly showing gas moving inward. It is not always clear how this relates to accretion - modest inflow velocities can be attained via orbital dynamics in some situations without coming close to the nucleus. Also, the net inflow needed to fuel the nucleus may be very tiny at large radii and easily lost in the details of galaxy dynamics. One glaring example of this is in seeking bar-driven gas flows. Bars and oval distortions will populate orbits along the bar, and the observed velocities from such flows are very large compared to net inward streaming of gas as it loses angular momentum to collisions. Thus its kinematic signature will be swamped. Quillen et al. (1995 ApJ 441, 549) have used the 1/ص nature of the gravitational potential and K-band imaging to estimate the potential shape and infer the inflow rate from calculated torques on the gas-rich dust lanes in a few nearby bared spirals, pointing to one avenue that can (more or less) measure mass inflow on kpc scales.

By default, accretion power is the only way to generate AGN luminosities in the required small volumes for interestingly long times. A fiducial value for the expected maximum luminosity from accretion is the Eddington limit. This is the luminosity at which, for uniform spherical accretion, the radiation pressure on accreting material balances the gravitational force and thus stops further accretion. In the case of zero angular momentum material falling at distance ص onto a central object of mass م, the radiation pressure per unit infalling mass is &kappaإل / 4 &pir² c. Here &kappa is the absorption coefficient per unit mass at high temperatures one takes the electron-scattering coefficient, and ج accounts for momentum transfer. The Eddington luminosity is thus, in this regime,

Thus, AGNs with bolometric luminosities up to 10 47 ergs/second may need central masses up to 10 9 solar masses. Some nearby weak AGN with dynamical evidence for large central masses must then by somewhere around 10 -4 of the Eddingtojn luminosity, a difference which has sometimes been invoked to distinguish objects in active accretion form those which may be powered mostly by something like extraction of energy from the angular momentum of the central object.

In real AGN spherical accretion is not reasonable gas in galaxies will have some net angular momentum, and the transverse veliocity is amplified during infall. If the accretion rate is high enough for collisions, and accretion disk will form (basically what planetary rings are). Physics of these disks is still poorly understood. It is known that the Eddington limit may be exceeded by a factor of a few in nonspherical accretion (the material may shield itself and not be exposed to most of the radiation), time-dependent accretion rate, or anisotropic radiation patterns.

Accretion disks. This is the normal steady-state accretion configuration for astrophysical objects. Mass moves inward at a rate set by the outward transport of angular momentum, regulated by the viscosity (generally speaking). The details of viscosity are very poorly known. It is popular to treat an "&alpha-disk", in which the viscosity is &alpha جs ح أين جs is the local sound speed and ح is the disk thickness, and &alpha < 1. See Pringle 1981 (Ann Rev A&A 19, 137) and Frank, King, and Raine, Accretion Power in Astrophysics.

The disk structure is determined by various conservation equations. Take a cylindrical coordinate system ص, &phi, ض with equator along the disk. The radial momentum flow is governed by

or incorporating the sound speed جs and Mach number م,

Hydrostatic equilibrium gives no net flow in the ض-direction:

at density &rho. For a thin disk, this approaches -GMz/r³ so the disk thickness will be ح

The mass flow rate (accretion rate in a steady state) must by mass conservation be constant with radius

where &Sigma is the local surface density (integrated over ض).

The disk thermal luminosity is the same as the internal dissipation rate (conservation of energy)

أين الخامس is the viscosity the term in parenthesis is angular momentum. Half the rest energy remains at the inner edge of the disk. If each part of the disk surface radiates as a blackbody,

which results in a ``fat" blackbody spectrum. This has an exponential falloff at high frequencies, a characteristic slope &nu 1/3 at intermediate frequencies, and drops as &nu² at low frequencies on the Rayleigh-Jeans tail.

These considerations are complicated not only by our ignorance of the detailed physics, but by geometrical factors. If radiation is inefficient compared to dissipation, the disk may puff up into a "Polish doughnut" (Abramowicz et al 1978 A&A 63, 209). This must be treated as a stellar structure problem. This gives funnels, a naturally interesting place to make jets. These are so deep that we might not expect a clear view of the core itself. Disks may also generate winds and coronae that could produce some of the observed emission. Finally, if the angular momenta of the central object and accreting gas are misaligned, the disk may twist, precess, or exhibit damped oscillations.

The shortest obvious variability scale for an accretion disk is related to the rotation period at the inner edge, which is thought to be approximately the radius of the last stable orbit (about 2 Schwarzschild radii):