www.wikidata.uk-ua.nina.az

Акреційний диск Акреці йний диск диск що утворюється навколо зорі або чорної діри у результаті акреції якщо речовина що

Акреційний диск

Акреці́йний диск — диск, що утворюється навколо зорі або чорної діри у результаті акреції, якщо речовина, що падає на чорну діру або зорю, має момент обертання. Ситуація, що призводить до утворення акреційного диску, зокрема виникає у тісних подвійних системах.

Акреційний диск, що утворюється у тісних подвійних системах.
Акреційний диск в уяві художника.

Схема утворення Редагувати

Газ, що перетікає від однієї компоненти до іншої, має значний момент імпульсу, зумовлений орбітальним рухом. Тому фрагменти газу не можуть падати на зорю радіально. Натомість вони будуть рухатися навколо неї кеплерівськими орбітами. Внаслідок цього утворюється газовий диск, розподіл швидкостей у якому має відповідати законам Кеплера — шари, розташовані ближче до зорі, мають більші швидкості. Проте через тертя між шарами газу їх швидкості вирівнюються, внутрішні шари передають частину свого моменту імпульсу назовні. Таким чином вони втрачають швидкість і, під впливом гравітації, наближаються до зорі та знову прискорюються. Фактично, траєкторії окремих об'ємів газу мають вигляд спіралей, які повільно закручуються. Врешті-решт вони падають на поверхню зорі.

Радіальний зсув речовини в акреційному диску супроводжується вивільненням гравітаційної енергії, частина якої перетворюється на кінетичну енергію (прискорення руху газу із наближенням до зорі), а інша частина перетворюється на тепло та розігріває акреційний диск. Внаслідок цього акреційний диск починає випромінювати. Кінетична енергія газу під час зіткнення із поверхнею зорі трансформується на теплову і також випромінюється.

Поняття акреційного диску застосовується для пояснення багатьох явищ фізики нестаціонарних зір.

Нуклеосинтез в акреційних дисках Редагувати

При певних параметрах в акреційному диску можуть виникати умови для початку ядерних реакцій. В процеси навколо чорних дір залучено достатньо матерії та енергії, щоб розігріти речовину до температур К.

Щоб описати аккреційний диск аналітично — складають моделі з різними процесами в якості домінантних. Найбільш сприятливі умови для запуску ядерних реакцій наявні в моделі товстого диска (над-едінгтонівського). Такі диски спостерігаються навколо чорних дір та в дуже компактних системах з бурхливим обміном маси та періодом обертання менше години — ультракомпактних рентгенівських подвійних системах (Ultra-compact (X-ray) binaries).

На зовнішньому краю диску речовина може мати такий же склад, що і міжгалактичне середовище[джерело?], тобто в основному водень та гелій. Під час акреції на чорну діру, ці легші елементи можуть піддаватися реакції синтезу всередині диску. Хоча енергетичний вихід реакцій ядерного синтезу може становити декілька відсотків від залишкової маси, яка перебуває в товстому диску, вивільнення гравітаційної енергії може становити до 42 % (залежно від кутового моменту чорної діри), так що внесок ядерної енергії до загальної світності, імовірно, несуттєвий.

Оскільки очікується, що в складі речовини буде переважно водень(~ 75 %) та гелій (~ 25 %), найважливішими будуть реакції за участі саме цих ядер. Якщо центральна температура диска нижче ~ К, водень буде перетворюватися на гелій через протон-протонний (pp) і CNO цикли. При вищій температурі починає домінувати rp-процес. При ще вищій температурі важчі елементи можуть зазнавати фоторуйнування.

Нуклеосинтез сильно залежить від маси центрального компактного об'єкта, тому що всі наведені нижче реакції чутливі до температури і густини речовини.

PP-цикл в акреційних дисках Редагувати

Протони можуть бути перетворені в ядра гелію за допомогою трьох різних гілок протон-протонного циклу. Якщо у реакції беруть участь лише протони, виконується гілка РРІ:

PPI Редагувати

Тут основною реакцією перетворення гелію є третя, але коли в речовині наявний , то утворюється через . Залежності від того, що далі відбувається з берилієм, виділяють ще дві гілки РР-циклу:

PPII Редагувати

PPIII Редагувати

У зорях, де температура становить ~ К, а масштаб часу існування ~ років, цикли PP можуть бути ефективним способом спалювання водню. Однак це не стосується дисків. Якщо температура диска висока, CNO домінує над реакціями PP. Якщо температура низька (~ 0,03 · K), то попри те, що PP-цикл мав би домінувати, його внесок у «спалення» водню лишається незначним, оскільки час перебування водню в диску є значно меншим за часові масштаби його участі в реакціях.

CNO-цикл в акреційних дисках Редагувати

За участі в ядерних реакціях певної кількості вуглецю (який також може утворюватися за допомогою потрійної альфа-реакції, тобто ), ядер азоту та кисню, перетворення водню в гелій відбувається ефективніше. CNO цикл працює наступним чином:

При цьому температура може бути 0,02 · K. За таких умов CNO-цикл обмежений швидкістю захоплення протона атомами . Часова шкала спалювання водню за цим циклом порівнянна з часом перебування залучених у нього елементів в диску. Коли T ≥ 0,3 · K, захоплення протона для конкурує з розпадом позитрона, і цикл CNO перетворюється на цикл гарячого CNO. Основні реакції в цьому циклі HCNO. Завершальною реакцією в ньому є:

Цикл HCNO діє в температурному діапазоні 0,3 · K > T > 0,5 · K.

Вищевказане значення враховує енергію, яку захоплюють два нейтрино, що викидаються під час розпадів позитрона та .

Коли початкова кількість є значною, відбувається продукування наступним чином: .

Цей процес триває, поки «спалення» не врівноважується реакцією .

При більш високих температурах (T > 0,1 · K) може йти наступним шляхом: .

При температурі вище T > 0,5 · K реакція починає конкурувати з розпадом позитрона. Шкала часу спалювання водню циклу HCNO обмежена періодом напіврозпаду , який порівняний з часом перебування цього атома у акреційному диску. Тобто, цикли CNO і HCNO є важливими механізмами перетворення водню в гелій в дисках. Якщо температура не набагато вище 0,3 · K, тоді не передбачається, що під час прискорення утворюються важчі елементи у великих кількостях.

Врешті-решт ланцюжки перетворень приводять до утворення неону та заліза:

rp- та -процеси в акреційних дисках Редагувати

За температур, вищих за 0,5 · K почнуть конкурувати між собою по ефективності CNO-цикл та альфа-захоплення . Таким чином, отриманий захопленням електрона захоплює протони, і внаслідок цього формуються більш важкі елементи. У збагаченому протонами середовищі акреційного диска, для заданого нейтронного числа ядра будуть продовжувати захоплювати протони доти, поки не почне домінувати позитронний розпад. Це явище відоме як rp-процес і, ймовірно, є одним із основних ядерних процесів у гарячих акреційних дисках. Через низьку температуру всередині зорі під час спалювання водню протікання циклу CNO неможливе; через це важчі ядерні елементи не формуються на ранніх стадіях еволюції.

Потрійна α-реакція також важлива для температур T ≥ 0,1· K. Вона надає паливо для «горіння» гідрогену та гелію через CNO-цикл та утворення більш важких елементів. У досить гарячих дисках гелій може бути утворений значною мірою саме через потрійну α-реакцію. Інші основні процеси, а саме спалювання вуглецю, неону та кисню, які є важливими для зір, також можуть відбуватися в дисках.

У збагаченому протонами середовищі rp-процес може переробляти елементи у важчі шляхом захоплення протонів та розпаду позитрона. Через 3α-реакції, «горіння» гелію може перейти в «альфа-процес». За наявності великої кількості гелію ці реакції виробляють важкі елементи, атомна маса яких кратна 4, наприклад:

 — і так далі аж до .

Елементи, що перевищують , є нестабільними та зазнають бета-розпаду з утворенням позитрона. Таким чином , нарешті, стає через захоплення двох електронів.

Фоторозщеплення Редагувати

При ще більш високій температурі T ≈ 5-15 · K важкі ядра будуть дисоціювати. Фотодисоціація може бути представлена схематично як:

Дисоціації відповідатиме схема:

.

Оскільки залізо дисоціює на α-частинки, то вони, в свою чергу, дисоціюють на нейтрони та протони.

Наразі незрозуміло, чи досягають у акреційних дисках такі високі температури. Однак якщо в'язкість речовини достатньо низька, такий розпад може мати відбуватися.

Процеси акреації в чорних дірах Редагувати

Швидкість акреції, що необхідна для проведення нуклеосинтезу, зростає із збільшенням маси чорної діри. З приближенням речовини до чорної діри по диску температура зростає, а горизонт подій діри збільшується лінійно зі своєю масою, не даючи диску досягати високих температур. Для чорної діри із зоряною масою, надзвичайно висока межа Еддінгтона дозволяють горіння ядер та потужні вітри. Такі швидкості нарощування можуть забезпечуватися нестабільним масообміном під час руйнування білого карлика. -процеси, що включають захоплення ядер гелію, структурують склад диска радіально, з великою кількістю ізотопів, що домінують при певних радіусах. Акреаційні диски чорних дір і білих карликів виробляють щонайбільше в рази кількості тих самих елементів, що виробляють зірки. Таким незначним внеском можна нехтувати в галактиці. Але загальний нуклеосинтез, можливо, може зіграти певну роль у спостереженні за цими системами. Наприклад, за кривою світла, випромінюваною радіоактивними елементами, що утворюються в цих короткочасних акреційних дисках чорної діри.

animations of black hole accretion
Анімація подій у внутрішній зоні акреційного диску навколо чорної діри зоряної маси.
Запилений вітер від чорної діри у центрі галактики NGC 3783 у художній уяві.

Див. також Редагувати

Джерела Редагувати

  1. ↑ Акреційний диск // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 13-14. — ISBN 966-613-263-X.
  2. . adsabs.harvard.edu. Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019. 
  3. Frankel, Neige (2017). Nucleosynthesis in accretion disks around black holes (English). Sweden: Lund Observatory Examensarbeten. с. 3. 

Посилання Редагувати


Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Akreci jnij disk disk sho utvoryuyetsya navkolo zori abo chornoyi diri u rezultati akreciyi yaksho rechovina sho padaye na chornu diru abo zoryu maye moment obertannya Situaciya sho prizvodit do utvorennya akrecijnogo disku zokrema vinikaye u tisnih podvijnih sistemah Akrecijnij disk sho utvoryuyetsya u tisnih podvijnih sistemah Akrecijnij disk v uyavi hudozhnika Zmist 1 Shema utvorennya 2 Nukleosintez v akrecijnih diskah 2 1 PP cikl v akrecijnih diskah 2 1 1 PPI 2 1 2 PPII 2 1 3 PPIII 2 2 CNO cikl v akrecijnih diskah 2 3 rp ta UNIQ postMath 0000002B QINU procesi v akrecijnih diskah 2 4 Fotorozsheplennya 3 Procesi akreaciyi v chornih dirah 4 Div takozh 5 Dzherela 6 PosilannyaShema utvorennya RedaguvatiGaz sho peretikaye vid odniyeyi komponenti do inshoyi maye znachnij moment impulsu zumovlenij orbitalnim ruhom Tomu fragmenti gazu ne mozhut padati na zoryu radialno Natomist voni budut ruhatisya navkolo neyi keplerivskimi orbitami Vnaslidok cogo utvoryuyetsya gazovij disk rozpodil shvidkostej u yakomu maye vidpovidati zakonam Keplera shari roztashovani blizhche do zori mayut bilshi shvidkosti Prote cherez tertya mizh sharami gazu yih shvidkosti virivnyuyutsya vnutrishni shari peredayut chastinu svogo momentu impulsu nazovni Takim chinom voni vtrachayut shvidkist i pid vplivom gravitaciyi nablizhayutsya do zori ta znovu priskoryuyutsya Faktichno trayektoriyi okremih ob yemiv gazu mayut viglyad spiralej yaki povilno zakruchuyutsya Vreshti resht voni padayut na poverhnyu zori 1 Radialnij zsuv rechovini v akrecijnomu disku suprovodzhuyetsya vivilnennyam gravitacijnoyi energiyi chastina yakoyi peretvoryuyetsya na kinetichnu energiyu priskorennya ruhu gazu iz nablizhennyam do zori a insha chastina peretvoryuyetsya na teplo ta rozigrivaye akrecijnij disk Vnaslidok cogo akrecijnij disk pochinaye viprominyuvati Kinetichna energiya gazu pid chas zitknennya iz poverhneyu zori transformuyetsya na teplovu i takozh viprominyuyetsya 1 Ponyattya akrecijnogo disku zastosovuyetsya dlya poyasnennya bagatoh yavish fiziki nestacionarnih zir 1 Nukleosintez v akrecijnih diskah RedaguvatiPri pevnih parametrah v akrecijnomu disku mozhut vinikati umovi dlya pochatku yadernih reakcij V procesi navkolo chornih dir zalucheno dostatno materiyi ta energiyi shob rozigriti rechovinu do temperatur 10 10 displaystyle 10 10 nbsp K Shob opisati akkrecijnij disk analitichno skladayut modeli z riznimi procesami v yakosti dominantnih Najbilsh spriyatlivi umovi dlya zapusku yadernih reakcij nayavni v modeli tovstogo diska nad edingtonivskogo 2 Taki diski sposterigayutsya navkolo chornih dir ta v duzhe kompaktnih sistemah z burhlivim obminom masi ta periodom obertannya menshe godini ultrakompaktnih rentgenivskih podvijnih sistemah Ultra compact X ray binaries Na zovnishnomu krayu disku rechovina mozhe mati takij zhe sklad sho i mizhgalaktichne seredovishe dzherelo tobto v osnovnomu voden ta gelij Pid chas akreciyi na chornu diru ci legshi elementi mozhut piddavatisya reakciyi sintezu vseredini disku Hocha energetichnij vihid reakcij yadernogo sintezu mozhe stanoviti dekilka vidsotkiv vid zalishkovoyi masi yaka perebuvaye v tovstomu disku vivilnennya gravitacijnoyi energiyi mozhe stanoviti do 42 zalezhno vid kutovogo momentu chornoyi diri tak sho vnesok yadernoyi energiyi do zagalnoyi svitnosti imovirno nesuttyevij Oskilki ochikuyetsya sho v skladi rechovini bude perevazhno voden 75 ta gelij 25 najvazhlivishimi budut reakciyi za uchasti same cih yader Yaksho centralna temperatura diska nizhche 10 8 displaystyle 10 8 nbsp K voden bude peretvoryuvatisya na gelij cherez proton protonnij pp i CNO cikli Pri vishij temperaturi pochinaye dominuvati rp proces Pri she vishij temperaturi vazhchi elementi mozhut zaznavati fotorujnuvannya Nukleosintez silno zalezhit vid masi centralnogo kompaktnogo ob yekta tomu sho vsi navedeni nizhche reakciyi chutlivi do temperaturi i gustini rechovini PP cikl v akrecijnih diskah Redaguvati Protoni mozhut buti peretvoreni v yadra geliyu za dopomogoyu troh riznih gilok proton protonnogo ciklu Yaksho u reakciyi berut uchast lishe protoni vikonuyetsya gilka RRI PPI Redaguvati 1 H 1 H D b n displaystyle 1 H 1 H longrightarrow D beta nu nbsp D 1 H 3 H e g displaystyle D 1 H longrightarrow 3 He gamma nbsp 3 H e 3 H e 4 H e 2 1 H displaystyle 3 He 3 He longrightarrow 4 He 2 1 H nbsp Tut osnovnoyu reakciyeyu peretvorennya geliyu ye tretya ale koli v rechovini nayavnij 4 H e displaystyle 4 He nbsp to 7 B e displaystyle 7 Be nbsp utvoryuyetsya cherez 3 H e 4 H e g 7 B e displaystyle 3 He 4 He longrightarrow gamma 7 Be nbsp Zalezhnosti vid togo sho dali vidbuvayetsya z beriliyem vidilyayut she dvi gilki RR ciklu PPII Redaguvati 3 H e 4 H e 7 B e g displaystyle 3 He 4 He longrightarrow 7 Be gamma nbsp 7 B e b 7 L i n displaystyle 7 Be beta longrightarrow 7 Li nu nbsp 7 L i 1 H 4 H e 4 H e displaystyle 7 Li 1 H longrightarrow 4 He 4 He nbsp PPIII Redaguvati 3 H e 4 H e 7 B e g displaystyle 3 He 4 He longrightarrow 7 Be gamma nbsp 7 L i 1 H 8 B e g displaystyle 7 Li 1 H longrightarrow 8 Be gamma nbsp 8 B 8 B e b n displaystyle 8 B longrightarrow 8 Be beta nu nbsp 8 B e 2 4 H e displaystyle 8 Be longrightarrow 2 4 He nbsp U zoryah de temperatura stanovit 10 7 displaystyle 10 7 nbsp K a masshtab chasu isnuvannya 10 10 displaystyle 10 10 nbsp rokiv cikli PP mozhut buti efektivnim sposobom spalyuvannya vodnyu Odnak ce ne stosuyetsya diskiv Yaksho temperatura diska visoka CNO dominuye nad reakciyami PP Yaksho temperatura nizka 0 03 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K to popri te sho PP cikl mav bi dominuvati jogo vnesok u spalennya vodnyu lishayetsya neznachnim oskilki chas perebuvannya vodnyu v disku ye znachno menshim za chasovi masshtabi jogo uchasti v reakciyah CNO cikl v akrecijnih diskah Redaguvati Za uchasti v yadernih reakciyah pevnoyi kilkosti vuglecyu yakij takozh mozhe utvoryuvatisya za dopomogoyu potrijnoyi alfa reakciyi tobto 4 H e a g 8 B e a g 12 C displaystyle 4 He alpha gamma 8 Be alpha gamma 12 C nbsp yader azotu ta kisnyu peretvorennya vodnyu v gelij vidbuvayetsya efektivnishe CNO cikl pracyuye nastupnim chinom 12 C p g 13 N b n 13 C p g 14 N p g 15 O b n 15 N p a 12 C displaystyle 12 C p gamma 13 N beta nu 13 C p gamma 14 N p gamma 15 O beta nu 15 N p alpha 12 C nbsp Pri comu temperatura mozhe buti 0 02 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K Za takih umov CNO cikl obmezhenij shvidkistyu zahoplennya protona atomami 14 N displaystyle 14 N nbsp Chasova shkala spalyuvannya vodnyu za cim ciklom porivnyanna z chasom perebuvannya zaluchenih u nogo elementiv v disku Koli T 0 3 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K zahoplennya protona dlya 13 N displaystyle 13 N nbsp konkuruye z rozpadom pozitrona i cikl CNO peretvoryuyetsya na cikl garyachogo CNO Osnovni reakciyi v comu cikli HCNO Zavershalnoyu reakciyeyu v nomu ye 12 C p g 13 N p g 14 O b n 14 N p g 15 O p n 15 N p a 12 C displaystyle 12 C p gamma 13 N p gamma 14 O beta nu 14 N p gamma 15 O p nu 15 N p alpha 12 C nbsp Cikl HCNO diye v temperaturnomu diapazoni 0 3 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K gt T gt 0 5 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K Vishevkazane znachennya vrahovuye energiyu yaku zahoplyuyut dva nejtrino sho vikidayutsya pid chas rozpadiv pozitrona 14 O displaystyle 14 O nbsp ta 15 O displaystyle 15 O nbsp Koli pochatkova kilkist 16 O displaystyle 16 O nbsp ye znachnoyu vidbuvayetsya produkuvannya 14 N displaystyle 14 N nbsp nastupnim chinom 16 O p g 17 F b n 17 O p a 14 N displaystyle 16 O p gamma 17 F beta nu 17 O p alpha 14 N nbsp Cej proces trivaye poki spalennya 16 O displaystyle 16 O nbsp ne vrivnovazhuyetsya reakciyeyu 15 N p g 16 O displaystyle 15 N p gamma 16 O nbsp Pri bilsh visokih temperaturah T gt 0 1 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K 17 O displaystyle 17 O nbsp mozhe jti nastupnim shlyahom 17 O p g 18 F p a 15 O displaystyle 17 O p gamma 18 F p alpha 15 O nbsp Pri temperaturi vishe T gt 0 5 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K reakciya 14 O a p 17 F displaystyle 14 O alpha p 17 F nbsp pochinaye konkuruvati z rozpadom pozitrona Shkala chasu spalyuvannya vodnyu ciklu HCNO obmezhena periodom napivrozpadu 15 O displaystyle 15 O nbsp yakij porivnyanij z chasom perebuvannya cogo atoma u akrecijnomu disku Tobto cikli CNO i HCNO ye vazhlivimi mehanizmami peretvorennya vodnyu v gelij v diskah Yaksho temperatura ne nabagato vishe 0 3 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K todi ne peredbachayetsya sho pid chas priskorennya utvoryuyutsya vazhchi elementi u velikih kilkostyah Vreshti resht lancyuzhki peretvoren privodyat do utvorennya neonu ta zaliza 14 O a p 17 F p g 18 N e b n 18 F p a 15 O displaystyle 14 O alpha p 17 F p gamma 18 Ne beta nu 18 F p alpha 15 O nbsp rp ta a displaystyle alpha nbsp procesi v akrecijnih diskah Redaguvati Za temperatur vishih za 0 5 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K pochnut konkuruvati mizh soboyu po efektivnosti CNO cikl ta alfa zahoplennya 15 O displaystyle 15 O nbsp Takim chinom otrimanij zahoplennyam elektrona 19 N e displaystyle 19 Ne nbsp zahoplyuye protoni i vnaslidok cogo formuyutsya bilsh vazhki elementi U zbagachenomu protonami seredovishi akrecijnogo diska dlya zadanogo nejtronnogo chisla yadra budut prodovzhuvati zahoplyuvati protoni doti poki ne pochne dominuvati pozitronnij rozpad Ce yavishe vidome yak rp proces i jmovirno ye odnim iz osnovnih yadernih procesiv u garyachih akrecijnih diskah Cherez nizku temperaturu vseredini zori pid chas spalyuvannya vodnyu protikannya ciklu CNO nemozhlive cherez ce vazhchi yaderni elementi ne formuyutsya na rannih stadiyah evolyuciyi Potrijna a reakciya takozh vazhliva dlya temperatur T 0 1 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K Vona nadaye palivo dlya gorinnya gidrogenu ta geliyu cherez CNO cikl ta utvorennya bilsh vazhkih elementiv U dosit garyachih diskah gelij mozhe buti utvorenij znachnoyu miroyu same cherez potrijnu a reakciyu Inshi osnovni procesi a same spalyuvannya vuglecyu neonu ta kisnyu yaki ye vazhlivimi dlya zir takozh mozhut vidbuvatisya v diskah U zbagachenomu protonami seredovishi rp proces mozhe pereroblyati elementi u vazhchi shlyahom zahoplennya protoniv ta rozpadu pozitrona Cherez 3a reakciyi gorinnya geliyu mozhe perejti v alfa proces Za nayavnosti velikoyi kilkosti geliyu ci reakciyi viroblyayut vazhki elementi atomna masa yakih kratna 4 napriklad 12 C a g 16 0 a g 20 N e a g 24 M g a g 28 S i a g 32 S a g 36 A r a g displaystyle 12 C a gamma 16 0 alpha gamma 20 Ne alpha gamma 24 Mg alpha gamma 28 Si alpha gamma 32 S alpha gamma 36 Ar alpha gamma nbsp i tak dali azh do 56 N i displaystyle 56 Ni nbsp Elementi sho perevishuyut 40 C a displaystyle 40 Ca nbsp ye nestabilnimi ta zaznayut beta rozpadu z utvorennyam pozitrona Takim chinom 56 N i displaystyle 56 Ni nbsp nareshti staye 56 F e displaystyle 56 Fe nbsp cherez zahoplennya dvoh elektroniv Fotorozsheplennya Redaguvati Pri she bilsh visokij temperaturi T 5 15 10 9 displaystyle 10 9 nbsp K vazhki yadra budut disociyuvati Fotodisociaciya 56 N i displaystyle 56 Ni nbsp mozhe buti predstavlena shematichno yak 56 N i 14 a displaystyle 56 Ni longrightarrow 14 alpha nbsp Disociaciyi 56 F e displaystyle 56 Fe nbsp vidpovidatime shema 56 F e 13 a 4 n displaystyle 56 Fe longrightarrow 13 alpha 4n nbsp Oskilki zalizo disociyuye na a chastinki to voni v svoyu chergu disociyuyut na nejtroni ta protoni 4 H e g 2 n 2 p displaystyle 4 He gamma longrightarrow 2n 2p nbsp Narazi nezrozumilo chi dosyagayut u akrecijnih diskah taki visoki temperaturi Odnak yaksho v yazkist rechovini dostatno nizka takij rozpad mozhe mati vidbuvatisya Procesi akreaciyi v chornih dirah RedaguvatiShvidkist akreciyi sho neobhidna dlya provedennya nukleosintezu zrostaye iz zbilshennyam masi chornoyi diri Z priblizhennyam rechovini do chornoyi diri po disku temperatura zrostaye a gorizont podij diri zbilshuyetsya linijno zi svoyeyu masoyu ne dayuchi disku dosyagati visokih temperatur Dlya chornoyi diri iz zoryanoyu masoyu nadzvichajno visoka mezha Eddingtona dozvolyayut gorinnya yader ta potuzhni vitri Taki shvidkosti naroshuvannya mozhut zabezpechuvatisya nestabilnim masoobminom pid chas rujnuvannya bilogo karlika a displaystyle alpha nbsp procesi sho vklyuchayut zahoplennya yader geliyu strukturuyut sklad diska radialno z velikoyu kilkistyu izotopiv sho dominuyut pri pevnih radiusah Akreacijni diski chornih dir i bilih karlikiv viroblyayut shonajbilshe v 10 4 displaystyle 10 4 nbsp razi kilkosti tih samih elementiv sho viroblyayut zirki Takim neznachnim vneskom mozhna nehtuvati v galaktici Ale zagalnij nukleosintez mozhlivo mozhe zigrati pevnu rol u sposterezhenni za cimi sistemami Napriklad za krivoyu svitla viprominyuvanoyu radioaktivnimi elementami sho utvoryuyutsya v cih korotkochasnih akrecijnih diskah chornoyi diri 3 animations of black hole accretion source source source source source source Animaciya podij u vnutrishnij zoni akrecijnogo disku navkolo chornoyi diri zoryanoyi masi source source source source source source Zapilenij viter vid chornoyi diri u centri galaktiki NGC 3783 u hudozhnij uyavi Div takozh RedaguvatiNovopodibni zori Nova zirka Porozhnina RoshaDzherela Redaguvati a b v Akrecijnij disk Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 13 14 ISBN 966 613 263 X 2000A amp A 353 1029M Page 1029 adsabs harvard edu Arhiv originalu za 4 grudnya 2019 Procitovano 4 grudnya 2019 Frankel Neige 2017 Nucleosynthesis in accretion disks around black holes English Sweden Lund Observatory Examensarbeten s 3 Posilannya RedaguvatiNucleosynthesis inside thick accretion disks around black holes I thermodynamic conditions and preliminary analysis Chakrabarti S K Jin L amp Arnett W D Astrophysical Journal Part 1 ISSN 0004 637X vol 313 Feb 15 1987 p 674 688 Arhivovano 4 grudnya 2019 u Wayback Machine Nucleosynthesis in accretion flows around black holes Mukhopadhyay B amp Chakrabarti S K Astronomy and Astrophysics v 353 p 1029 1043 2000 Arhivovano 4 grudnya 2019 u Wayback Machine nbsp Ce nezavershena stattya z astronomiyi Vi mozhete dopomogti proyektu vipravivshi abo dopisavshi yiyi Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Akrecijnij disk amp oldid 38951504