Mustade aukude tuvastamiseks ja uurimiseks on kõige olulisemad kaks akretsiooni erijuhtu: akretsioon binaarsüsteemidesse ja akretsioon ülimassiivsetesse mustadesse aukudesse, mis asuvad tõenäoliselt galaktikate keskpunktides. Mõlemal juhul on koguneval gaasil tohutu sisemine nurkimment. Selle tulemusena pöörlevad gaasielemendid Kepleri orbiitidel ümber musta augu, moodustades selle ümber ketta ehk toruse. Viskoossus mängib akretsioonis otsustavat rolli. Viskoossus summutab gaasi iga üksiku elemendi nurkmomenti, mis võimaldab gaasil järk-järgult keerutada ümber musta augu spiraalina, mis läheneb keskme suunas. Samal ajal soojendab viskoossus gaasi, põhjustades selle kiirgust. Tõenäolised viskoossuse allikad on gaasiketta turbulents ja kaootilised magnetväljad. Kahjuks ei ole meil efektiivsest viskoossusest rahuldav füüsiline arusaam. Suuremahulised magnetväljad võivad samuti mängida olulist rolli akretsiooni füüsikas.

Akreteeriva ketta omadused määratakse gaasi juurdevoolu kiirusega. Mis tahes musta auku akretsiooni heleduse oluline mõõt on kriitiline Eddingtoni heledus

siin Mh on musta augu mass, mp on prootoni puhkemass, yT on Thomsoni ristlõige. See on täpselt heledus, mille juures kiirgusrõhk tasakaalustab täielikult ioniseeritud plasma massist Mh põhjustatud gravitatsioonijõu.

Kasulik lisandumiskiiruse mõõt on niinimetatud "kriitiline akretsioonimäär":

kus LE on antud valemiga (11). Kasutame ka mõõtmeteta suhet.

Esimesed ketta lisamise mudelid olid üsna lihtsad. Nende põhitähelepanu oli suunatud mõõduka juurdekasvu korral< 1. Впоследствии были разработаны теории для случаев ~ 1 и >1. Need teooriad võtavad arvesse keerulisi protsesse kiirgavas plasmas ja erinevat tüüpi ebastabiilsusi.

Ketta akretsiooni heleduse allikaks on gravitatsioonienergia, mis vabaneb gaasispiraalidena musta augu suunas. Suurem osa gravitatsioonienergiast vabaneb, tekitades suurema osa heledusest, ketta sisemistes osades. Teooria kohaselt on nende lihtsamate mudelite puhul ketta summaarne heledus

kus koefitsient q sõltub musta augu nurkkiirusest. See väärtus on suurusjärgus 1 mittepöörlevate mustade aukude puhul ja suurusjärgus 10 kiiresti pöörlevate mustade aukude puhul.

Akretsioonikiirus on suvaline väline parameeter, mille määrab gaasi allikas (näiteks gaasivoog kahendsüsteemis kaastähe atmosfääri väliskihtidest). Normaliseerisime suurusjärgu järgi, sest on tõenäoline, et see on iseloomulik akretsioonikiirus, millega tavaline täht paiskab gaasi oma musta augu kaaslasele. See mudel eeldab, et akumuleeruv gaas on suhteliselt külm ja temperatuur on palju madalam kui viiruse temperatuur, mis vastab gravitatsioonivälja potentsiaalsele energiale. Nagu hinnangud näitavad, võib sellistel tingimustel tekkida geomeetriliselt õhuke ketas (paksus h<< r). Это так называемая модель стандартного диска (см. ). В этой модели электронная и ионная температуры равны, и диск является эффективно оптически толстым. Температура газа во внутренних частях диска достигает значений T ? 10 7-10 8 К. В этой области непрозрачность, связанная с электронным рассеянием, модифицирует испускаемый спектр, так что он не является более спектром чёрного тела. Вместо этого полный спектр излучения диска представляет собой степенной спектр F ~ щ 1/3 с экспоненциальным „обрезанием“ на высоких частотах. Наиболее глубокие области таких „стандартных“ дисков, вероятно, неустойчивы.

Õhuke akretsiooniketta mudel ei suuda paljudel täheldatud juhtudel selgitada mustade aukude ümber täheldatud kõvasid spektreid. Välja on pakutud mitut tüüpi kuuma akretsiooni voolumudeleid, näiteks mudel, mille kuum kroon on tavalise õhukese akretsiooniketta kohal.

Teises mudelis on sisepiirkonna ioonid kuumad, Ti ? 10 11 K ja elektronid on palju külmemad, Te ? 10 9 K. See sisemine ketas on paksem kui “standard” mudeli ketas ja toodab enamiku röntgenikiirgustest. Kuumade ioonide ja jahedamate elektronidega mudelid on optiliselt õhukesed.

Ketta akretsiooni teooria edasiarendamine viis keerukamate mudeliteni. Näidati, et kui heledus saavutab kriitilise väärtuse (mis vastab ühiku suurusjärgu väärtusele), ületab kiirgusrõhk ketta sisemistes osades gaasirõhku ning kettal on termiline ja viskoosne ebastabiilsus. Eriti suurte väärtuste korral > 80 kaob märkimisväärne osa plasma energiast advektsiooni tõttu musta augu horisondi suunas, kuna kiirgus haarab kinni akumuleeruv gaas ja see ei saa vaatlusalusest süsteemist lahkuda. See protsess stabiliseerib gaasivoolu ja hoiab ära häirete kasvu. Advektsioon võib olla oluline ka väiksemate väärtuste puhul. Suurema akretsioonikiiruse korral muutub akretsiooniketta paksus võrreldavaks selle raadiusega. Kaasaegsed mudelid võtavad arvesse radiaalse rõhu gradiente ja gaasi radiaalset liikumist. Ketta sisemistes osades ja kuni musta auguni on gaasivool ülehelikiirusel.

Hiljuti on välja töötatud spetsiaalset tüüpi optiliselt õhukeste kuumaketaste teooria. Selles mudelis suunab suurem osa viskoossuse tõttu hajutatud energiast akumuleeruv gaas ja eraldub vaid väike osa energiast. Selle põhjuseks on asjaolu, et gaasi tihedus on nii madal, et kiirguse emissiooni efektiivsus on väga madal. Selliseid mudeleid nimetatakse advektiivne domineerivaks. Neid on edukalt kasutatud mitmel konkreetsel taevaobjektil.

Kokkuvõtteks märgime, et mõne ketta akretsiooni mudeli puhul võib elektron-positroni paaride moodustumine olla märkimisväärne. Usume, et uued mudelid, mis sisaldavad plasmafüüsika uusimaid edusamme, mängivad kaasaegses mustade aukude astrofüüsikas võtmerolli.

R. A. Sunyajev, Venemaa Teaduste Akadeemia akadeemik, Max Plancki Seltsi astrofüüsika instituudi direktor Ch. teaduslik töökaaslased IKI RAS

Ma ei tea, miks, aga kui nad küsivad mõne mu sõbra või hea tuttava kohta, ilmub see inimene mu silme ette, kui ma teda esimest korda kohtasin või hetkel, mil ta mulle kõige suurema mulje jättis. Ja nüüd näen Nikolai Ivanovitš (Kolja) Šakurat kui Valgevene külast pärit õpilast, säravate silmadega, kiirete liigutustega ja igale küsimusele vastamisega (lõppude lõpuks polnud asjata, et neil päevil jooksis ta sada meetrit, osaledes Moskva Riikliku Ülikooli meistrivõistlustel). Mäletan teda Moskva Riikliku Ülikooli ühiselamus vanima pojaga (kes on ise juba ammu isa) süles, mäletan meie vaidlusi 1970. aastate alguses, kui tegime intensiivset koostööd ja kirjutasime artikleid, mille üle oleme siiani uhked, meie kohtumised tema esimeses ruumis (Jakov Borisovitš Zeldovitš koputas välja samaaegselt Moskvasse registreerimisega) Moskva Riikliku Ülikooli õppejõudude majas asuvas ühiskorteris kino Progress vastas, mis on juba ammu kadunud. Teepotid, mida juuakse vaheldumisi tema ja minuga, algul Profsojuznaja toas ja seejärel Yugo-Zapadnaja kooperatiivis, pikad öised kõned. Mäletan Koljat Etna vulkaani tipus ja esinemist kuulsal seminaril, mida juhtisid Zeldovitš, V. L. ja I. S. Shklovsky Moskva Riiklikus Ülikoolis. Mäletan ka seda, kuidas YaB (Zeldovitš) rääkis mulle, et tal on liikluspolitseis uus õpilane ja et oleks tore, kui me koos töötaksime. YaB oli väga huvitatud mustade aukude ja neutrontähtede akretsiooni teooriast ning kuni elu lõpuni oli tema parim vestluspartner sellel teemal tema magistrant, seejärel magistrant ja N. I. Shakuri kaastöötaja. On tähelepanuväärne, et Kolya juhib endiselt Riikliku Suurtükiväe Instituudi relativistliku astrofüüsika osakonda, mille YaB asutas ja aastaid juhtis.

Mulle meeldib Koljaga liikluspolitsei konverentsiruumi tahvli juures olev foto, mis on tehtud ligi 40 aastat tagasi 1970. aastatel, kui me palju koos töötasime. See foto meenutab aastaid, mil Kolyaga saavutasime huvitavaid tulemusi, kuid regulaarseks juuksurikülastuseks polnud aega ega raha.
Töötamine tandemina. N. I. Shakura ja R. A. Syunyaev, 1979.
Foto SAI MSU fotolabori arhiivist

Üliõpilane N.I. Shakura (1964). Perearhiivist pärit Koljal, nagu enamikul YaB kosmoloogia ja relativistliku astrofüüsika valdkonna õpilastest, vedas tohutult. Ta kohtus YaB-ga (kahtlemata üks säravamaid füüsikuid, kes pärast edukat tööd relvade kallal otsustas asuda tegelema astrofüüsikaga, kaugel maapealsetest rakendustest) selle teaduse "tormi ja stressi" ajastul, kui sõna otseses mõttes igal aastal. tõi nende tagajärgedele suurejoonelisi vaatlusavastusi. Ja Koljal õnnestus midagi, mis õnnestub vähestel teistel: ta on maailma teoreetilise astrofüüsika enimtsiteeritud artikli "Mustade aukude ja neutrontähtede ketta akretsiooni standardteooria" autor (viimastel aastatel rohkem kui link päevas ), mida on üksikasjalikult kirjeldatud kümnetes arvustustes , raamatutes ja õpikutes. Viimastel aastatel on enam kui kolmandik selle töö tsitaatidest olnud artiklid protoplanetaarsete ketaste kohta noortes tähesüsteemides. Ja Koljal on seljataga maailma esimene ja laialdaselt tsiteeritud mudel sfäärilise gaasi akretsioonist nõrga magnetväljaga neutrontähele (koostatud koostöös YaB-ga), artikkel kiirguse poolt domineeritud akretsiooniketaste termilise ebastabiilsuse kohta; ideede avaldamine super-Eddingtoni heledusega akretsiooniketastelt aine väljavoolust, mida praegu täheldatakse paljudes kvasarites, ja ketaste välispiirkondade kuumenemise kohta selle kesktsooni kõva kiirguse toimel, mis avaldub nii selgelt ümbritsevates ketastes. noored tähed; ja paljud paljud teised.

70 aastat on tõsine künnis. Kuid teadusmaailm teab paljusid inimesi, kes jäid produktiivseks ka pärast 70. eluaastat. Mul on hea meel, et viimastel aastatel on Kolja koostöös K. A. Postnovi, P. K. Abolmasovi ja teiste veelgi nooremate kolleegidega kirjutanud hulga kauneid teoseid akretsiooniteooria ja vaatlusandmete tõlgendamine. Need teosed on juba tunnustatud ja laialdaselt tsiteeritud. Tahaksin soovida, et Kolja jätkaks aktiivset tööd, esineks konverentsidel uute ideede ja hiilgavate arvustustega ning jätkaks noorte meeste ja naiste hämmastamist, kes usuvad, et nii hiiglasliku panusega teadusesse "dinosaurused" nagu Nikolai Ivanovitš oleksid võinud eksisteerida ainult kauges minevikus.
dok. füüsika ja matemaatika Sciences, Ch. teaduslik töökaaslased IKI RAS

Varsti pärast magistriõppesse astumist käskis mu ülemus Ya B. Zeldovitš mul tulla oma astrofüüsika loengusse, mille kursuse ta pidas Moskva Riikliku Ülikooli füüsikaosakonnas. Peale loengut kuulati ära üliõpilaste aruanded tehtud töödest, mille YaB mulle ka kuulama jättis. Seal nägin esimest korda Kolja Šakurat, kes rääkis midagi arukalt, ülejäänud õpilased aga pomisesid üsna arusaamatult.

1967. aastal Prahas toimunud Rahvusvahelise Astronoomialiidu kongressil rääkis YaB neutrontähele akretsiooni uurimisest, mida nad koos Kolyaga tegid, aine langemise kohta magnetväljata neutrontähele. Koju naastes tegin Alik Friedmanile ettepaneku kaaluda sarnast probleemi neutrontähe tugeva magnetvälja olemasolul. Seal tuli arvestada erinevate plasmaefektidega, millega Alik tegeles. 1967. aasta lõpuks oli töö laias laastus valmis, rääkisin sellest YaB-le, kes selle entusiasmita võttis. Ta käskis meil mõnda väidet põhjendada ja oli ka külma südamega neutrontähe tugeva magnetvälja idee suhtes. Kõik see jahutas meie indu ja töö jäi pooleli. 1968. aasta kevadel teatati pulsarite avastamisest ja YaB andis kohe korralduse avaldada teos algsel kujul. Huvitav on see, et meie artikkel jõudis ajakirja Astronomical Journal toimetusse 19. augustil 1968 samaaegselt YaB ja Kolya artikliga magnetväljata tähele akretsiooni kohta. Pärast lõputöö hiilgavat kaitsmist astus Kolja aspirantuuri, kus YaB juhtimisel õppis ta teooriat aine suure nurkimpulsiga ketta mustadele aukudele akretsiooni kohta. Varem oli ketta akretsiooni käsitletud seoses planeetide tekkega ja D. Linden-Belli töös 1969. aastal pakuti välja kvasari ehk aktiivse galaktika tuuma mudel ülimassiivse mustana. akretsioonikettaga auk. Sel ajal oli see mudel teedrajav, kuid nüüdseks on see saanud üldtunnustatud, mida kinnitavad ka vaatlused.

Mudeli peamiseks raskuseks oli vajadus arvestada turbulentse viskoossusega, mis on vajalik ainevoolu tekitamiseks musta auku, et toetada vaadeldavat heledust. 1972. aastal ajakirjas Astronomical Journal avaldatud ja aasta varem trükki saadetud Coley töö oli esimene, kes pakkus välja lihtsa fenomenoloogilise valemi viskoosse pinge põhikomponendi jaoks, mis määrab massi voolu akretsioonikettalt musta auku:

t rφ = α P, (1)

Kus R on rõhk ja α on ühikust väiksem arvuline koefitsient, mis on hinnatud vaatluste põhjal. Selle valemi lihtsus ja selgus on muutnud selle väga populaarseks kõigis astrofüüsika valdkondades, kus leidub akretsioonikettaid, protoplanetaarsetes ja kahendsüsteemides ning galaktika tuumades.

Kuid tohutu hulk viiteid sellele valemile ei pärine mitte ajakirja Astronomical Journal algsest tööst, vaid Shakura koos R. A. Syunyajeviga 1973. aastal ühes Euroopa ajakirjas avaldatud artiklist. Astronoomia ja astrofüüsika. Lisaks selle ajakirja ilmselgele suuremale populaarsusele võrreldes ajakirjaga Astronomical Journal, tutvustatakse selles artiklis akretsiooniteooriat palju üksikasjalikumalt ja paremini kättesaadaval viisil. Lisaks sisaldab see rohkem astrofüüsikalisi rakendusi. 1973. aasta artikli kallal töötamine nõudis Koljalt tohutut pingutust. Mäletan, kuidas ta täiesti kurnatuna tuli meie rakendusmatemaatika instituudi tuppa ja istus eemaldunud pilguga ilma sõnade ja liigutusteta. See käitumine oli minu jaoks üsna salapärane, kuna töö selle artikli kallal viidi läbi ilma seminaride aruteludeta. Ilmselt oli YaB üks väheseid ja võib-olla ka ainuke inimene, kes sellest tööst teadlik oli ning nagu alati väärtuslikke nõuandeid, kommentaare ja juhiseid andis.

Tuleb märkida, et juba Linden-Belli 1969. aasta tööst võib leida selle valemi kaudseid jälgi (1). Linden-Bell oletas, et viskoossuse määrab kaootiline magnetväli, mis tema kasutatava soojus- ja magnetenergia võrdse jaotumise tingimustes taandub täpselt valemile (1). Pringle’i ja Reesi töös 1972. aastal käsitleti turbulentse viskoossuse veidi teistsugust fenomenoloogilist kirjeldust, millel puudus valemile (1) omane lihtsus ja selgus ning mis seetõttu ei olnud laialt levinud.

Kolya ja mina oleme avaldanud mitmeid teoseid, mis iseenesest ei pruugi olla halvad, kuid mida ei saa võrrelda valemiga (1), mida võib õigustatult pidada ketta akretsiooni teooria peamiseks fenomenoloogiliseks valemiks. A. M. Tšerepaštšuk, Venemaa Teaduste Akadeemia akadeemik, SAI MSU direktor

Kolya Shakura ja mina õppisime koos Moskva Riikliku Ülikooli füüsikaosakonna astronoomiaosakonnas. Kui ma olin juba magistrant, oli Kolja (akadeemik Ya. B. Zeldovitši juhendamisel) lõpetamas diplomitööd röntgenspektri arvutamise kohta aine sfäärilisel akretsioonil ühele magnetväljata neutrontähele. Selle töö avaldas ta koos Ya B. Zeldovitšiga ajakirjas Astronomical Journal 1969. aastal. Foto O. S. Bartunov Hiljem, juba magistrandina, avaldas Kolja ka ajakirjas Astronomical Journal oma esimese töö aine kettale akretsioonist relativistlikule objektile lähedases binaarsüsteemis. Olin tunnistajaks, kuidas Kolja istus mitu päeva ja nädalat liikluspolitsei raamatukogus, koges seda imelist tööd tehes ja vastavat artiklit kirjutades “loovuse piinasid”. Sellele järgnes N. I. Shakura ja R. A. Sunyajevi nüüdseks kuulsa artikli avaldamine ketta akretsiooni kohta mustadele aukudele, kus võeti arvesse röntgenikiirguse spektri komptoniseerimise mõjusid ja konstrueeriti superkriitilise akretsiooni mudel. Selle töö avaldamine langes kokku Ameerika orbitaalse spetsialiseeritud röntgenobservatooriumi UHURU taeva süstemaatiliste röntgenvaatluste algusega. Tänu N.I.Shakura ja R.A.Syunyajevi tööle saadi selle vaatluskeskuse poolt avastatud arvukate kompaktsete röntgenikiirgusallikate olemus kiiresti selgeks. Järeldus tehti tavalisest optilisest tähest ja akreteerivast relativistlikust objektist koosnevate röntgeni kahendsüsteemide avastamise kohta. 1972. aastal rahvusvahelises kiirväljaandes IBVS Avaldati rühma autorite (A. M. Tšerepaštšuk, Yu. N. Efremov, N. E. Kurochkin, N. I. Šakura, R. A. Syunyaev) artikkel, mis oli pühendatud ühe esimese avastatud varjutava röntgenikiirte binaarsüsteemi optilise varieeruvuse tõlgendamisele - HZ Hercules süsteemid. Ketta akretsiooni teooria leidudele tuginedes näitasid autorid, et selle süsteemi optilise varieeruvuse peamiseks põhjuseks on peegeldusefekt, täpsemalt optilise tähe pinna kuumutamise efekt võimsa röntgenkiirguse toimel, kogunev neutrontäht. Nüüd on röntgen-binaarsüsteemide optiliste ilmingute uurimine kasvanud eraldi astrofüüsika valdkonnaks, kus on saadud mitmeid olulisi tulemusi. Eelkõige mõõdeti umbes kolme tosina tähe musta augu massi.

Praegu juhib N. I. Shakura relativistliku astrofüüsika osakonda, mis loodi SAI-s Ya B. Zeldovitši initsiatiivil. Instituut tunneb uhkust selle üle, et tema kollektiivis on nii suurepärane teadlane. Hindan kõrgelt oma mitmeaastast sõprust Koljaga ja õnnitlen teda südamest 70. sünnipäeva puhul.

1. Shakura N. I., Syunyaev R. A. Mustad augud kahendsüsteemides. Vaatluslik välimus // Astronoomia ja astrofüüsika, 1973. V. 24. Lk 337−355.

2. Zeldovich Ya. B., Shakura N. I. Röntgenikiirgus gaasi akretsiooni ajal neutrontähele // Astronomical Journal, 1969. T. 46. Lk 225−236.

3. Shakura N. I., Sunyaev R. A. Teooria mustadele aukudele ketta akretsiooni ebastabiilsuse ja binaarsete röntgenikiirgusallikate, galaktika tuumade ja kvasarite varieeruvuse kohta // MNRAS, 1976. V. 175. P 613–632.

4. Bisnovaty-Kogan G.S., Fridman A.M. Neutrontähe röntgenikiirguse mehhanismist // Astronomical Journal, 1969. T. 46. Lk 721–724.

5. Lynden-Bell D. Galaktilised tuumad kui kokkuvarisenud vanad kvasarid // Loodus, 1969. V. 223. Lk 690−694.

6. Shakura N.I. Disk model of gas accretion by a relativistic star in the close binary system, Astronomical Journal, 1972. Vol. 49, lk 921–929.

7. Pringle J. E., Rees M. J. Accretion Disc Models for Compact X-ray Sources, Astronomy and Astrophysics, 1972. V. 21. Lk 1−9.

8. Tšerepaštšuk A. M., Efremov Yu. N., Kurochkin N. E., Shakura N. I., Sunyaev R. A. HZ Her optiliste variatsioonide olemusest = Her X1 // Teabebülletään muutuvate tähtede kohta, 1972. V. 720. Lk 1.

Täname teid fotode kallal tehtud töö eest.
T. A. Birule ja O. S. Bartunov

AKRETSIOONKETAD - kettad, mis tekivad kaksiksüsteemides kaastähtedelt kompaktsetele tähtedele (valged kääbused, neutrontähed, mustad augud) voolates gaasi. AD näitavad end röntgenikiirguses. kiirguse ja optilise nähtava tähe varjutuste ulatus, ketta ebastabiilsusest või pretsessioonist tingitud heleduse varieeruvus, samuti spektri iseloomulik hargnemine. read. AD vastutavad paljude topeltröntgeenide vaatlusilmingute eest. allikad, plahvatusohtlikud muutujad, U Gemini tüüpi tähed jne. A.D. kiirgavad nii aine vabanemise kui ka välispinna töötlemise ja taasemissiooni tõttu. kõva (lühilaine) kiirguse piirkonnad ketta kesksest allikast ja sisemisest. kettapiirkonnad. Aine ketasakretsioon (suure nurkimpulsiga aine akretsioon, mis viib AD tekkeni) ülimassiivsetesse mustadesse aukudesse. üks levinumaid selgitusi galaktikate tuumade ja kvasarite tegevuse kohta. Samuti töötatakse välja teooria tähtedevahelise gaasi ketta akretsiooni kohta üksikutele neutrontähtedele ja mustadele aukudele. Protoplanetaarne gaasi-tolmu ketas oli ilmselt paljuski sarnane AD-ga (vt.).

Ketta akretsiooni mehaanika. Aine sfääriliselt sümmeetriline radiaalne langemine gravitatsioonitsentrile (täht, must auk jne) on võimalik ainult madala põrutusrõhu korral. langeva aine nurkimment (nurkimpulssühiku mass). Kui langeval ainel on, tähendab see. spetsiifiline nurkimpulss l 0, siis nurkimpulsi jäävuse seadus ei luba ainel läheneda gravitatsioonikeskmele palju lähemale kui vahemaa R 0 = l 0 2 /G = 2 l 0 2 /r g c 2, koos l o ühtib taktiga. aine nurkimpulss ringjoonelisel Kepleri orbiidil ümber massiga objekti . Siin r g = 2G/c 2 – kompaktne objekt. (Selleks, et läheneda tähele väiksema vahemaa tagant, peab aine oma nurkimpulssi vähendama.) Gaasiosakeste kokkupõrked loovad kiiresti eelistatud pöörlemissuuna (määratakse langeva aine kogu nurkimpulsi järgi) ja kiirguse tulemusena. energia eemaldamisel kaob tasapinnaga risti olev kiiruskomponent pöörlemine. Selle tulemusena löögist langev (kasvav) gaas. nurkmoment l 0 tuleks koguda kitsaks ja õhukeseks raadiusega R 0 rõngaks. Rõnga laiuse määrab löögi algväärtuse dispersioon (levik). nurkimment ja paksus on rõngas oleva aine temperatuur. Kepleri pöörlemise diferentsiaalse olemuse tõttu (pöörlemiskiirus on erinevatel kaugustel R erinev) võib see esineda ringis (Reynoldsi arvud on tavaliselt üsna suured). Turbulentne (või magnetiline, väikesemahulise magnetvälja olemasolul) viskoossus põhjustab rõnga levikut. Int. rõnga kihid, pöörlevad kiiremini, edastavad väliseid. kihid osa nurkimpuldist ja lähenevad tähele ning välimised eemalduvad sellest täiendava nurkimpulsi omandamise tõttu. Seega osa ainest liigub gravitatsioonikeskme poole ja teine ​​osa voolab sellest eemale, võttes endaga kaasa liigse nurkimpulsi. Nii moodustub AD.

Aine ketas liigub peaaegu ringikujulistel Kepleri orbiitidel, kuid seal on ka väike radiaalkiiruse komponent, st osakeste trajektoorid kujutavad endast aeglaselt keerduvat spiraali. Gaas liigub gravitatsioonikeskme suunas ning vastupidises suunas hõõrdejõudude toimel eemaldatakse liigne nurkimment ja sellele vastav mehaaniline vool. energiat.

Kaksiktähesüsteemides (vt) on AD moodustava aine allikas. tavalised (mitte-mandunud) tähed. Kui see on normaalne, täidab kahe süsteemi komponent selle kriitilise tähtsusega. Roche'i süvend, siis toimub massikadu sisemise kaudu. Lagrange'i punkt (vt.). Coriolise jõudude toimel tekib juga, mis toidab AD-d ainega (joon. 1, 2 (I)). Iseloomulik "kuum koht" moodustub joa ja ketta ristumiskohas.

Kui see on normaalne. komponent ei täida oma kriitilist väärtust. Roche lobe ja kaotab läbi massi (joon. 2 (II, a)), siis saab moodustada ka selle aine osast, mis on haaratud kompaktse objektiga Selleks on vajalik, et raadius R 0 ületaks raadiuse tähe (või selle magnetosfääri raadiuse, kui on olemas tugev maagiline väli) või mitu. gravitatsiooniline raadiused musta augu puhul. Suhteliselt väikese akretsioonikiirusega (ajaühikus gravitatsioonikeskusele langeva aine hulk) moodustub relativistliku tähe ette frontaaltäht, milles gaas kuumutatakse temperatuurini T > m p v 2 /6k > 10 7 K (m p - prootonite mass, tähetuule kiirus v~ 10 3 km/s). Laine taga realiseeruvad sfääriliselt sümmeetrilise akretsiooni tingimused (joon. 2(II,b)). Sellises olukorras on kinnipüütud aine nurkimpulss tavaliselt väike ja ketas saab tekkida ainult mustale augule või tugeva magnetväljata neutrontähele akretsiooni korral. väljad. Suure akretsioonikiiruse korral, kui ülehelikiirusega gaasivoolud ristuvad relativistliku tähe taga, tekib lööklaine, mis muutub soojuseks ja osa kineetilisest energiast eraldub. vooluenergiad. Aine lisandumine ja väljavool toimuvad kitsas koonuses relativistliku tähe taga (joon. 2 (II, c)).

Ext. A.D. piiri määrab ilmselt normidest lähtuv loodete jõudude toime kettale. komponent. Kui AD suurus on umbes poole väiksem kui kriitiline. Kompaktse tähe Roche'i lobe viskoosses kettas mõjuvad loodete jõud tagavad, et nurkimpulss kandub üle ketta välisservale ja AD ei levi kaugemale. See suurendab kahendsüsteemi orbiidi nurkimmenti. Samuti tuleb märkida, et kahendsüsteemis eksisteerivad suletud mittelõikuvad Kepleri orbiidid ainult ligikaudu poole kriitilise raadiuse piires. Kompaktse tähe Roche lobes.

Energia vabanemine kettal. Kui aine liigub radiaalselt, eraldub gravitatsioon. energia, mis muundub soojuseks ja mida kiirgab AD pind. Tõepoolest, kui liigub antud gaasi mass m" raadiusega R 1 ringjoonelt orbiidile raadiusega R 2.< R 1 должна выделиться энергия (1/R 2 - 1/R 1)Gm"/2. Однако для реализации такого перемещения газу необходимо отдать избыточный момент импульса. Это, по-видимому, осуществляется турбулентным трением, к-рое отводит избыточный момент импульса и часть механич. энергии в направлении от гравитирующего центра. В свою очередь энергия турбулентных движений черпается из гравитац. энергии, выделяющейся при радиальном перемещении газа. Затухание турбулентных движений из-за вязкости приводит к выделению теплоты, к-рую уносит тепловое излучение поверхности диска. Поток энергии Q с ед. площади поверхности диска зависит от расстояния до гравитац. центра, на к-рый идёт аккреция, его массы , и от темпа аккреции . Энергия, излучаемая в ед. времени единицей поверхности диска, равна

Q = (3/8p) GR -3 s.

Muudatus s = , kus R in – sisemine. AD piir vastab Newtoni mehaanikale. Schwarzschildi f-la-le lisandumise korral annab see vea kuni 20%.

Ketta emissioonispekter koosneb isotermiliste kontsentriliste rõngaste emissioonispektritest. Esimese lähendusena võime eeldada, et iga punkt ketta pinnal kiirgab absoluutselt musta kehana. Teades sõltuvuse tüüpi Q(R), saate leida ketta pinna temperatuuri sõltuvuse alusest. mõõtmeteta parameetrid:

kus on kriitiline massivool, mis vastab . Sellest järeldub, et abs. plaadi tempo

T = (Q/s) 1/4 = 2 . 10 7 r -3/4 m -1/4 1/4 s 1/4 (K)

(s on Stefan-Boltzmanni konstant), st neutrontähe või tähemassiga musta augu läheduses peaks ketas kiirgama röntgenikiirgust. vahemikus ja ketta perifeeria peaks olema külm ja kiirgama peamiselt infrapuna- ja optiliselt. vahemikud. (Akretsiooni korral pöörlevale mustale augule tsoonis r g /2< R < 3r g зависимость Q(R) даётся ф-лами общей теории относительности.) Суммирование по всему диску приводит к универсальному степенному спектру излучения (степенной зависимости спектральной плотности потока излучения Fv sagedusest v) ketas. Kell h v> k T max (T max - max, ketta pinna temp-pa) kiirgusvoog väheneb eksponentsiaalselt. Laias sagedusvahemikus F v ~ v 1/3. Tegelikkuses ei kiirga aktiivse osakese pind absoluutselt musta kehana, mille tulemusena täheldatakse tugevaid kõrvalekaldeid sellest seadusest.

Sisepiir ja ketta heledus. Schwarzschildi musta auku ümbritseva AD korral eksisteerivad stabiilsed Kepleri orbiidid ainult RR в = 3rg juures. Seetõttu sisemine ketta piir täpselt raadiusega R sisse. Piirkonnas R on massi m" sidumisenergia viimasel stabiilsel Kepleri orbiidil 0,057 m"s 2 . Seega peaks Schwarzschildi musta augu ümber oleva ketta heledus akretsiooni kiirusel olema . Pöörleva musta augu puhul, kui musta augu ja ketta pöörlemisteljed langevad kokku, võib A.D ulatuda kuni Rв = r g /2. Sel juhul saab ketta muuta soojuseks ja kiirata selle pinnaga kuni . Valguskiirte trajektooride kõveruse tõttu neeldub aga märkimisväärne osa kiirgusest mustas augus või kogeb tugevat kiirgust. Kaugvaatleja ketta heledus ei tohi ületada .

Tähele (valge kääbus, neutrontäht) akreteerumisel sisemine. ketta R in piir asub tähe R n pinna lähedal Kui tähel on tugev magnetväli. välja, selle magnetosfäär takistab ketta läbitungimist tähe pinnale ja häirib ketta akretsioonimustrit tsoonis R > R m, st selles magnetosfääri piirkonnas, kus tekib magnetrõhk. välja võrreldakse kettal oleva plasma termilise rõhuga. Kui täht pöörleb nurkkiirusega W, siis on raadius, mille juures magnetosfääri ja aine pöörlemiskiirus Kepleri kettal kokku sobima. Seda raadiust nimetatakse korotatsiooniraadius Rc Ilmselt on paljudel, millel ketta akretsioon toimub, Rm väärtus Rc-le lähedane.

Massi m" sidumisenergia Kepleri orbiidil raadiusega R = R p on võrdne . Järelikult on ketta heledus

Kui sisemine Kuna atmosfäärirõhu piiri määrab selle interaktsioon magnetosfääriga, tuleks selles väljas R p asemel asendada R m.

Piirikiht. Nõrga magnetväljaga tähele akreteerumisel. AD väli peab ulatuma kuni tähe pinnani. Tähe pinna lähedal asuvas kettas on osakeste kiirus Kepleri ( ) ja tähe pöörlemiskiirus ekvaatoril ( v n = W R n) on palju väiksem kui Kepleri. Selle tulemusena tekkis õhuke (D R<< R п) пограничный слой, в к-ром происходит эффективное торможение аккрецирующего вещества (тангенциальная скорость падает от v juurde v n) ja võimas energia vabastamine. Kitsas kihis vabaneb energia, mis on võrdne pikendatud aktiivse ketta energia vabanemisega. Piirkihi heledus on võrdne laiendatud aktiivse ketta heledusega oluliselt väiksem kui ketta pindala, võib selle kiirgus olla tugevam (lühilainepikkus). Pilti akretsioonivooluosakeste aeglustumisest piirkihis saab võrrelda satelliidi aeglustumisega Maa atmosfääris. Esiteks kaotab satelliit aeglaselt (paljude pöörete jooksul) osa oma kiirusest, väheneb, siseneb atmosfääri tihedatesse kihtidesse ja aeglustub täielikult vähem kui ühe pöördega.

Kiirguse ebastabiilsus ja muutlikkus AD on stabiilne tsoonis, kus peamine panus rõhusse tuleneb aine rõhust. Kuid ketta sisemises, kuumimas tsoonis domineerib see. Selles tsoonis on ketas ebastabiilne. Termiline ja dünaamiline ebastabiilsus viib aine jagunemiseni kuumemateks ja külmemateks rõngasteks ja kihtideks. Iseloomulikud ebastabiilsuse ajad on väga väikesed - suurusjärgus mitu korda. pöörded ümber gravitatsioonikeskuse. Ebastabiilsus võib põhjustada ketta kiirguse varieeruvust ja sisemise moodustumise. Kuuma plasma ketta tsoon, mille temperatuur on elektronide jaoks erinev (T e = 3 . 10 8 - 10 9 K) ja prootonid (T p ~10 10 - 10 11 K). Musta augu kiirguse iseloomulik varieeruvusaeg (kiirguse intensiivsuse märgatava muutumise aeg) võib olla väga lühike, kuna viimase stabiilse orbiidi lähedal asuva musta augu c ümber akumuleeruva aine pöördeaeg on ligi 1 Prl.

Kui ebastabiilsuse tagajärjel tekib mustale augule hele “kuum punkt”, siis selle kiirgust jälgides saab unikaalset teavet musta augu parameetrite kohta ja eelkõige kindlaks teha, kas see pöörleb või mitte. "Kuum koht" sisemuses ketta aladel on relativistlik kiirus v 1/3 kuni 1/2 valguse kiirusest. Ketta suurte kaldenurkade korral (vaatejoon on ketta tasapinna lähedal) põhjustab see täpi kiirguse suurenemist, kui see liigub vaatleja poole, ja järsu nõrgenemiseni, kui see eemaldub. vaatlejalt. Peaks ilmnema iseloomulik kvaasiperioodiline muster. punktkiirguse muutlikkus. Selline koht võib mängida musta augu suunas käivitatud sondi rolli - muutuv röntgen. täpi emissioon võib näidata, kuidas see läheneb oma viimasele stabiilsele orbiidile ja spiraalib vaateväljast välja.

Kettad ülimassiivsete mustade aukude ümber. Tegevust seletatakse (nende objektide aktiivsuse ühe levinuima teoreetilise mudeli raames) ketta akretsiooniga tuumades paiknevatele supermassiivsetele (10 5 kuni 10 9) mustadele aukudele. Kogunev gaas pärineb aktiivset tuuma ümbritsevast galaktikast (see on tähetuule, tähtede plahvatuste, ülimassiivsest mustast august mööda lendavate tähtede loodete katkemise produkt ja võib galaktikasse siseneda ka siis, kui kuum galaktikatevaheline gaas jahtub). Kriitiline Ketta heledus musta augu ümber suureneb võrdeliselt selle massiga, nii et kvasarite heledus L ~ 10 47 erg/s on kergesti seletatav aine c ketta akretsiooniga aastas massiga musta auku. A.D.-l on kaks määratud suunda (piki ketta telge), milles ainet saab kiirendada nii kiirgusrõhu kui ka elektrimagnetvälja tõttu. jõud. See avab võimaluse selgitada galaktikate ja kvasarite tuumades, aga ka
Sõnadega väljaanded: akretsiooni ketas

Minu suhtumine riiklikesse preemiatesse on väga kahemõtteline, nagu ka akadeemia valimistesse: seal on palju poliitikat, isiklikku aktiivsust, teadus jääb sageli tagaplaanile. Nooruses avaldas mulle tugevat muljet lugu ambitsioonikast akadeemikust, kes sai selle auhinna kaks korda, praktiliselt sama, vastuolulise ja mitmetähendusliku astronoomilise tulemuse eest.
Kuid eile anti Venemaa kõrgeim autasu teosele, mis oli kahtlemata üks nõukogude teoorastrofüüsika silmapaistvamaid saavutusi: Šakura-Sunyajevi standardakretsiooni teooria:

Õnnitlused Nikolai Ivanovitš Shakurale Moskva Riikliku Ülikooli veebisaidil:

Teadlaste töö on seotud mustade aukude ehk täpsemalt mustadesse aukudesse langeva aine teoreetilise uurimisega. Pöörlemisel ei saa see kohe kompaktsele objektile kukkuda ja moodustab musta augu ümber ketta - seda nähtust nimetatakse "ketta akretsiooniks". Gravitatsioonienergia üleminekul soojusenergiaks hakkavad need kettad tugevalt hõõguma ning suurem osa energiast väljub röntgenikiirgusena. See muudab mustade aukude kogunemise üheks tugevamaks röntgenkiirguse allikaks. Nendes teoreetilistes artiklites... ennustati palju: spektreid, varieeruvust, magnetväljade mõju.... Üks ennustustest oli jud – suunatud ainevood, mida paiskusid välja sellised astronoomilised objektid nagu galaktikad, kvasarid ja neutrontähed. Need ilmuvad ka mustade aukude lähedal akretsiooni ajal. Teadlased mainisid oma töödes juga tekkimise võimalust, kuid need avastati pärast N. Shakura ja R. Sunyajevi tööd... 1973. aastal ilmunud artiklis “Standard theory of ketas accretion onto black holes and neutron stars”; ajakiri Astronomy and Astrophysics » N. Shakura ja R. Sunyaev kirjeldasid ketta akretsiooni mudelit, milles võtmerolli mängib turbulentset viskoossust kirjeldav alfaparameeter. Parameeter on ühikust väiksem arvuline koefitsient, mis on hinnatud vaatluste põhjal. Mudel osutus üsna mugavaks, mis tagas maailma teoreetilise astrofüüsika enimtsiteeritud artikliks peetava artikli edu.

Mäletan intervjuud R.A. Sunyajev viis aastat tagasi, seoses talle Franklini medali andmisega:
Iga kord, kui mõne auhinnaga seoses mainitakse “standardset” akretsiooniteooriat, tekib mul suur mure, kui võitjate hulgas ei mainita mu sõpra ja kaasautorit Nikolai Shakurat. Nii Koljal kui ka minul on palju teisi akretsiooniteooriaid käsitlevaid töid, mis on kirjutatud ühiselt või koos teiste kaasautoritega, kuid see teos on pälvinud suurima kuulsuse.

(Tahaksin märkida, et see, kuidas Nikolai Ivanovitšit Vene Teaduste Akadeemia valimistel ikka ja jälle paraadil käidi, on minu jaoks ammu saanud lakmuspaber, mis näitab, kuidas kõik need akadeemilised ja liikmed reaalteadusega seostuvad)

Noh, Rashid Alijevitš ise oli auhinnatseremoonial "põlenud nagu laps", rääkides mustadest aukudest ja SRG kosmoseobservatooriumi eelseisvast käivitamisest, tema sütitava kõne transkriptsiooni saab nautida IKI RAS-i veebisaidil:

"... Olime Koljaga väga noored, me polnud veel 30-aastased, kui töötasime kaks aastat artikli kallal, mis täna nii kõrgelt kiita. Ja ainus asi, mida me siis teha tahtsime, oli mõista, kui must augud , mis neelavad täielikult valgust, mis ei eralda valgust üldse, kuidas me saame need nähtavaks teha Ja nii õnnestus meil leida selline lahendus ja täna on iga 18 tunni järel isegi tore, kuskil maailmas on artikkel? avaldatud, millistes inimestes meie valemeid või saadud tulemusi kasutasime...

Nii et üks eesmärke on see, et me näeme taevas vähemalt kolme miljonit ülimassiivset musta auku, paneme need kaardile ja inimesed teavad: siin on musti auke, kolm miljonit! Ja ma tahan teile öelda, et kõige eredamad ja võimsamad neist objektidest peavad selleks, et nad nii palju säraksid, "sööma" palju - iga sekund ühe Maa, meie Maa massi. Ja nüüd näeme neid objekte ja kaardistame need kõik universumis..."

Püüan vastata mõnele küsimusele, mis vaatajatel filmi kohta tekkis.

1) Miks näeb filmis välja Gargantua must auk?

Tähtedevaheline film on esimene täispikk mängufilm kinoajaloos, mis visualiseerib füüsikalise ja matemaatilise mudeli alusel musta auku. Simulatsiooni viis läbi 30-liikmeline meeskond (Paul Franklini visuaalefektide osakond) koostöös maailmakuulsa teoreetilise füüsiku Kip Thorne’iga, kes on tuntud oma töö poolest gravitatsiooniteooria, astrofüüsika ja kvantmõõtmisteooria vallas. Ühe kaadri peale kulus umbes 100 tundi ja kokku kulus mudelile umbes 800 terabaiti andmemahtu.
Thorne ei loonud mitte ainult matemaatilist mudelit, vaid kirjutas ka spetsiaalse tarkvara (CGI), mis võimaldas luua arvuti visualiseerimismudeli.

Thorne tuli välja järgmiselt:

Muidugi on õiglane küsida: kas Thorne'i simulatsioon on teaduse ajaloos esimene? Ja kas Thorne’i imagot pole teaduskirjanduses varem nähtud? Muidugi ei.
Jean Pierre Luminet Pariisi-Mudoni observatooriumist, relativistliku astrofüüsika ja kosmoloogia osakonnast, kes on samuti rahvusvaheliselt tuntud oma töö poolest mustade aukude ja kosmoloogia valdkonnas, on üks esimesi teadlasi, kes pildistab musta auku arvutisimulatsiooni abil. 1987. aastal ilmus tema raamat “Black Holes: A Popular Introduction”, kus ta kirjutab:

“Esimesed arvutipildid akretsioonikettaga ümbritsetud mustast august sain mina (Luminet, J.-P. (1979): Astron. Astrophys.). Täpsemad arvutused tegi Marck (Marck, J.-A. (1993): Class. Quantum Grav) nii Schwarzschildi meetrika kui ka pöörleva musta augu puhul. Usaldusväärseid pilte – see tähendab, et need on arvutatud, võttes arvesse ruumi kõverust, punanihet ja ketta füüsilisi omadusi – on võimalik saada suvalise punkti kohta, mis asub isegi sündmuste horisondi sees. Loodi isegi film, mis näitab, kuidas need moonutused muutuvad, kui inimene liigub mööda ajasarnast trajektoori ümber musta augu (Delesalle, Lachieze-Rey ja Luminet, 1993). Joonis on üks tema raamidest, mis on ette nähtud liikumiseks mööda peatatud paraboolset trajektoori"

Seletus, miks pilt selline välja näeb:

„Musta augu läheduses paikneva aegruumi kõveruse tõttu erineb süsteemi kujutis oluliselt ellipsist, mida näeksime, kui asendaksime musta augu tavalise väikese massiga taevakehaga ketta ülemine pool moodustab otsekujutise ning tugeva moonutuse tõttu näeme tervet ketast (must auk ei blokeeri meie eest selle taga olevaid ketta osi. Ketta alumine osa on samuti nähtav tänu valguskiirte märkimisväärne painutamine."

Lumine’i pilt meenutab üllatavalt Thorne’i tulemust, mille ta sai rohkem kui 30 aastat pärast prantslase tööd!

Miks on nii, et teistes arvukates visualisatsioonides: nii artiklites kui populaarteaduslikes filmides võib musta auku sageli näha hoopis teistmoodi? Vastus on lihtne: matemaatilisel mudelil põhinev musta augu arvuti “joonistamine” on väga keeruline ja aeganõudev protsess, mis ei mahu sageli tagasihoidlikesse eelarvetesse, mistõttu leppivad autorid enamasti pigem disaineri tööga. kui füüsik.

2) Miks pole Gargantua akretsiooniketas nii suurejooneline, kui seda võib näha paljudel piltidel ja populaarteaduslikel filmidel? Miks ei võiks musta auku eredamalt ja muljetavaldavamalt näidata?

Ühendan selle küsimuse järgmisega:

3) On teada, et musta augu akretsiooniketas on väga intensiivse kiirguse allikas. Mustale augule lähenedes sureksid astronaudid lihtsalt ära.

Ja tõepoolest on. Mustad augud on universumi heledaimate ja kõrgeimate energiaallikate mootorid. Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt on kvasarite süda, mis mõnikord särab eredamalt kui sajad galaktikad kokku, must auk. Oma gravitatsiooniga tõmbab see ligi tohutuid ainemasse, sundides seda kujuteldamatult suure rõhu all väikesele alale kokku suruma. See aine kuumeneb, selles toimuvad tuumareaktsioonid, mis kiirgavad võimsat röntgen- ja gammakiirgust.
Klassikalise musta augu akretsiooniketast joonistatakse sageli järgmiselt:

Kui Gargantua oleks selline, siis selline akretsiooniketas tapaks oma kiirgusega astronaudid. Thorne'i musta augu juurdekasv ei ole tema mudeli järgi nii tihe ja massiivne, ketta temperatuur ei ole kõrgem kui Päikese pinna oma. See on suuresti tingitud asjaolust, et Gargantua on supermassiivne must auk, mis kaalub vähemalt 100 miljonit päikesemassi ja mille raadius on üks astronoomiline ühik.
See pole lihtsalt ülimassiivne, vaid ülimassiivne must auk. Isegi Linnutee keskel asuva musta augu mass on erinevatel hinnangutel 4-4,5 miljonit päikesemassi.
Kuigi Gargantua pole kaugeltki rekordiomanik. Näiteks galaktika NGC 1277 augu mass on 17 miljardit päikest.
Idee ette kujutada selline eksperiment, mille käigus inimesed uurivad musta auku, on Thorne'i vaevanud alates 1980. aastatest. Juba oma raamatus „Aja mustad augud ja voldid. 1990. aastal avaldatud teoses The Audacious Legacy of Einstein uurib Thorne hüpoteetilist tähtedevahelise reisimise mudelit, kus teadlased uurivad musti auke, soovides jõuda sündmuste horisondile võimalikult lähedale, et paremini mõista selle omadusi.
Teadlased alustavad väikese musta auguga. See ei sobi neile üldse, sest selle tekitatavad loodete jõud on liiga suured ja eluohtlikud. Nad muudavad uurimisobjekti massiivsemaks mustaks auguks. Kuid ka ta ei rahulda neid. Lõpuks suunduvad nad hiiglasliku Gargantua poole.
Gargantua asub kvasari 3C273 lähedal – see võimaldab võrrelda kahe augu omadusi.
Neid vaadates imestavad teadlased:

"Erinevus Gargantua ja 3C273 vahel tundub üllatav: miks ei ole Garnatual, mille mass ja suurus on tuhat korda suurem, selline ümmargune gaasi- ja hiiglaslike kvasarijoad?"

Gargantua akretsiooniketas on suhteliselt jahe, mitte massiivne ega eralda nii palju energiat kui kvasar. Miks?

"Pärast teleskoopiuuringuid leiab Bret vastuse: iga paari kuu tagant satub keskse augu 3C273 orbiidil olev täht horisondi lähedale ja rebib musta augu loodete jõudude poolt laiali. Tähe jäänused, koos a. massiga ligikaudu 1 päikesemass, pritsivad musta augu lähedusse Tasapisi ajab sisehõõrdumine pihustusgaasi sees See värske gaas kompenseerib gaasi, millega sõõrik pidevalt auku varustab ja düüsid reaktiivlennukid säilitavad oma gaasivarusid ja säravad jätkuvalt eredalt.
Bret selgitab, et tähed võivad tulla Gargantua lähedale. Kuid kuna Gargantua on palju suurem kui 3C273, on selle loodete jõud sündmuste horisondi kohal liiga nõrgad, et tähte lahti rebida. Gargantua neelab tähed tervelt alla, ilma nende sisikonda ümbritsevasse sõõrikusse pritsimata. Ja ilma sõõrikuta ei saa Gargantua luua jugasid ega muid kvasari funktsioone.

Selleks, et musta augu ümber eksisteeriks massiivne kiirgav ketas, peab olema ehitusmaterjal, millest see võib tekkida. Kvasaris on need tihedad gaasipilved, mis asuvad tähe mustale augule väga lähedal. Siin on akretsiooniketta moodustamise klassikaline mudel:

Interstellaris on selge, et massiivset akretsiooniketast pole lihtsalt millestki tekkida. Süsteemis pole tihedaid pilvi ega läheduses olevaid tähti. Kui midagi oli, siis see kõik oli ammu ära söödud.
Ainus, millega Gargantua rahule jääb, on madala tihedusega tähtedevahelise gaasi pilved, mis loovad nõrga "madala temperatuuriga" akretsiooniketta, mis ei kiirga nii intensiivselt kui klassikalised kettad kvasarites või binaarsüsteemides. Seetõttu ei tapa Gargantua ketta kiirgus astronaute.

Thorne kirjutab ajakirjas The Science of Interstellar:

"Tüüpilisel akretsioonikettal on väga intensiivne röntgen-, gamma- ja raadiokiirgus. Nii tugev, et see praadib ära iga astronaudi, kes otsustab läheduses olla. Filmis näidatud Gargantua ketas on äärmiselt nõrk ketas. "Nõrk" -, Muidugi, mitte inimstandardite, vaid tüüpiliste kvasarite standardite järgi, selle asemel, et kuumutada sadade miljonite kraadideni, kuna kvasari akretsioonikettaid kuumutatakse, soojendatakse Gargantua ketast vaid paar tuhat kraadi, umbes sama palju kui pind. See kiirgab palju valgust, kuid ei kiirga peaaegu üldse röntgenikiirgust ega gammakiirgust pilt, mida näete sageli erinevates populaarsetes astrofüüsika allikates."

Kas Kip Thorne on ainus, kes pakkus välja külmade akretsiooniketaste olemasolu mustade aukude ümber? Muidugi ei.

Teaduskirjanduses on pikka aega uuritud mustade aukude külma akretsiooni kettaid:
Mõnede andmete kohaselt on Linnutee keskmes asuval ülimassiivsel mustal augul Sagittarius A* (Sgr A*) täpselt samasugune külm akretsiooniketas:

Meie keskse musta augu ümber võib olla passiivne must auk. külma akretsiooni ketas, mis jäi (madala viskoossuse tõttu) Sgr A* "turbulentsest noorusest", kui akretsioonimäär oli kõrge. Nüüd "imeb" see ketas kuuma gaasi, takistades selle kukkumist musta auku: gaas settib kettale suhteliselt suurel kaugusel mustast august.

(c) Lähitähed ja inaktiivne akretsiooniketas Sgr A∗-s: varjutused ja rakud
Sergei Najakšin1 ja Rashid Sunyajev. // 1. Max-Planck-Institut fur Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Str. Garching, Saksamaa 2. Kosmoseuuringute Instituut, Moskva, Russi

Või Cygnus X-1:

Viidi läbi RXTE observatooriumi suure hulga vaatluste spektraalne ja ajaline analüüs madala spektriseisundis aastatel 1996–1998 kogunevate mustade aukude Cygnus X-1, GX339-4 ja GS1354-644 kohta. Kõigi kolme allika puhul leiti korrelatsioon kaootilise varieeruvuse iseloomulike sageduste ja spektraalsete parameetrite vahel - Comptonized kiirguse spektri kalle ja peegeldunud komponendi suhteline amplituudi. Suhe peegeldunud komponendi amplituudi ja Comptonization spektri kalde vahel näitab, et peegeldav keskkond ( külma akretsiooni ketas) on peamine pehmete footonite tarnija komptoniseerimise valdkonnas.

c) aruanne SPIE organisatsiooni konverentsil "Astronomical Telescopes and Instrumentation", 21.–31. märts 2000, München, Saksamaa

Tähtede ja an Mitteaktiivne akretsiooniketas galaktilises tuumas // Vladimır Karas. Astronoomiainstituut, Teaduste Akadeemia, Praha, Tšehhi Vabariik ja

c) Karli ülikool, matemaatika-füüsikateaduskond, Praha, Tšehhi Vabariik // Ladislav Subr. Karli ülikool, matemaatika-füüsikateaduskond, Praha, Tšehhi Vabariik

Vaiksed mustad augud on sarnased Andromeeda udukogu auguga, mis on üks esimesi avastatud ülimassiivseid musti auke. Selle mass on umbes 140 miljonit päikesemassi. Kuid nad ei leidnud selle mitte tugeva kiirguse, vaid tähtede iseloomuliku liikumise tõttu selle piirkonna ümber. Selliste galaktikate tuumad ei oma intensiivset kvasaarikiirgust. Ja astrofüüsikud jõudsid järeldusele, et aine lihtsalt ei satu sellesse musta auku. See olukord on tüüpiline "vaiksetele" galaktikatele, nagu Andromeeda udukogu ja Linnutee.

Aktiivsete mustade aukudega galaktikaid nimetatakse aktiivseteks ehk Seyferti galaktikateks. Seyferti galaktikad moodustavad ligikaudu 1% kõigist vaadeldud spiraalgalaktikatest.

Seda, kuidas Andromeeda udukogust supermassiivne must auk leiti, näitab hästi BBC populaarteaduslik film “Supermassiivsed mustad augud”.

4) Mustadel aukudel on teadaolevalt surmavad loodete jõud. Kas nad ei rebiks lahti nii astronaudid kui Milleri planeedi, mis filmis on sündmuste horisondile liiga lähedal?

Isegi lakooniline Vikipeedia kirjutab ülimassiivse musta augu ühest olulisest omadusest:

"Sündmushorisondi lähedal on loodete jõud oluliselt nõrgem, kuna keskne singulaarsus asub horisondist nii kaugel, et musta augu keskmesse reisiv hüpoteetiline astronaut ei tunneks ekstreemsete loodete jõudude mõju enne, kui ta on väga kaugel. sügavale sellesse »

Sellega nõustuvad kõik teaduslikud ja populaarsed allikad, mis kirjeldavad ülimassiivsete mustade aukude omadusi.

Punkti asukoht, kus loodejõud saavutavad sellise suuruse, et nad hävitavad sinna langeva objekti, sõltub musta augu suurusest. Ülimassiivsete mustade aukude puhul, nagu need, mis asuvad Galaktika keskmes, asub see punkt nende sündmuste horisondi sees, nii et hüpoteetiline astronaut võib ületada nende sündmuste horisondi ilma deformatsiooni märkamata, kuid pärast sündmuste horisondi ületamist kukub ta keskpunkti poole. must auk on vältimatu. Väikeste mustade aukude puhul, mille Schwarzschildi raadius on singulaarsusele palju lähemal, tapavad loodete jõud astronaudi enne, kui ta sündmuste horisonti jõuab

c) Schwarzschildi mustad augud // Üldrelatiivsusteooria: sissejuhatus füüsikutele. - Cambridge University Press, 2006. - Lk 265. - ISBN 0-521-82951-8.

Loomulikult valiti Gargantua mass nii, et astronaudid ei kisuks hoovuste tõttu laiali.
Väärib märkimist, et Thorne'i 1990. aasta Gargantua on mõnevõrra massiivsem kui Interstellaris:

"Arvutused on näidanud, et mida suurem on auk, seda väiksemat tõukejõudu vajab rakett, et hoida seda 1,0001 sündmuse horisondi ümbermõõdul. Valuliku, kuid talutava tõukejõu 10 Maa gs jaoks peab augu mass olema 15 triljonit päikesemassi. Lähim neist aukudest kannab nime Gargantua, mis asub 100 000 valgusaasta kaugusel meie galaktikast ja 100 miljoni valgusaasta kaugusel Neitsi galaktikaparvest, mille ümber Linnutee tiirleb. Tegelikult asub see kvasar 3C273 lähedal, 2 miljardi valgusaasta kaugusel Linnuteest...
Gargantua orbiidile minnes ja tavalisi mõõtmisi tehes veendute, et selle mass on tõepoolest võrdne 15 triljoni päikesemassiga ja see pöörleb väga aeglaselt. Nende andmete põhjal arvutate, et selle horisondi ümbermõõt on 29 valgusaastat. Lõpuks arvutab ta välja, et see on auk, mille ümbrust saab uurida, kogedes lubatud mõõnajõude ja kiirendusi!"

2014. aasta raamatus "The Science of Starslar", kus Kip Thorne kirjeldab filmi kallal töötamise teaduslikke aspekte, annab ta juba arvu 100 miljonit päikesemassi, kuid märkides, et see on minimaalne mass, mida "mugav" saab. on seotud loodete mõjudega.

5) Kuidas saab Milleri planeet olla nii lähedal mustale augule? Kas loodete jõud rebivad selle laiali?

Astronoom Phil Plaint, kes on oma ohjeldamatu skeptitsismi tõttu tuntud kui "halb astronoom", ei saanud lihtsalt tähtedevahelisest ajast mööda. Veelgi enam, enne seda hävitas ta oma puuriva skepsisega tigedalt palju tunnustatud filme, näiteks "Gravitatsioon".

"Ootasin Interstellari väga... Aga see, mida ma nägin, oli kohutav. See on täielik ebaõnnestumine. See mulle tõesti väga ei meeldinud."

- kirjutab ta oma artiklis 6. novembrist.
Phil ütleb, et filmi teaduslik osa on täielik jama. Mis isegi hüpoteetilises raamistikus ei saa vastata kaasaegsetele teaduslikele ideedele. Eriti reisis ta ümber Milleri planeedi. Tema sõnul suudab planeet stabiilselt sellise musta augu ümber tiirleda, kuid selle orbiit peab olema vähemalt kolm korda suurem kui Gargantua ise. Kell töötab aeglasemalt kui Maal, kuid ainult 20 protsenti. Musta augu lähedal asuva planeedi stabiilsus, nagu filmis näidatud, on võimatu fantaasia. Lisaks rebivad selle musta augu loodete jõud täielikult laiali.

Kuid 9. novembril ilmub Plaint uue artikliga. Ta helistab talle Järeltegevus: Interstellar Mea Culpa. Võrreldamatu teaduskriitik otsustas kahetseda.

"Ma läksin jälle sassi. Kuid olenemata minu vigade suurusest, püüan neid alati tunnistada. Lõpuks sunnib teadus ise meid oma vigu tunnistama ja neist õppima!”

Phil Plaint tunnistas, et tegi oma mõtlemises vigu ja jõudis valedele järeldustele:

"Oma ülevaates rääkisin Milleri planeedist, mis tiirleb musta augu lähedal. Planeedil veedetud tund võrdub seitsme Maa aastaga. Minu väide oli, et sellise aja dilatatsiooniga oleks stabiilne planeedi orbiit võimatu.
Ja see on tõsi... mittepöörleva musta augu kohta. Minu viga oli see. et ma ei kasutanud kiirelt pöörleva musta augu jaoks õigeid võrrandeid! See muudab oluliselt pilti aegruumist musta augu lähedal. Nüüd saan aru, et selle planeedi stabiilne orbiit ümber musta augu võib eksisteerida ja nii lähedal sündmuste horisondile, et filmis näidatud aja dilatatsioon on võimalik. Üldiselt ma eksisin.
Samuti väitsin oma esialgses analüüsis, et gravitatsioonilised looded rebivad selle planeedi tükkideks. Pidasin nõu paari astrofüüsikuga, kes ütlesid ka, et Gargantua looded hävitavad tõenäoliselt planeedi, kuid see pole veel matemaatiliselt kinnitatud. Nad tegelevad endiselt selle probleemi lahendamisega – ja niipea, kui see on lahendatud, avaldan lahenduse. Ma ise ei oska öelda, kas mul oli oma analüüsis õigus või vale – ja isegi kui mul oli õigus, kehtisid minu kaalutlused ikkagi ainult mittepöörleva musta augu kohta, seega antud juhul need ei kehti.
Sellise ülesande lahendamiseks tuleb arutada palju matemaatilisi probleeme. Kuid ma ei tea täpselt, kui kaugel Milleri planeet Gargantuast oli, ja seetõttu on väga raske öelda, kas looded oleksid selle hävitanud või mitte. Ma pole veel lugenud füüsiku ja filmi tegevprodutsendi Kip Thorne’i raamatut “Tähtedevaheline teadus” – ma arvan, et see valgustab seda probleemi.
Küll aga eksisin orbiidi stabiilsuse osas – ja pean nüüd vajalikuks see etteheide filmi kohta tühistada.
Kokkuvõtteks: filmis musta augu lähedal näidatud füüsiline pilt on tegelikult teadusega kooskõlas. Tegin vea, mille pärast vabandan.

Yori ülikooli teoreetiline füüsik Ikjyot Singh Kohli pakkus oma lehel võrranditele lahendusi, tõestades, et Milleri planeedi olemasolu on täiesti võimalik.
Ta leidis lahenduse, et planeet eksisteeriks filmis näidatud tingimustes. Kuid ta arutas ka loodete jõudude probleemi, mis peaks planeedi väidetavalt tükkideks rebima. Tema lahendus näitab, et loodete jõud on liiga nõrgad, et seda lahti rebida.
Ta isegi põhjendas hiiglaslike lainete olemasolu planeedi pinnal.

Singh Kohli mõtted koos võrrandite näidetega on siin:

Miller Thorne näitab oma raamatus planeedi asukohta järgmiselt:

On punkte, kus orbiit ei ole stabiilne. Kuid Thorne leidis ka stabiilse orbiidi:

Loodejõud ei rebi planeeti tükkideks, vaid deformeerivad seda:

Kui planeet pöörleb ümber loodete jõudude allika, muudavad nad pidevalt oma suunda, deformeerides seda orbiidi erinevates punktides erinevalt. Ühes asendis on planeet lapik idast läände ja piklik põhjast lõunasse. Orbiidi teises punktis surutakse see põhjast lõunasse ja venitatakse idast läände. Kuna Gargantua gravitatsioon on väga tugev, soojendavad muutuvad sisemised deformatsioonid ja hõõrdumine planeeti, muutes selle väga kuumaks. Kuid nagu filmis nägime, näeb Milleri planeet välja hoopis teistsugune.
Seetõttu oleks õiglane eeldada, et planeet on alati ühe küljega Gargantua poole. Ja see on loomulik paljudele kehadele, mis pöörlevad ümber tugevama gravitatsiooniobjekti. Näiteks meie Kuu, paljud Jupiteri ja Saturni satelliidid on alati planeedi poole pööratud ainult ühe küljega.

Thorne tõi välja ka teise olulise punkti:

"Kui vaadata Milleri planeeti Manni planeedilt, näete, kuidas see tiirleb ümber Gargantua 1,7-tunnise tiirlemisperioodiga, läbides selle aja jooksul peaaegu miljard kilomeetrit. See on umbes pool valguse kiirusest! Rangeri meeskonna aja laienemise tõttu väheneb see periood kümnendiku sekundini. See on väga kiire! Ja kas see pole mitte palju kiirem kui valguse kiirus? Ei, sest Gargantuat ümbritseva keeriselaadse liikuva ruumi aruandlussüsteemis liigub planeet aeglasemalt kui valgus.
Minu filmi teaduslikus mudelis on planeet alati ühe küljega musta augu poole pööratud ja pöörleb meeletu kiirusega. Kas tsentrifugaaljõud rebivad planeedi selle kiiruse tõttu tükkideks? Ei: teda päästab taas pöörlev ruumipööris. Planeet ei tunne hävitavaid tsentrifugaaljõude, kuna ruum ise pöörleb koos sellega sama kiirusega.

6) Kuidas on sellised hiiglaslikud lained Milleri planeedi pinnal võimalikud?

Thorne vastab sellele küsimusele järgmiselt:

«Tegin vajalikud füüsikalised arvutused ja leidsin kaks võimalikku teaduslikku tõlgendust.
Mõlemad lahendused nõuavad, et planeedi pöörlemistelje asend oleks ebastabiilne. Planeet peaks võnkuma teatud vahemikus, nagu on näidatud joonisel. See toimub Gargantua gravitatsiooni mõjul.

Selle kiikumise perioodi arvutades sain väärtuseks umbes tund. Ja see langes kokku ajaga, mille Chris valis – kes ei teadnud veel minu teaduslikust tõlgendusest!
Minu teine ​​mudel on tsunami. Gargantua loodete jõud võivad sama perioodiga (1 tund) deformeerida Milleri planeedi maakoort. Need deformatsioonid võivad tekitada väga tugevaid maavärinaid. Need võivad põhjustada tsunamisid, mis ületavad kaugelt kõiki Maal nähtud."

7) Kuidas on sellised uskumatud Endurance'i ja Rangeri manöövrid Gargantua orbiidil võimalikud?

1) Endurance liigub parkimisorbiidil, mille raadius on võrdne 10-kordse Gargantua raadiusega, ja Milleri poole suunduv meeskond liigub kiirusega C/3. Milleri planeet liigub 55% C-st.
2) Ranger peab orbiidi langetamiseks ja Milleri punktile lähenemiseks aeglustama kiirust C/3-lt. See aeglustub c/4-ni ja jõuab planeedi äärealadele (muidugi, siin tuleb sinna jõudmiseks järgida rangeid arvutusi. Kuid see pole arvuti jaoks probleem)

Sellise olulise kiiruse muutuse mehhanismi kirjeldab Thorne:

"Tähed ja väikesed mustad augud tiirlevad ümber hiiglaslike mustade aukude, nagu Gargantua. Just nemad saavad luua määravad jõud, mis suunavad Rangeri tema ringorbiidilt kõrvale ja suunavad ta alla Gargantua poole. Sarnast gravitatsioonimanöövrit kasutab NASA sageli päikesesüsteemis, kuigi see kasutab pigem planeetide kui musta augu gravitatsiooni. Selle manöövri üksikasju Interstellaris ei avaldata, kuid manöövrit ennast mainitakse, kui räägitakse neutrontähe kasutamisest kiiruse aeglustamiseks.

Joonisel on Thorne kujutatud neutrontähte:

Neutrontähega kuupäev võimaldab muuta kiirust:

«Selline lähenemine võib olla väga ohtlik, s.t. Ranger peab jõudma neutrontähele (või väikesele mustale augule) piisavalt lähedale, et tunda tugevat gravitatsiooni. Kui pidurdustäht ehk must auk on raadiusega alla 10 000 km, siis rebivad inimesed ja Rangeri mõõnajõud laiali. Seetõttu peab neutrontäht olema vähemalt 10 000 km suurune.
Arutasin seda küsimust Nolaniga stsenaariumi valmistamise ajal, soovitades valida musta augu või neutronitähe vahel. Nolan valis neutrontähe. Miks? Sest ta ei tahtnud publikut kahe musta auguga segadusse ajada.

“Mustad augud, mida nimetatakse IMBH-ks (Intermediate-Mass Black Holes), on kümme tuhat korda väiksemad kui Gargantua, kuid tuhat korda raskemad kui tavalised mustad augud. Cooper vajab sellist ümbersuunajat. Arvatakse, et mõned IMBH-d moodustuvad kerasparvedes ja mõned asuvad galaktikate tuumades, kus leidub hiiglaslikke musti auke. Lähim näide on Andromeeda udukogu, meile lähim galaktika. Andromeeda südamikus on peidus Gargantua sarnane auk – ligikaudu 100 miljonit päikesemassi. Kui IMBH läbib tiheda tähepopulatsiooniga piirkonda, aeglustab “dünaamilise hõõrdumise” mõju IMBH kiirust ja see langeb üha madalamale, jõudes hiiglaslikule mustale augule lähemale. Selle tulemusena satub IMBH ülimassiivse musta augu vahetusse lähedusse. Seega oleks loodus võinud Cooperile sellise gravitatsioonilise kõrvalekalde allika pakkuda."

Gravitatsioonilise kada tegeliku rakenduse jaoks vaadake näiteks planeetidevaheliste kosmoselaevade näidet, vaadake reisijate ajalugu.