Untuk pengesanan dan kajian lubang hitam, dua kes pertambahan khas adalah yang paling penting: pertambahan ke dalam sistem binari dan pertambahan ke lubang hitam supermasif, yang berkemungkinan terletak di pusat-pusat galaksi. Dalam kedua-dua kes, gas berakresi mempunyai momentum sudut intrinsik yang sangat besar. Akibatnya, unsur gas berputar mengelilingi lubang hitam di orbit Keplerian, membentuk cakera atau torus di sekelilingnya. Kelikatan memainkan peranan penting dalam pertambahan. Kelikatan melembapkan momentum sudut setiap elemen gas, yang membolehkan gas berputar secara beransur-ansur di sekeliling lubang hitam dalam lingkaran yang menumpu ke arah pusat. Pada masa yang sama, kelikatan memanaskan gas, menyebabkan ia mengeluarkan sinaran. Kemungkinan sumber kelikatan adalah pergolakan dalam cakera gas dan medan magnet yang huru-hara. Malangnya, kami tidak mempunyai pemahaman fizikal yang memuaskan tentang kelikatan berkesan. Medan magnet berskala besar juga boleh memainkan peranan penting dalam fizik pertambahan.
Sifat cakera pertambahan ditentukan oleh kadar pertambahan gas. Ukuran penting kecerahan sebarang pertambahan pada lubang hitam ialah kecerahan Eddington yang kritikal
di sini Mh ialah jisim lohong hitam, mp ialah jisim selebihnya bagi proton, yT ialah keratan rentas Thomson. Ini adalah tepat kecerahan di mana tekanan sinaran betul-betul mengimbangi daya graviti yang disebabkan oleh jisim Mh untuk plasma terion sepenuhnya.
Ukuran yang berguna bagi kadar pertambahan ialah apa yang dipanggil "kadar pertambahan kritikal":
di mana LE diberikan oleh formula (11). Kami juga akan menggunakan nisbah tanpa dimensi.
Model pertama pertambahan cakera adalah agak mudah. Perhatian utama mereka tertumpu kepada kes kadar pertambahan sederhana< 1. Впоследствии были разработаны теории для случаев ~ 1 и >1. Teori-teori ini mengambil kira proses kompleks dalam memancarkan plasma dan pelbagai jenis ketidakstabilan.
Sumber kilauan untuk pertambahan cakera ialah tenaga graviti, yang dilepaskan sebagai lingkaran gas ke arah lubang hitam. Kebanyakan tenaga graviti dibebaskan, menjana sebahagian besar kilauan, di bahagian dalam cakera. Mengikut teori, untuk model paling mudah ini jumlah kecerahan cakera adalah
di mana pekali q bergantung kepada halaju sudut lubang hitam. Nilai ini adalah pada urutan 1 untuk lubang hitam tidak berputar dan pada urutan 10 untuk lubang hitam berputar dengan cepat.
Kadar pertambahan ialah parameter luaran arbitrari yang ditentukan oleh sumber gas (contohnya, aliran gas dari lapisan luar atmosfera bintang pendamping dalam sistem binari). Kami menormalkan mengikut magnitud kerana berkemungkinan ini ialah kadar pertambahan ciri di mana bintang biasa membuang gas ke pasangan lubang hitamnya. Model ini mengandaikan bahawa gas yang bertambah adalah agak sejuk, dengan suhu yang jauh lebih rendah daripada suhu virial yang sepadan dengan tenaga potensi dalam medan graviti. Seperti yang ditunjukkan oleh anggaran, dalam keadaan sedemikian cakera nipis secara geometri boleh dibentuk (ketebalan 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.
Model cakera pertambahan nipis tidak dapat menjelaskan spektrum keras yang diperhatikan dalam aliran pertambahan di sekeliling lubang hitam dalam banyak kes yang diperhatikan. Beberapa jenis model aliran pertambahan panas telah dicadangkan, seperti model dengan korona panas di atas cakera pertambahan nipis standard.
Dalam model lain, ion di kawasan dalam adalah panas, Ti ? 10 11 K, dan elektronnya jauh lebih sejuk, Te ? 10 9 K. Cakera dalam ini lebih tebal daripada cakera model “standard” dan menghasilkan kebanyakan sinar-x. Model dengan ion panas dan elektron sejuk secara optikal nipis.
Perkembangan selanjutnya teori pertambahan cakera membawa kepada model yang lebih kompleks. Telah ditunjukkan bahawa apabila kilauan mencapai nilai kritikal (bersamaan dengan nilai susunan kesatuan), tekanan sinaran di bahagian dalam cakera melebihi tekanan gas dan cakera mempunyai ketidakstabilan terma dan likat. Untuk nilai yang sangat besar> 80, sebahagian besar tenaga plasma hilang disebabkan oleh advection ke arah ufuk lubang hitam, kerana sinaran ditangkap oleh gas yang bertambah dan tidak boleh meninggalkan sistem dalam pertimbangan. Proses ini menstabilkan aliran gas dan menghalang pertumbuhan gangguan. Advection juga mungkin penting untuk nilai yang lebih kecil. Pada kadar pertambahan yang lebih tinggi, ketebalan cakera pertambahan menjadi setanding dengan jejarinya. Model moden mengambil kira kecerunan tekanan jejarian dan pergerakan gas jejarian. Di bahagian paling dalam cakera dan sehingga lubang hitam, aliran gas adalah supersonik.
Baru-baru ini, teori cakera panas optik nipis jenis khas telah dibangunkan. Dalam model ini, kebanyakan tenaga yang dilesapkan oleh kelikatan diarahkan oleh gas yang bertambah dan hanya sebahagian kecil daripada tenaga yang dipancarkan. Ini disebabkan oleh fakta bahawa ketumpatan gas sangat rendah sehingga kecekapan pancaran sinaran sangat rendah. Model sedemikian dipanggil advective dominated. Mereka telah digunakan dengan berjaya pada beberapa objek angkasa tertentu.
Kesimpulannya, kami perhatikan bahawa bagi sesetengah model pertambahan cakera pembentukan pasangan elektron-positron mungkin penting. Kami percaya bahawa model baharu yang menggabungkan kemajuan terkini dalam fizik plasma akan memainkan peranan penting dalam astrofizik lubang hitam moden.
R. A. Sunyaev, Ahli Akademik Akademi Sains Rusia, Pengarah Institut Astrofizik Persatuan Max Planck, Ch. saintifik rakan sekerja IKI RAS
Saya tidak tahu mengapa, tetapi apabila mereka bertanya tentang salah seorang kawan atau kenalan baik saya, orang ini muncul di depan mata saya ketika saya bertemu dengannya buat kali pertama atau pada saat dia membuat kesan terbesar kepada saya. Dan sekarang saya melihat Nikolai Ivanovich (Kolya) Shakura sebagai pelajar yang berasal dari perkampungan Belarusia, dengan mata yang berkilauan, pantas dalam pergerakannya dan dalam menjawab sebarang soalan (lagipun, pada masa itu dia berlari seratus orang. meter, mengambil bahagian dalam kejohanan Universiti Negeri Moscow). Saya masih ingat dia di asrama Universiti Negeri Moscow dengan anak sulungnya (yang sudah lama menjadi bapa sendiri) dalam pelukannya, saya masih ingat hujah kami pada awal 1970-an, ketika kami bekerja secara intensif bersama-sama dan menulis artikel yang masih kami banggakan, mesyuarat kami di bilik pertamanya ( disingkirkan oleh Yakov Borisovich Zeldovich serentak dengan pendaftaran di Moscow) di sebuah apartmen komunal di rumah guru Universiti Negeri Moscow bertentangan dengan pawagam Progress, yang telah lama hilang. Pot teh, diminum secara bergantian dengan dia dan saya, pertama di dalam bilik di Profsoyuznaya, dan kemudian dalam koperasi di Yugo-Zapadnaya, panggilan malam yang panjang. Saya masih ingat Kolya di puncak gunung berapi Etna dan bercakap di seminar terkenal yang diketuai oleh Zeldovich, V.L.S. Shklovsky di SAI di Moscow State University. Saya juga masih ingat bagaimana YaB (Zeldovich) memberitahu saya bahawa dia mempunyai pelajar baru di polis trafik dan adalah bagus jika kami bekerjasama. YaB sangat berminat dengan teori pertambahan pada lubang hitam dan bintang neutron, dan sehingga akhir hayatnya, rakan bicara terbaiknya mengenai topik ini ialah pelajar siswazahnya, kemudian pelajar siswazah dan rakan usaha sama N. I. Shakur. Adalah luar biasa bahawa Kolya masih mengetuai jabatan astrofizik relativistik di Institut Artileri Negeri, yang diasaskan dan dipimpin oleh YaB selama bertahun-tahun.
Saya suka foto dengan Kolya di papan hitam di bilik persidangan polis trafik, diambil hampir 40 tahun yang lalu pada tahun 1970-an, ketika kami banyak bekerja bersama. Foto ini mengingatkan tahun-tahun ketika saya dan Kolya mendapat hasil yang menarik, tetapi tidak ada masa atau wang untuk lawatan tetap ke pendandan rambut. 
Bekerja seiring. N. I. Shakura dan R. A. Syunyaev, 1979.
Gambar dari arkib makmal foto SAI MSU
Pelajar N.I. Shakura (1964). Dari arkib keluarga Kolya, seperti kebanyakan pelajar YaB dalam bidang kosmologi dan astrofizik relativistik, sangat bertuah. Dia bertemu dengan YaB (tidak dinafikan salah seorang ahli fizik yang paling cemerlang yang, selepas berjaya bekerja pada senjata, memutuskan untuk mula bekerja dalam astrofizik, jauh dari mana-mana aplikasi terestrial) semasa era "ribut dan tekanan" dalam sains ini, apabila secara harfiah setiap tahun membawa keuntungan besar kepada penemuan pemerhatian kepada akibatnya. Dan Kolya berjaya dalam sesuatu yang hanya beberapa orang lain berjaya: dia adalah pengarang "Teori Standard Pertambahan Cakera ke Lubang Hitam dan Bintang Neutron," artikel yang paling banyak disebut dalam astrofizik teori dunia (dalam beberapa tahun kebelakangan ini, lebih daripada pautan setiap hari ), diperincikan dalam berpuluh-puluh ulasan, buku dan buku teks. Dalam tahun-tahun kebelakangan ini, lebih daripada satu pertiga daripada petikan karya ini adalah kepada artikel mengenai cakera protoplanet dalam sistem bintang muda. Dan di belakangnya Kolya mempunyai model pertambahan gas sfera yang pertama dan banyak disebutkan di dunia pada bintang neutron dengan medan magnet yang lemah (ditulis bersama dengan YaB), sebuah artikel mengenai ketidakstabilan terma cakera pertambahan yang dikuasai sinaran; penerbitan idea tentang pengaliran keluar jirim daripada cakera pertambahan dengan kilauan super-Eddington, kini diperhatikan dalam banyak quasar, dan pemanasan kawasan luar cakera oleh sinaran keras zon tengahnya, yang menampakkan dirinya dengan jelas dalam cakera di sekeliling bintang muda; dan banyak lagi yang lain.
70 tahun adalah ambang yang serius. Tetapi dunia sains mengenali ramai orang yang kekal produktif walaupun selepas 70. Saya gembira bahawa dalam beberapa tahun kebelakangan ini Kolya, dengan kerjasama K. A. Postnov, P. K. Abolmasov dan rakan sekerja yang lebih muda, menulis beberapa karya indah mengenai teori pertambahan dan tafsiran data pemerhatian. Karya-karya ini telah pun diiktiraf dan dipetik secara meluas. Saya ingin mendoakan Kolya untuk terus bekerja secara aktif, bercakap di persidangan dengan idea-idea baru dan ulasan yang cemerlang, dan terus memukau lelaki dan wanita muda yang percaya bahawa "dinosaur" dengan sumbangan besar kepada sains seperti Nikolai Ivanovich hanya boleh wujud. pada masa lalu yang jauh. 
doc. fizik dan matematik Sains, Ch. saintifik rakan sekerja IKI RAS
Tidak lama selepas memasuki sekolah siswazah, bos saya, Ya B. Zeldovich, mengarahkan saya untuk datang ke kuliahnya mengenai astrofizik, yang dia berikan di jabatan fizik Universiti Negeri Moscow. Selepas kuliah, kedengaran laporan pelajar tentang kerja yang telah dibuat, yang mana YaB juga meninggalkan saya untuk mendengarnya. Di sana saya mula-mula melihat Kolya Shakura, yang menceritakan sesuatu dengan bijak, manakala pelajar lain menggumam agak tidak dapat difahami.
Pada tahun 1967, di kongres Kesatuan Astronomi Antarabangsa di Prague, YaB bercakap tentang penyelidikan tentang pertambahan ke atas bintang neutron, yang mereka lakukan bersama-sama dengan Kolya, tentang kejatuhan jirim ke atas bintang neutron tanpa medan magnet. Apabila pulang ke rumah, saya mencadangkan kepada Alik Friedman bahawa kita mempertimbangkan masalah yang sama dengan kehadiran medan magnet yang kuat bintang neutron. Di sana adalah perlu untuk mengambil kira pelbagai kesan plasma yang sedang diusahakan oleh Alik. Menjelang akhir tahun 1967, kerja itu hampir siap, saya memberitahu YaB mengenainya, yang mengambilnya tanpa semangat. Dia memberitahu kami untuk mengesahkan beberapa dakwaan, dan dia juga bersikap tenang tentang idea medan magnet yang kuat dari bintang neutron. Semua ini menyejukkan semangat kami, dan kerja itu ditinggalkan. Pada musim bunga tahun 1968, penemuan pulsar diumumkan, dan YaB segera mengarahkan karya itu diterbitkan dalam bentuk asalnya. Adalah menarik bahawa artikel kami telah diterima oleh editor Jurnal Astronomi pada 19 Ogos 1968, serentak dengan artikel oleh YaB dan Kolya pada pertambahan ke bintang tanpa medan magnet. Selepas cemerlang mempertahankan tesisnya, Kolya memasuki sekolah siswazah, di mana, di bawah pimpinan YaB, dia mempelajari teori pertambahan cakera jirim dengan momentum sudut tinggi ke lubang hitam. Pertambahan cakera sebelum ini telah dipertimbangkan berkaitan dengan pembentukan planet, dan dalam karya D. Linden-Bell pada tahun 1969, model quasar, atau nukleus galaksi aktif, telah dicadangkan dalam bentuk hitam supermasif. lubang dengan cakera pertambahan. Kemudian model ini adalah perintis, tetapi kini ia telah diterima umum, disahkan oleh pemerhatian.
Kesukaran utama model adalah keperluan untuk mengambil kira kelikatan gelora, yang diperlukan untuk mencipta aliran jirim ke dalam lubang hitam untuk menyokong kilauan yang diperhatikan. Kerja Coley, yang diterbitkan dalam Jurnal Astronomi pada tahun 1972 dan dihantar ke akhbar setahun sebelumnya, adalah yang pertama mencadangkan formula fenomenologi mudah untuk komponen utama ketegangan likat, yang menentukan aliran jisim dari cakera pertambahan ke dalam lubang hitam:
t rφ = α P, (1)
di mana R ialah tekanan, dan α ialah pekali berangka kurang daripada kesatuan, dianggarkan daripada pemerhatian. Kesederhanaan dan kejelasan formula ini telah menjadikannya sangat popular dalam semua bidang astrofizik di mana cakera pertambahan ditemui, dalam sistem protoplanet dan binari, dan dalam nukleus galaksi.
Walau bagaimanapun, sejumlah besar rujukan kepada formula ini bukan dari karya asal dalam Jurnal Astronomi, tetapi dari artikel berikutnya oleh Shakura bersama R. A. Syunyaev, diterbitkan pada tahun 1973 dalam jurnal Eropah Astronomi dan Astrofizik. Sebagai tambahan kepada populariti jurnal ini yang lebih ketara berbanding Jurnal Astronomi, artikel ini membentangkan teori pertambahan dengan lebih terperinci dan dengan cara yang lebih mudah diakses. Di samping itu, ia mengandungi lebih banyak aplikasi astrofizik. Mengusahakan artikel 1973 memerlukan Kolya usaha yang luar biasa. Saya masih ingat betapa letihnya dia datang ke bilik kami di Institut Matematik Gunaan dan duduk dengan pandangan yang terpisah tanpa kata-kata atau pergerakan. Tingkah laku ini agak misteri kepada saya, kerana kerja pada artikel ini dijalankan tanpa perbincangan dalam seminar. Nampaknya, YaB adalah salah seorang daripada segelintir orang, dan mungkin satu-satunya orang, yang mengetahui kerja ini, dan, seperti biasa, memberikan nasihat, komen dan arahan yang berharga.
Perlu diingatkan bahawa sudah dalam kertas Linden-Bell 1969 seseorang boleh mencari kesan tersirat formula ini (1). Linden-Bell mengandaikan bahawa kelikatan ditentukan oleh medan magnet yang huru-hara, yang, di bawah syarat pengagihan sama tenaga haba dan magnet yang digunakan olehnya, dikurangkan dengan tepat kepada formula (1). Karya Pringle dan Rees pada tahun 1972 menganggap perihalan fenomenologi yang sedikit berbeza tentang kelikatan gelora, yang tidak mempunyai kesederhanaan dan kejelasan formula (1) dan oleh itu tidak meluas.
Kolya dan saya telah menerbitkan beberapa karya, yang dengan sendirinya mungkin tidak buruk, tetapi tidak boleh dibandingkan dengan formula (1), yang boleh dianggap sebagai formula fenomenologi utama dalam teori pertambahan cakera. 
A. M. Cherepashchuk, Ahli Akademik Akademi Sains Rusia, Pengarah SAI MSU
Kolya Shakura dan saya belajar bersama di jabatan astronomi jabatan fizik Universiti Negeri Moscow. Apabila saya sudah menjadi pelajar siswazah, Kolya (di bawah bimbingan Ahli Akademik Ya. B. Zeldovich) sedang menyiapkan kerja diplomanya mengenai pengiraan spektrum sinar-X semasa pertambahan sfera jirim ke atas bintang neutron tunggal tanpa medan magnet. Karya ini diterbitkan oleh beliau bersama Ya B. Zeldovich dalam Jurnal Astronomi pada tahun 1969. 
Foto oleh O. S. Bartunov Kemudian, sudah sebagai pelajar siswazah, Kolya menerbitkan, juga dalam Jurnal Astronomi, kerja pertamanya mengenai pertambahan cakera jirim ke objek relativistik dalam sistem binari rapat. Saya menyaksikan bagaimana Kolya duduk selama beberapa hari dan minggu di perpustakaan polis trafik, mengalami "pedih kreativiti" semasa melakukan kerja yang indah ini dan menulis artikel yang sepadan. Ini diikuti dengan penerbitan artikel yang kini terkenal oleh N. I. Shakura dan R. A. Sunyaev mengenai pertambahan cakera ke lubang hitam, di mana kesan Pengkomptonan spektrum sinar-X telah diambil kira dan model pertambahan superkritikal telah dibina. Penerbitan karya ini bertepatan dengan permulaan pemerhatian sinar-X yang sistematik di langit dari UHURU khusus orbit Amerika. Terima kasih kepada kerja N.I. Shakura dan R.A. Syunyaev, sifat banyak sumber sinar-X padat yang ditemui oleh pemerhatian ini dengan cepat difahami. Kesimpulan dibuat tentang penemuan sistem binari sinar-X yang terdiri daripada bintang optik biasa dan objek relativistik yang bertambah. Pada tahun 1972 dalam edisi ekspres antarabangsa IBVS Artikel oleh sekumpulan pengarang (A. M. Cherepashchuk, Yu. N. Efremov, N. E. Kurochkin, N. I. Shakura, R. A. Syunyaev) telah diterbitkan, khusus untuk tafsiran kebolehubahan optik salah satu sistem binari sinar-X gerhana yang pertama ditemui - Sistem HZ Hercules. Berdasarkan penemuan teori pertambahan cakera, penulis menunjukkan bahawa sebab utama kebolehubahan optik sistem ini adalah kesan pantulan, lebih tepat lagi, kesan pemanasan permukaan bintang optik oleh sinaran sinar-X yang kuat daripada bintang neutron yang bertambah. Kini kajian mengenai manifestasi optik sistem binari sinar-X telah berkembang menjadi kawasan astrofizik yang berasingan, di mana beberapa keputusan penting telah diperolehi. Khususnya, jisim kira-kira tiga dozen lubang hitam bintang diukur.
Pada masa ini, N.I. Shakura mengetuai jabatan astrofizik relativistik, yang dibuat di SAI atas inisiatif Ya. Institut berbangga mempunyai saintis yang cemerlang dalam kakitangannya. Saya sangat menghargai persahabatan saya selama bertahun-tahun dengan Kolya dan mengucapkan tahniah kepadanya pada hari lahirnya yang ke-70.
1. Shakura N. I., Syunyaev R. A. Lubang hitam dalam sistem binari. Penampilan pemerhatian // Astronomi dan Astrofizik, 1973. V. 24. P. 337−355.
2. Zeldovich Ya. B., Shakura N. I. sinaran X-ray semasa pertambahan gas ke atas bintang neutron // Jurnal Astronomi, 1969. T. 46. P. 225−236.
3. Shakura N. I., Sunyaev R. A. Teori ketidakstabilan pertambahan cakera pada lubang hitam dan kebolehubahan sumber sinar-X binari, nukleus galaksi dan quasar // MNRAS, 1976. V. 175. P 613−632.
4. Bisnovaty-Kogan G.S., Fridman A.M. Mengenai mekanisme sinaran X-ray daripada bintang neutron // Jurnal Astronomi, 1969. T. 46. P. 721−724.
5. Lynden-Bell D. Nuclei Galactic as Collapsed Old Quasars // Nature, 1969. V. 223. P. 690−694.
6. Shakura N.I. Model cakera pertambahan gas oleh bintang relativistik dalam sistem perduaan rapat, Astronomicheskiy zhurnal, 1972. Vol. 49, ms. 921−929.
7. Pringle J. E., Rees M. J. Model Cakera Akresi untuk Sumber X-Ray Padat, Astronomi dan Astrofizik, 1972. V. 21. P. 1−9.
8. Cherepashchuk A. M., Efremov Yu. N., Kurochkin N. E., Shakura N. I., Sunyaev R. A. Mengenai Sifat Variasi Optik HZ Her = Her X1 // Buletin Maklumat mengenai Bintang Boleh Ubah, 1972. V. 720. P. 1.
Kami ingin mengucapkan terima kasih atas kerja anda pada gambar.
T. A. Birule dan O. S. Bartunov
CAKERA AKRESI - cakera yang dibentuk oleh gas yang mengalir ke bintang padat (kerdil putih, bintang neutron, lubang hitam) daripada bintang pendamping dalam sistem binari. AD menunjukkan diri mereka dalam X-ray. sinaran, dan dalam optik julat gerhana bintang yang boleh dilihat, kebolehubahan kecerahan disebabkan oleh ketidakstabilan atau precession cakera, serta bifurkasi ciri spektrum. garisan. AD bertanggungjawab untuk banyak manifestasi pemerhatian roentgens berganda. sumber, pembolehubah suar (meletup), bintang jenis U Gemini, dsb. A.D. memancarkan kedua-duanya disebabkan oleh pembebasan jirim dan disebabkan oleh pemprosesan dan pancaran semula oleh permukaan luar. kawasan cakera keras (gelombang pendek) sinaran dari sumber pusat dan dalaman. kawasan cakera. Pertambahan cakera jirim (pertambahan jirim dengan momentum sudut yang besar, yang membawa kepada pembentukan AD) ke lubang hitam supermasif. salah satu penjelasan yang paling biasa untuk aktiviti nukleus galaksi dan quasar. Teori pertambahan cakera gas antara bintang pada bintang neutron tunggal dan lubang hitam juga sedang dibangunkan. Cakera habuk gas protoplanet, nampaknya, dalam banyak cara serupa dengan AD (lihat).
Mekanik pertambahan cakera. Kejatuhan jejari simetri sfera jirim ke pusat graviti (bintang, lohong hitam, dll.) hanya boleh dilakukan pada tekanan hentakan rendah. momentum sudut (jisim unit momentum sudut) bahan jatuh. Jika bahan yang jatuh mempunyai, ia bermakna. momentum sudut tertentu l 0, maka hukum pemuliharaan momentum sudut tidak membenarkan jirim mendekati pusat graviti lebih dekat daripada jarak R 0 = l 0 2 /G = 2 l 0 2 /r g c 2 , dengan l o bertepatan dengan pukulan. momentum sudut jirim dalam orbit Keplerian bulat mengelilingi objek berjisim . Di sini r g = 2G/c 2 - objek padat. (Untuk mendekati bintang pada jarak yang lebih pendek, jirim mesti mengurangkan momentum sudutnya.) Perlanggaran antara zarah gas dengan cepat mewujudkan arah putaran pilihan (ditentukan oleh jumlah momentum sudut jirim yang jatuh), dan akibat sinaran penyingkiran tenaga, kehilangan komponen halaju berserenjang dengan satah berlaku putaran. Akibatnya, gas yang jatuh (bertambah) daripada rentak. momentum sudut l 0 hendaklah dikumpulkan ke dalam gelang sempit dan nipis berjejari R 0 . Lebar gelang ditentukan oleh serakan (sebaran) nilai awal rentak. momentum sudut, dan ketebalan ialah suhu bahan dalam gelang. Disebabkan sifat kebezaan putaran Keplerian (kelajuan putaran berbeza pada jarak R yang berbeza), ia boleh berlaku dalam gelang (nombor Reynolds biasanya agak tinggi). Kelikatan bergelora (atau magnet, dengan adanya medan magnet berskala kecil) membawa kepada penyebaran cincin. Int. lapisan cincin, berputar lebih cepat, menghantar luaran. lapisan sebahagian daripada momentum sudut dan menghampiri bintang, dan lapisan luar bergerak menjauhinya kerana pemerolehan momentum sudut tambahan. Oleh itu, sebahagian daripada bahan bergerak ke arah pusat graviti, dan sebahagian lagi mengalir keluar daripadanya, mengambil bersamanya momentum sudut yang berlebihan. Ini adalah bagaimana AD terbentuk.
Perkara dalam cakera bergerak dalam orbit Keplerian yang hampir bulat, tetapi terdapat juga komponen halaju jejarian kecil, iaitu, trajektori zarah mewakili lingkaran berpusing perlahan. Gas mengalir ke arah pusat graviti, dan dalam arah yang bertentangan, akibat daripada tindakan daya geseran, momentum sudut yang berlebihan dan aliran mekanikal yang sepadan dikeluarkan. tenaga.
Dalam sistem bintang berkembar (lihat) sumber jirim yang membentuk AD ialah. bintang biasa (tidak merosot). Jika normal, komponen sistem dwi mengisi kritikalnya. Roche, kemudian kehilangan jisim berlaku melalui dalaman. Titik Lagrange (lihat). Disebabkan oleh tindakan daya Coriolis, jet terbentuk yang menyuapkan AD dengan bahan (Rajah 1, 2 (I)). Satu ciri "titik panas" terbentuk di persimpangan jet dan cakera.
Kalau macam biasa. komponen tidak mengisi nilai kritikalnya. Lobus Roche dan kehilangan jisim melalui (Rajah 2 (II, a)), maka AD juga boleh dibentuk daripada bahagian jirim ini yang ditangkap oleh objek padat Untuk ini, adalah perlu jejari R 0 melebihi jejari bintang (atau jejari magnetosferanya jika terdapat medan sihir yang kuat) atau beberapa. graviti jejari dalam kes lubang hitam. Pada kadar pertambahan yang agak rendah (jumlah jirim yang jatuh ke pusat graviti per unit masa), bintang hadapan terbentuk di hadapan bintang relativistik, di mana gas dipanaskan pada suhu T > m p v 2 /6k > 10 7 K (m p - jisim proton, kelajuan angin bintang v~ 10 3 km/s). Di sebalik gelombang, keadaan untuk pertambahan simetri sfera direalisasikan (Rajah 2(II,b)). Dalam keadaan ini, momentum sudut jirim yang ditangkap biasanya kecil dan cakera hanya boleh terbentuk dalam kes pertambahan ke lubang hitam atau bintang neutron tanpa medan magnet yang kuat. padang. Dalam kes kadar pertambahan yang tinggi, apabila gas supersonik mengalir bersilang di belakang bintang relativistik, gelombang kejutan terbentuk, yang bertukar menjadi haba dan sebahagian daripada tenaga kinetik dipancarkan. aliran tenaga. Pertambahan dan pengaliran keluar jirim berlaku dalam kon sempit di belakang bintang relativistik (Rajah 2 (II, c)).
Ext. Sempadan A.D. nampaknya ditentukan oleh tindakan daya pasang surut pada cakera dari norma. komponen. Apabila saiz A.D. adalah lebih kurang separuh daripada saiz kritikal. Lobus Roche bagi daya pasang surut bintang padat dalam cakera likat memastikan momentum sudut dipindahkan ke pinggir luar cakera dan AD tidak merebak lebih jauh. Ini meningkatkan momentum sudut orbit sistem binari. Perlu juga diperhatikan bahawa dalam sistem binari, orbit Keplerian yang tidak bersilang tertutup hanya wujud dalam kira-kira separuh jejari kritikal. Roche lobus bintang padat.
Pelepasan tenaga dalam cakera. Apabila bahan bergerak secara jejari, graviti dibebaskan. tenaga yang diubah menjadi haba dan dipancarkan oleh permukaan AD Sesungguhnya, apabila menggerakkan jisim gas tertentu m" dari orbit Keplerian bulat dengan jejari R 1 ke orbit dengan jejari 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.
Pindaan s = , di mana R dalam - dalaman. Sempadan AD sepadan dengan mekanik Newton. Dalam kes pertambahan ke Schwarzschild f-la ia memberikan ralat sehingga 20%.
Spektrum pelepasan cakera terdiri daripada spektrum pelepasan cincin sepusat isoterma. Sebagai anggaran pertama, kita boleh mengandaikan bahawa setiap titik pada permukaan cakera memancar sebagai jasad yang benar-benar hitam. Mengetahui jenis pergantungan Q(R), anda boleh mencari pergantungan suhu permukaan cakera pada pangkalan. parameter tanpa dimensi:
mana kritikal aliran jisim sepadan dengan . Ia mengikuti abs itu. tempo cakera
T = (Q/s) 1/4 =2 . 10 7 r -3/4 m -1/4 1/4 s 1/4 (K)
(s ialah pemalar Stefan-Boltzmann), iaitu, berhampiran bintang neutron atau lubang hitam jisim bintang, cakera harus mengeluarkan sinar-x. julat, dan pinggir cakera hendaklah sejuk dan memancarkan terutamanya dalam IR dan optik. julat. (Dalam kes pertambahan ke lubang hitam berputar di zon 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 daripada kekerapan v) cakera. Pada h v> k T max (T max - max, temp-pa permukaan cakera) fluks sinaran berkurangan secara eksponen. Pada julat frekuensi yang luas F v ~ v 1/3. Pada hakikatnya, permukaan zarah aktif tidak memancar sebagai badan hitam sepenuhnya, akibatnya penyelewengan yang kuat dari undang-undang ini diperhatikan.
Sempadan dalam dan kecerahan cakera. Dalam kes AD di sekitar lubang hitam Schwarzschild, orbit Keplerian yang stabil hanya wujud pada RR в = 3rg. Oleh itu, dalaman sempadan cakera betul-betul jejari R dalam. Di rantau R, tenaga pengikat jisim m" dalam orbit Keplerian stabil terakhir ialah 0.057 m" s 2 . Oleh itu, pada kadar pertambahan, kecerahan cakera di sekeliling lubang hitam Schwarzschild hendaklah 
. Dalam kes lubang hitam berputar, jika paksi putaran lubang hitam dan cakera bertepatan, A.D. boleh memanjang ke Rв = r g /2. Dalam kes ini, cakera boleh ditukar kepada haba dan dipancarkan oleh permukaannya sehingga . Walau bagaimanapun, sebahagian besar sinaran, disebabkan kelengkungan trajektori sinaran cahaya, diserap oleh lubang hitam atau mengalami sinaran yang kuat. Kecerahan cakera untuk pemerhati jauh tidak boleh melebihi .
Apabila bertambah pada bintang (kerdil putih, bintang neutron) dalaman. sempadan cakera R di terletak berhampiran permukaan bintang R n Jika bintang mempunyai medan magnet yang kuat. medan magnetosferanya menghalang penembusan cakera ke permukaan bintang dan mengganggu corak pertambahan cakera dalam zon R > R m, iaitu di kawasan magnetosfera di mana tekanan magnet. medan dibandingkan dengan tekanan haba plasma dalam cakera. Jika bintang berputar dengan halaju sudut W, maka terdapat jejari di mana kelajuan putaran magnetosfera dan jirim dalam cakera Keplerian 
padankan. Jejari ini dipanggil jejari korosi Rc Nampaknya, bagi kebanyakan orang, di mana pertambahan cakera berlaku, nilai Rm adalah hampir dengan Rc.
Tenaga pengikat jisim m" dalam orbit Keplerian dengan jejari R = R p adalah sama dengan . Akibatnya, kecerahan cakera
Jika dalaman Oleh kerana sempadan tekanan atmosfera ditentukan oleh interaksinya dengan magnetosfera, maka R m harus digantikan dalam medan ini dan bukannya R p.
Lapisan sempadan. Apabila bertambah ke atas bintang dengan medan magnet yang lemah. Medan AD mesti meluas sehingga ke permukaan bintang. Dalam cakera berhampiran permukaan bintang, halaju zarah ialah Keplerian ( 
), dan kelajuan putaran bintang di khatulistiwa ( v n = W R n) jauh lebih kecil daripada Keplerian. Akibatnya, nipis (D R<< R п)
пограничный слой, в к-ром происходит
эффективное торможение аккрецирующего
вещества (тангенциальная скорость падает от
v kepada kepada v n) dan pembebasan tenaga yang berkuasa. Tenaga dilepaskan dalam lapisan sempit, yang sama dengan pelepasan tenaga dalam cakera aktif yang dilanjutkan kurang daripada luas permukaan cakera, sinarannya boleh menjadi lebih keras (panjang gelombang pendek). Gambar nyahpecutan zarah aliran pertambahan dalam lapisan sempadan boleh dibandingkan dengan nyahpecutan satelit di atmosfera Bumi. Pertama, satelit perlahan-lahan (dalam banyak pusingan) kehilangan sedikit kelajuannya, berkurangan, memasuki lapisan padat atmosfera dan diperlahankan sepenuhnya dalam masa kurang daripada satu revolusi.
Ketidakstabilan dan kebolehubahan sinaran AD pertambahan cakera adalah stabil di zon di mana sumbangan utama kepada tekanan datang daripada tekanan bahan. Tetapi di dalam, zon terpanas cakera ia mendominasi. Dalam zon ini cakera tidak stabil. Ketidakstabilan terma dan dinamik membawa kepada pembahagian jirim kepada gelang dan lapisan yang lebih panas dan sejuk. Masa ciri ketidakstabilan adalah sangat kecil - mengikut urutan beberapa kali. putaran mengelilingi pusat graviti. Ketidakstabilan boleh membawa kepada kebolehubahan dalam sinaran cakera dan pembentukan dalaman. zon cakera plasma panas dengan suhu berbeza untuk elektron (T e = 3 . 10 8 - 10 9 K) dan proton (T p ~10 10 - 10 11 K). Masa ciri kebolehubahan sinaran lubang hitam (masa perubahan ketara dalam keamatan sinaran) boleh menjadi sangat singkat, kerana masa revolusi jirim yang bertambah di sekeliling lubang hitam c berhampiran orbit stabil terakhir adalah hampir 1 Cik.
Jika, akibat ketidakstabilan, "titik panas" terang terbentuk pada lubang hitam, maka dengan memerhatikan sinarannya, seseorang boleh mendapatkan maklumat unik tentang parameter lubang hitam dan, khususnya, menentukan sama ada ia berputar atau bukan. "Titik panas" dalam dalaman kawasan cakera akan mempunyai kelajuan relativistik v kepada dari 1/3 hingga 1/2 kelajuan cahaya. Pada sudut kecondongan cakera yang besar (garis penglihatan adalah dekat dengan satah cakera), ini akan membawa kepada peningkatan sinaran tempat apabila ia bergerak ke arah pemerhati, dan kelemahan mendadak apabila ia bergerak menjauh. daripada pemerhati. Corak kuasi-berkala ciri harus muncul. kebolehubahan sinaran titik. Tempat sedemikian boleh memainkan peranan sebagai probe yang dilancarkan ke arah lubang hitam - x-ray berubah-ubah. pelepasan bintik boleh menunjukkan cara ia menghampiri orbit stabil terakhirnya dan berpusing hilang dari pandangan.
Cakera di sekeliling lubang hitam supermasif. Aktiviti ini dijelaskan (dalam rangka kerja salah satu model teori yang paling meluas mengenai aktiviti objek ini) dengan penambahan cakera ke supermasif (dari 10 5 hingga 10 9) lubang hitam yang terletak di teras. Gas yang bertambah datang daripada galaksi yang mengelilingi teras aktif (ia adalah hasil daripada angin bintang, letupan bintang, gangguan pasang surut bintang yang terbang melepasi lubang hitam supermasif, dan juga boleh memasuki galaksi apabila gas antara galaksi panas menyejuk). kritikal Kilauan cakera di sekeliling lubang hitam meningkat mengikut perkadaran jisimnya, supaya kecerahan kuasar L ~ 10 47 erg/s mudah dijelaskan dengan pertambahan cakera jirim c setahun ke dalam lubang hitam dengan jisim . A.D. mempunyai dua arah yang ditetapkan (di sepanjang paksi cakera), di mana jirim boleh dipercepatkan disebabkan oleh kedua-dua tekanan sinaran dan medan magnet elektrik. angkatan. Ini membuka kemungkinan untuk menjelaskan sifat pelepasan (jet) yang diperhatikan dalam nukleus galaksi dan quasar, serta dalam
Penerbitan dengan perkataan: cakera pertambahan
Sikap saya terhadap anugerah negeri sangat samar-samar, serta terhadap pilihan raya ke akademi: terdapat banyak politik, aktiviti peribadi, sains sering memudar ke latar belakang. Pada masa muda saya, saya sangat kagum dengan kisah seorang ahli akademik yang bercita-cita tinggi yang menerima hadiah ini dua kali, untuk keputusan astronomi yang hampir sama, kontroversi dan samar-samar.
Tetapi semalam, anugerah tertinggi Rusia telah dianugerahkan kepada karya yang tidak diragukan lagi merupakan salah satu pencapaian paling cemerlang dalam teorastrofizik Soviet: teori Shakura-Sunyaev tentang pertambahan standard:
Dari ucapan tahniah kepada Nikolai Ivanovich Shakura di laman web Universiti Negeri Moscow:
Kerja penyelidik adalah berkaitan dengan kajian teori lubang hitam, atau lebih tepat lagi, perkara yang jatuh ke dalam lubang hitam. Semasa berputar, ia tidak boleh segera jatuh ke objek padat dan membentuk cakera di sekeliling lubang hitam - fenomena ini dipanggil "pertambahan cakera." Hasil daripada peralihan tenaga graviti kepada tenaga haba, cakera ini mula bercahaya dengan kuat, dan kebanyakan tenaga keluar dalam bentuk sinar-X. Ini menjadikan lubang hitam bertambah sebagai salah satu sumber sinaran X-ray terkuat. Dalam artikel teori itu... banyak yang telah diramalkan: spektrum, kebolehubahan, pengaruh medan magnet.... Salah satu ramalan adalah jet - aliran bahan terarah yang dikeluarkan oleh objek astronomi seperti galaksi, quasar dan bintang neutron. Mereka juga muncul semasa pertambahan berhampiran lubang hitam. Para saintis menyebut kemungkinan pembentukan jet dalam kerja mereka, tetapi mereka ditemui selepas kerja N. Shakura dan R. Sunyaev... Dalam artikel "Teori standard pertambahan cakera ke lubang hitam dan bintang neutron" yang diterbitkan pada tahun 1973 dalam jurnal Astronomi dan Astrofizik » N. Shakura dan R. Sunyaev menerangkan model pertambahan cakera di mana "parameter alfa", yang menggambarkan kelikatan gelora, memainkan peranan penting. Parameter ialah pekali berangka kurang daripada kesatuan, dianggarkan berdasarkan pemerhatian. Model itu ternyata agak mudah, yang memastikan kejayaan artikel itu, yang dianggap sebagai artikel paling banyak disebut dalam astrofizik teori dunia.
Saya masih ingat wawancara dengan R.A. Sunyaev lima tahun yang lalu, berkaitan dengan penganugerahan Pingat Franklin kepadanya:
Setiap kali teori pertambahan "standard" disebut berkaitan dengan anugerah, saya sangat bimbang jika rakan dan pengarang bersama saya Nikolai Shakura tidak disebut di kalangan pemenang. Kedua-dua Kolya dan saya mempunyai banyak karya lain mengenai teori pertambahan, ditulis bersama atau dengan pengarang bersama lain, tetapi karya ini telah menerima kemasyhuran yang paling hebat.
(Saya ingin ambil perhatian bahawa cara Nikolai Ivanovich diarak berulang kali dalam pilihan raya ke Akademi Sains Rusia telah lama menjadi ujian litmus bagi saya, menunjukkan bagaimana semua gelaran akademik dan ahli ini berkaitan dengan sains sebenar)
Nah, Rashid Alievich sendiri, pada majlis anugerah itu, "terbakar seperti kanak-kanak," bercakap tentang lubang hitam dan pelancaran balai cerap angkasa SRG yang akan datang, transkrip ucapan pembakarnya boleh dinikmati di laman web IKI RAS:
"... Kolya dan saya masih sangat muda, kami belum berumur 30 tahun, ketika kami bekerja selama dua tahun pada artikel yang hari ini menerima pujian yang begitu tinggi. Dan satu-satunya perkara yang kami mahu lakukan ketika itu ialah memahami betapa hitamnya lubang , yang menyerap cahaya sepenuhnya, yang tidak mengeluarkan cahaya sama sekali, bagaimana kita boleh menjadikannya kelihatan Dan jadi kami berjaya mencari penyelesaian sedemikian, dan hari ini, setiap 18 jam, ia adalah lebih baik, di suatu tempat di dunia ada artikel? diterbitkan di mana orang menggunakan formula atau hasil yang kami perolehi...
Jadi salah satu matlamatnya ialah kita akan melihat sekurang-kurangnya tiga juta lubang hitam supermasif di langit, meletakkannya pada peta, dan orang ramai akan tahu: terdapat lubang hitam duduk di sini, tiga juta! Dan saya ingin memberitahu anda bahawa objek yang paling terang dan paling berkuasa, agar mereka bersinar begitu banyak, perlu "makan" banyak - satu Bumi, jisim Bumi kita, setiap saat. Dan sekarang kita melihat objek ini, dan kita akan memetakan kesemuanya di Alam Semesta...."
Saya akan cuba menjawab beberapa soalan penonton mengenai filem itu.
1) Mengapa lubang hitam Gargantua kelihatan seperti ini dalam filem?
Filem Interstellar ialah filem cereka pertama dalam sejarah pawagam yang menggambarkan lubang hitam berdasarkan model fizikal dan matematik. Simulasi itu dijalankan oleh sepasukan 30 orang (jabatan kesan visual Paul Franklin) dengan kerjasama Kip Thorne, seorang ahli fizik teori terkenal dunia yang terkenal dengan kerjanya dalam teori graviti, astrofizik dan teori pengukuran kuantum. Kira-kira 100 jam dihabiskan untuk satu bingkai, dan secara keseluruhan kira-kira 800 terabait data dibelanjakan untuk model.
Thorne mencipta bukan sahaja model matematik, tetapi juga menulis perisian khusus (CGI), yang memungkinkan untuk membina model visualisasi komputer.
Inilah yang Thorne datang dengan:
Sudah tentu, wajar untuk bertanya: adakah simulasi Thorne yang pertama dalam sejarah sains? Dan adakah imej Thorne sesuatu yang tidak pernah dilihat sebelum ini dalam kesusasteraan saintifik? Sudah tentu tidak.
Jean Pierre Luminet dari Balai Cerap Paris-Mudon, Jabatan Astrofizik dan Kosmologi Relativistik, juga terkenal di peringkat antarabangsa kerana kerjanya dalam bidang lubang hitam dan kosmologi, adalah salah seorang saintis pertama yang menggambarkan lubang hitam menggunakan simulasi komputer. Pada tahun 1987, bukunya "Black Holes: A Popular Introduction" telah diterbitkan di mana dia menulis:
“Imej komputer pertama lubang hitam yang dikelilingi oleh cakera pertambahan diperolehi oleh saya (Luminet, J.-P. (1979): Astron. Astrophys.). Pengiraan yang lebih halus telah dijalankan oleh Marck (Marck, J.-A. (1993): Kelas. Kuantum Grav) kedua-duanya untuk metrik Schwarzschild dan untuk kes lubang hitam berputar. Imej yang munasabah - iaitu, dikira dengan mengambil kira kelengkungan ruang, anjakan merah dan sifat fizikal cakera - boleh diperolehi untuk titik sewenang-wenangnya, walaupun terletak di dalam ufuk peristiwa. Sebuah filem juga telah dicipta menunjukkan bagaimana herotan ini berubah apabila seseorang bergerak sepanjang trajektori seperti masa di sekitar lubang hitam (Delesalle, Lachieze-Rey dan Luminet, 1993). Lukisan itu adalah salah satu bingkainya untuk kes pergerakan sepanjang trajektori parabola yang digantung"
Penjelasan mengapa imej menjadi seperti ini:
“Disebabkan kelengkungan ruang-masa di sekitar lubang hitam, imej sistem berbeza dengan ketara daripada elips yang akan kita lihat jika kita menggantikan lubang hitam dengan badan angkasa berjisim rendah biasa bahagian atas cakera membentuk imej langsung, dan disebabkan herotan yang kuat kita melihat keseluruhan cakera (lubang hitam tidak menghalang bahagian cakera di belakangnya daripada kita Bahagian bawah cakera juga kelihatan disebabkan oleh lenturan sinar cahaya yang ketara."
Imej Lumine secara mengejutkan mengingatkan hasil Thorne, yang diperolehnya lebih daripada 30 tahun selepas kerja orang Perancis itu!
Mengapakah dalam banyak visualisasi lain: dalam artikel dan filem sains popular, lubang hitam selalunya boleh dilihat berbeza sama sekali? Jawapannya mudah: "lukisan" komputer lubang hitam berdasarkan model matematik adalah proses yang sangat kompleks dan memakan masa yang selalunya tidak sesuai dengan belanjawan yang sederhana, jadi pengarang paling kerap membuat kerja seorang pereka bentuk. daripada ahli fizik.
2) Mengapakah cakera pertambahan Gargantua tidak sehebat yang boleh dilihat dalam banyak gambar dan filem sains popular? Mengapa lubang hitam itu tidak dapat ditunjukkan dengan lebih cerah dan lebih mengagumkan?
Saya akan menggabungkan soalan ini dengan yang berikut:
3) Adalah diketahui bahawa cakera pertambahan lubang hitam adalah sumber sinaran yang sangat sengit. Angkasawan hanya akan mati jika mereka mendekati lubang hitam.
Dan memang begitu. Lubang hitam adalah enjin sumber sinaran tenaga paling terang dan tertinggi di Alam Semesta. Menurut konsep moden, jantung quasar, yang kadang-kadang bersinar lebih terang daripada gabungan ratusan galaksi, adalah lubang hitam. Dengan gravitinya, ia menarik jisim jisim yang besar, memaksanya untuk memampatkan ke kawasan kecil di bawah tekanan tinggi yang tidak dapat dibayangkan. Bahan ini menjadi panas, tindak balas nuklear berlaku di dalamnya, memancarkan sinar-X dan sinaran gamma yang kuat.
Begini cara cakera pertambahan lubang hitam klasik sering dilukis:
Jika Gargantua seperti itu, maka cakera pertambahan sedemikian akan membunuh angkasawan dengan radiasinya. Pertambahan di lubang hitam Thorne tidak begitu padat dan besar mengikut modelnya, suhu cakera tidak lebih tinggi daripada permukaan Matahari. Ini sebahagian besarnya disebabkan oleh fakta bahawa Gargantua ialah lubang hitam supermasif, dengan berat sekurang-kurangnya 100 juta jisim suria, dengan jejari satu unit astronomi.
Ini bukan sahaja supermasif, tetapi lubang hitam ultramasif. Malah lubang hitam di tengah-tengah Bima Sakti mempunyai, mengikut pelbagai anggaran, jisim 4-4.5 juta jisim suria.
Walaupun Gargantua jauh dari pemegang rekod. Sebagai contoh, lubang di galaksi NGC 1277 mempunyai jisim 17 bilion matahari.
Idea untuk membayangkan eksperimen sedemikian, di mana orang meneroka lubang hitam, telah mengganggu Thorne sejak 1980-an. Sudah dalam bukunya "Lubang hitam dan lipatan masa. The Audacious Legacy of Einstein,” diterbitkan pada tahun 1990, Thorne meneliti model hipotesis perjalanan antara bintang di mana penyelidik mengkaji lubang hitam, ingin mendekati ufuk peristiwa sedekat mungkin untuk lebih memahami sifatnya.
Penyelidik bermula dengan lubang hitam kecil. Ia tidak sesuai sama sekali kerana daya pasang surut yang diciptanya terlalu besar dan berbahaya untuk kehidupan. Mereka menukar objek kajian kepada lubang hitam yang lebih besar. Tetapi dia juga tidak memuaskan hati mereka. Akhirnya, mereka menuju ke arah Gargantua gergasi.
Gargantua terletak berhampiran quasar 3C273 - yang membolehkan anda membandingkan sifat dua lubang.
Memerhati mereka, penyelidik bertanya kepada diri sendiri:
"Perbezaan antara Gargantua dan 3C273 nampaknya mengejutkan: mengapa Garnatua, dengan jisim dan saiznya yang ribuan kali lebih besar, tidak mempunyai donat gas yang bulat dan jet quasar gergasi?"
Cakera pertambahan Gargantua agak sejuk, tidak besar, dan tidak mengeluarkan tenaga sebanyak quasar. kenapa?
"Selepas penyelidikan teleskopik, Bret menemui jawapannya: setiap beberapa bulan, sebuah bintang di orbit lubang tengah 3C273 menghampiri ufuk dan terkoyak oleh daya pasang surut lubang hitam. Sisa-sisa bintang itu, dengan jisim lebih kurang 1 jisim suria, disimbah di sekitar lubang hitam Secara beransur-ansur, geseran dalaman memacu gas penyembur di dalam Gas segar ini mengimbangi gas yang sentiasa dibekalkan oleh donat kepada lubang dan jet jet mengekalkan rizab gas mereka dan terus bersinar terang.
Bret menerangkan bahawa bintang boleh mendekati Gargantua. Tetapi kerana Gargantua jauh lebih besar daripada 3C273, daya pasang surutnya di atas ufuk peristiwa terlalu lemah untuk mengoyakkan bintang itu. Gargantua menelan seluruh bintang tanpa memercikkan isi perutnya ke dalam donat di sekelilingnya. Dan tanpa donat, Gargantua tidak boleh mencipta jet dan ciri-ciri lain quasar."
Untuk cakera memancar besar wujud di sekeliling lubang hitam, mesti ada bahan binaan yang boleh membentuknya. Dalam quasar, ini adalah awan gas padat yang sangat dekat dengan lubang hitam bintang. Berikut ialah model klasik untuk pembentukan cakera pertambahan:
Dalam Interstellar, jelas bahawa tiada apa-apa untuk cakera pertambahan besar-besaran untuk muncul. Tiada awan tebal atau bintang berdekatan dalam sistem. Kalau ada pun, semua dah lama dimakan.
Satu-satunya perkara yang Gargantua berpuas hati ialah awan gas antara bintang berketumpatan rendah, mencipta cakera pertambahan "suhu rendah" yang lemah yang tidak memancarkan sehebat cakera klasik dalam quasar atau sistem binari. Oleh itu, sinaran dari cakera Gargantua tidak akan membunuh angkasawan.
Thorne menulis dalam The Science of Interstellar:
"Cakera pertambahan tipikal mempunyai pelepasan sinar-X, gamma dan radio yang sangat sengit. Begitu kuat sehingga ia akan menggoreng mana-mana angkasawan yang memutuskan untuk berada berdekatan. Cakera Gargantua yang ditunjukkan dalam filem itu adalah cakera yang sangat lemah. "Lemah" -, daripada tentu saja, bukan mengikut piawaian manusia, tetapi mengikut piawaian quasar biasa, bukannya dipanaskan hingga ratusan juta darjah, kerana cakera pertambahan quasar dipanaskan, cakera Gargantua dipanaskan hanya beberapa ribu darjah, hampir sama dengan permukaan daripada Matahari Ia memancarkan banyak cahaya, tetapi tidak mengeluarkan sinar-X atau sinaran gamma gambar yang sering anda boleh lihat pada pelbagai sumber astrofizik yang popular."
Adakah Kip Thorne satu-satunya yang mencadangkan kewujudan cakera pertambahan sejuk di sekitar lubang hitam? Sudah tentu tidak.
Cakera pertambahan sejuk lubang hitam telah dikaji dalam kesusasteraan saintifik untuk masa yang lama:
Menurut beberapa data, lubang hitam supermasif di tengah Bima Sakti, Sagittarius A* (Sgr A*), hanya mempunyai cakera pertambahan sejuk yang sama:
Lohong hitam yang tidak aktif mungkin wujud di sekeliling lohong hitam pusat kita. cakera pertambahan sejuk, yang tinggal (disebabkan oleh kelikatan rendah) daripada "belia bergelora" Sgr A*, apabila kadar pertambahan adalah tinggi. Sekarang cakera ini "menghisap" gas panas, menghalangnya daripada jatuh ke dalam lubang hitam: gas mengendap di dalam cakera pada jarak yang agak jauh dari lubang hitam.
(c) Tutup bintang dan cakera pertambahan tidak aktif dalam Sgr A∗: gerhana dan suar
Sergei Nayakshin1 dan Rashid Sunyaev. // 1. Max-Planck-Institut bulu Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Str. Garching, Jerman 2. Institut Penyelidikan Angkasa, Moscow, Russi
Atau Cygnus X-1:
Analisis spektrum dan temporal sebilangan besar pemerhatian oleh balai cerap RXTE terhadap lubang hitam yang bertambah Cygnus X-1, GX339-4 dan GS1354-644 dalam keadaan spektrum rendah semasa 1996-1998 telah dilakukan. Bagi ketiga-tiga sumber, korelasi ditemui antara frekuensi ciri kebolehubahan huru-hara dan parameter spektrum - cerun spektrum sinaran Terkompton dan amplitud relatif komponen yang dipantulkan. Hubungan antara amplitud komponen yang dipantulkan dan cerun spektrum Pengkomptonan menunjukkan bahawa medium pemantulan ( cakera pertambahan sejuk) adalah pembekal utama foton lembut kepada bidang Pengkomptonan.
(c) Laporan di Persidangan organisasi SPIE "Teleskop Astronomi dan Instrumentasi", 21-31 Mac 2000, Munich, Jerman
Interaksi Antara Bintang dan an Cakera Akresi Tidak Aktif dalam Teras Galatik // Vladimır Karas. Institut Astronomi, Akademi Sains, Prague, Republik Czech dan
(c) Universiti Charles, Fakulti Matematik dan Fizik, Prague, Republik Czech // Ladislav Subr. Universiti Charles, Fakulti Matematik dan Fizik, Prague, Republik Czech
Lubang hitam yang tenang adalah serupa dengan lubang di Nebula Andromeda, salah satu lubang hitam supermasif pertama yang ditemui. Jisimnya adalah kira-kira 140 juta jisim suria. Tetapi mereka mendapatinya bukan oleh sinaran yang kuat, tetapi oleh pergerakan ciri bintang di sekitar kawasan ini. Teras galaksi sedemikian tidak mempunyai sinaran "quasar" yang sengit. Dan ahli astrofizik membuat kesimpulan bahawa jirim tidak jatuh ke dalam lubang hitam ini. Keadaan ini adalah tipikal untuk galaksi "tenang", seperti Nebula Andromeda dan Bima Sakti.
Galaksi dengan lubang hitam aktif dipanggil aktif, atau Seyfert, galaksi. Galaksi Seyfert menyumbang kira-kira 1% daripada semua galaksi lingkaran yang diperhatikan.
Bagaimana lubang hitam supermasif ditemui di Andromeda Nebula ditunjukkan dengan baik dalam filem sains popular BBC "Supermassive Black Holes."
4) Lubang hitam diketahui mempunyai daya pasang surut yang mematikan. Tidakkah mereka akan mengoyakkan kedua-dua angkasawan dan planet Miller, yang dalam filem itu terlalu dekat dengan ufuk peristiwa?
Malah Wikipedia ringkas menulis tentang satu sifat penting bagi lubang hitam supermasif:
“Kuasa pasang surut berhampiran ufuk peristiwa jauh lebih lemah disebabkan oleh fakta bahawa singulariti pusat terletak begitu jauh dari ufuk sehingga seorang angkasawan hipotesis yang mengembara ke pusat lubang hitam tidak akan merasakan kesan daya pasang surut yang melampau sehingga dia sangat mendalam ke dalamnya.
Mana-mana sumber saintifik dan popular yang menerangkan sifat lubang hitam supermasif bersetuju dengan ini.
Lokasi titik di mana daya pasang surut mencapai magnitud sedemikian sehingga mereka memusnahkan objek yang jatuh di sana bergantung pada saiz lubang hitam. Untuk lubang hitam supermasif, seperti yang terletak di tengah-tengah Galaksi, titik ini terletak dalam ufuk peristiwa mereka, jadi angkasawan hipotetikal boleh melintasi ufuk peristiwa mereka tanpa menyedari sebarang ubah bentuk, tetapi selepas melintasi ufuk peristiwa, dia jatuh ke arah tengah. daripada lubang hitam tidak dapat dielakkan. Untuk lubang hitam kecil, yang jejari Schwarzschildnya lebih dekat dengan ketunggalan, daya pasang surut akan membunuh angkasawan sebelum dia mencapai ufuk peristiwa
(c) Lubang hitam Schwarzschild // Relativiti am: pengenalan untuk ahli fizik. - Cambridge University Press, 2006. - P. 265. - ISBN 0-521-82951-8.
Sudah tentu, jisim Gargantua dipilih supaya angkasawan tidak terkoyak oleh air pasang.
Perlu diingat bahawa Gargantua 1990 Thorne agak lebih besar daripada di Interstellar:
“Pengiraan telah menunjukkan bahawa semakin besar lubang, semakin sedikit tujahan yang diperlukan roket untuk mengekalkannya pada lilitan 1.0001 ufuk peristiwa. Untuk tujahan 10 Earth gs yang menyakitkan tetapi boleh diterima, jisim lubang mestilah 15 trilion jisim suria. Lubang terdekat ini dipanggil Gargantua, terletak 100,000 tahun cahaya dari galaksi kita dan 100 juta tahun cahaya dari gugusan galaksi Virgo di mana Bima Sakti mengorbit. Malah, ia terletak berhampiran quasar 3C273, 2 bilion tahun cahaya dari Bima Sakti...
Dengan pergi ke orbit Gargantua dan mengambil ukuran biasa, anda yakin bahawa jisimnya sememangnya sama dengan 15 trilion jisim suria dan ia berputar dengan sangat perlahan. Daripada data ini anda mengira bahawa lilitan ufuknya ialah 29 tahun cahaya. Akhirnya, dia mengira bahawa ini adalah lubang, di mana anda boleh menerokainya, mengalami daya pasang surut yang dibenarkan dan pecutan!"
Dalam buku 2014 "The Science of Interstellar," di mana Kip Thorne menerangkan aspek saintifik dalam penggajian filem itu, dia sudah memberikan angka 100 juta jisim suria - tetapi menyatakan bahawa ini adalah jisim minimum yang boleh dilakukan oleh seseorang yang "selesa". mempunyai hubungan dengan pengaruh pasang surut.
5) Bagaimanakah planet Miller boleh wujud begitu hampir dengan lubang hitam? Adakah ia akan dirobek oleh kuasa pasang surut?
Ahli astronomi Phil Plaint, yang dikenali sebagai "Astronomer Buruk" kerana keraguannya yang tidak terkawal, tidak dapat melepasi Interstellar. Lebih-lebih lagi, sebelum itu, dia dengan kejam memusnahkan banyak filem yang terkenal, contohnya "Gravity," dengan kesangsian penggerudiannya.
“Saya sangat menantikan Interstellar... Tetapi apa yang saya lihat amat mengerikan. Ini adalah kegagalan sepenuhnya. Saya benar-benar tidak menyukainya."- dia menulis dalam artikelnya bertarikh 6 November.
Phil mengatakan bahawa bahagian saintifik filem itu adalah omong kosong yang lengkap. Yang, walaupun dalam rangka kerja hipotesis, tidak boleh sepadan dengan idea saintifik moden. Dia terutama mengembara di sekitar planet Miller. Menurutnya, sebuah planet boleh mengorbit secara stabil lubang hitam seperti itu, tetapi orbitnya mestilah sekurang-kurangnya tiga kali ganda saiz Gargantua itu sendiri. Jam akan berjalan lebih perlahan daripada di Bumi, tetapi hanya sebanyak 20 peratus. Kestabilan planet yang dekat dengan lubang hitam, seperti yang ditunjukkan dalam filem, adalah fantasi yang mustahil. Di samping itu, ia akan dirobek sepenuhnya oleh kuasa pasang surut lubang hitam.
Tetapi pada 9 November, Plaint muncul dengan artikel baharu. Dia memanggilnya Susulan: Interstellar Mea Culpa. Pengkritik saintifik yang tiada tandingan memutuskan untuk bertaubat.
“Saya kacau lagi. Tetapi tidak kira betapa besarnya kesilapan saya, saya sentiasa cuba untuk mengakuinya. Akhirnya, sains sendiri memaksa kita untuk mengakui kesilapan kita dan belajar daripadanya!”
Phil Plaint mengakui bahawa dia membuat kesilapan dalam pemikirannya dan membuat kesimpulan yang salah:
"Dalam ulasan saya, saya bercakap tentang planet Miller yang mengorbit dekat dengan lubang hitam. Satu jam yang dihabiskan di planet ini adalah sama dengan tujuh tahun Bumi. Dakwaan saya ialah dengan pelebaran masa sedemikian, orbit planet yang stabil akan menjadi mustahil.
Dan ini benar... untuk lubang hitam yang tidak berputar. Kesilapan saya adalah ini. bahawa saya tidak menggunakan persamaan yang betul untuk lubang hitam yang berputar laju! Ini sangat mengubah gambar ruang-masa berhampiran lubang hitam. Sekarang saya faham bahawa orbit stabil planet ini di sekeliling lubang hitam mungkin wujud, dan begitu dekat dengan ufuk peristiwa sehingga pelebaran masa yang ditunjukkan dalam filem itu mungkin. Secara umum, saya salah.
Saya juga menyatakan dalam analisis asal saya bahawa pasang surut graviti akan merobek planet ini. Saya berunding dengan beberapa ahli astrofizik yang juga mengatakan bahawa pasang surut Gargantua mungkin akan memusnahkan planet ini, tetapi ini masih belum disahkan secara matematik. Mereka masih berusaha untuk menyelesaikan masalah ini - dan sebaik sahaja ia diselesaikan, saya akan menerbitkan penyelesaiannya. Saya sendiri tidak boleh mengatakan sama ada saya betul atau salah dalam analisis saya - dan walaupun saya betul, pertimbangan saya masih hanya digunakan pada lubang hitam yang tidak berputar, jadi ia tidak terpakai untuk kes ini.
Untuk menyelesaikan masalah sebegini, banyak masalah matematik yang perlu dibincangkan. Tetapi saya tidak tahu dengan tepat berapa jauh planet Miller dari Gargantua, jadi sangat sukar untuk mengatakan sama ada air pasang akan memusnahkannya atau tidak. Saya belum lagi membaca buku oleh ahli fizik dan penerbit eksekutif filem Kip Thorne "The Science of Interstellar" - Saya fikir ia akan menjelaskan masalah ini.
Walau bagaimanapun, saya silap tentang kestabilan orbit - dan saya kini menganggap perlu untuk membatalkan aduan tentang filem ini.
Jadi, untuk meringkaskan: gambar fizikal yang ditunjukkan dalam filem berhampiran lubang hitam sebenarnya konsisten dengan sains. Saya membuat kesilapan yang saya minta maaf.
Ikjyot Singh Kohli, seorang ahli fizik teori dari Universiti Yor, memberikan penyelesaian kepada persamaan di halamannya, membuktikan bahawa kewujudan planet Miller adalah sangat mungkin.
Dia menemui penyelesaian di mana planet itu akan wujud di bawah keadaan yang ditunjukkan dalam filem itu. Tetapi dia juga membincangkan masalah kuasa pasang surut, yang sepatutnya merobek planet ini. Penyelesaiannya menunjukkan bahawa daya pasang surut terlalu lemah untuk merobeknya.
Dia juga mengesahkan kehadiran gelombang gergasi di permukaan planet ini.
Pemikiran Singh Kohli dengan contoh persamaan ada di sini:
Beginilah cara Miller Thorne menunjukkan lokasi planet dalam bukunya:
Terdapat titik di mana orbit tidak akan stabil. Tetapi Thorne juga menemui orbit yang stabil:
Daya pasang surut tidak merobek planet ini, tetapi mengubah bentuknya:
Jika planet berputar mengelilingi sumber daya pasang surut, maka ia akan sentiasa menukar arahnya, mengubah bentuknya secara berbeza pada titik yang berbeza dalam orbit. Dalam satu kedudukan, planet ini akan diratakan dari timur ke barat dan memanjang dari utara ke selatan. Pada titik lain di orbit ia dimampatkan dari utara ke selatan dan terbentang dari timur ke barat. Memandangkan graviti Gargantua sangat kuat, perubahan bentuk dalaman dan geseran akan memanaskan planet, menjadikannya sangat panas. Tetapi seperti yang kita lihat dalam filem itu, planet Miller kelihatan sangat berbeza.
Oleh itu, adalah adil untuk menganggap bahawa planet ini sentiasa menghadap satu sisi ke arah Gargantua. Dan ini adalah semula jadi untuk banyak badan yang berputar mengelilingi objek graviti yang lebih kuat. Sebagai contoh, Bulan kita, banyak satelit Musytari dan Zuhal sentiasa berpaling ke planet dengan hanya satu sisi.
Thorne juga membuat satu lagi perkara penting:
"Jika anda melihat planet Miller dari planet Mann, anda boleh melihat bagaimana ia berputar di sekitar Gargantua dengan tempoh orbit selama 1.7 jam, meliputi hampir satu bilion kilometer pada masa ini. Itu kira-kira separuh kelajuan cahaya! Disebabkan pelebaran masa untuk krew Renjer, tempoh ini dikurangkan kepada sepersepuluh saat. Ia sangat pantas! Dan bukankah itu lebih cepat daripada kelajuan cahaya? Tidak, kerana dalam sistem pelaporan ruang bergerak seperti pusaran di sekitar Gargantua, planet ini bergerak lebih perlahan daripada cahaya.
Dalam model saintifik filem saya, planet ini sentiasa berpaling ke lubang hitam dengan satu sisi, dan berputar pada kelajuan yang sangat pantas. Adakah kuasa empar akan merobek planet ini kerana kelajuan ini? Tidak: dia diselamatkan semula oleh pusaran angkasa yang berputar. Planet ini tidak akan merasakan daya emparan yang merosakkan, kerana ruang itu sendiri berputar dengannya pada kelajuan yang sama."
6) Bagaimanakah gelombang gergasi seperti itu boleh berlaku di permukaan planet Miller?
Thorne menjawab soalan ini seperti ini:
“Saya membuat pengiraan fizikal yang diperlukan dan menemui dua kemungkinan tafsiran saintifik.
Kedua-dua penyelesaian ini memerlukan kedudukan paksi putaran planet tidak stabil. Planet ini harus bergoyang dalam julat tertentu, seperti yang ditunjukkan dalam rajah. Ini berlaku di bawah pengaruh graviti Gargantua.
Apabila saya mengira tempoh goyang ini, saya mendapat nilai kira-kira sejam. Dan ini bertepatan dengan masa yang dipilih oleh Chris - yang masih belum mengetahui tentang tafsiran saintifik saya!
Model kedua saya ialah tsunami. Daya pasang surut Gargantua boleh mengubah bentuk kerak planet Miller, dengan tempoh yang sama (1 jam). Ubah bentuk ini boleh mencipta gempa bumi yang sangat kuat. Mereka boleh menyebabkan tsunami yang jauh melebihi apa-apa yang pernah dilihat di Bumi."
7) Bagaimanakah gerakan Endurance dan Renjer yang luar biasa di orbit Gargantua boleh dilakukan?
1) Ketahanan bergerak dalam orbit tempat letak kereta dengan jejari bersamaan 10 kali jejari Gargantua, dan anak kapal yang menuju ke Miller bergerak pada kelajuan C/3. Planet Miller bergerak pada 55% daripada C.
2) Renjer mesti perlahan dari C/3 untuk menurunkan orbit dan menghampiri Miller Point. Ia perlahan kepada c/4, dan sampai ke pinggir planet (sudah tentu, di sini anda perlu mengikut pengiraan yang ketat untuk sampai ke sana. Tetapi ini bukan masalah untuk komputer)
Mekanisme untuk perubahan ketara dalam kelajuan diterangkan oleh Thorne:
"Bintang dan lubang hitam kecil berputar di sekeliling lubang hitam gergasi, seperti Gargantua. Merekalah yang boleh mencipta kuasa penentu yang akan menyimpangkan Renjer dari orbit bulatnya dan mengarahkannya turun ke arah Gargantua. Gerakan graviti yang serupa sering digunakan oleh NASA dalam sistem suria, walaupun ia menggunakan graviti planet dan bukannya lubang hitam. Butiran manuver ini tidak didedahkan dalam Interstellar, tetapi manuver itu sendiri disebut apabila mereka bercakap tentang menggunakan bintang neutron untuk memperlahankan kelajuan."
Sebuah bintang neutron ditunjukkan oleh Thorne dalam rajah:
Tarikh dengan bintang neutron membolehkan anda menukar kelajuan:
“Pendekatan sedemikian boleh menjadi sangat berbahaya, iaitu. Renjer mesti cukup dekat dengan bintang neutron (atau lubang hitam kecil) untuk merasakan graviti yang kuat. Jika bintang brek atau lubang hitam dengan jejari lebih kecil daripada 10,000 km, maka orang ramai dan Renjer akan dipecahkan oleh daya pasang surut. Oleh itu, bintang neutron mestilah berukuran sekurang-kurangnya 10,000 km.
Saya membincangkan isu ini dengan Nolan semasa penghasilan skrip, mencadangkan pilihan lubang hitam atau bintang neutron. Nolan memilih bintang neutron. kenapa? Kerana dia tidak mahu mengelirukan penonton dengan dua lubang hitam.”
“Lubang hitam, dipanggil IMBH (Lobang Hitam Jisim Pertengahan), sepuluh ribu kali lebih kecil daripada Gargantua, tetapi seribu kali lebih berat daripada lubang hitam biasa. Cooper memerlukan pengalih seperti itu. Sesetengah IMBH dipercayai terbentuk dalam gugusan globular, dan sebahagian lagi ditemui dalam teras galaksi, di mana lubang hitam gergasi ditemui. Contoh terdekat ialah Andromeda Nebula, galaksi yang paling dekat dengan kita. Tersembunyi di teras Andromeda adalah lubang yang serupa dengan Gargantua - kira-kira 100 juta jisim suria. Apabila IMBH melalui kawasan dengan populasi bintang yang padat, kesan "geseran dinamik" memperlahankan kelajuan IMBH, dan ia jatuh lebih rendah dan lebih rendah, semakin hampir dengan lubang hitam gergasi. Akibatnya, IMBH mendapati dirinya berada berdekatan dengan lubang hitam supermasif. Oleh itu, alam semula jadi mungkin telah menyediakan Cooper dengan sumber pesongan graviti sedemikian."
Untuk aplikasi sebenar "katapel graviti", lihat contoh kapal angkasa antara planet, sebagai contoh, lihat sejarah Voyagers.