Аккреция

Аккре́ция (лат. accretio — «приращение, увеличение» ← accrescere — «увеличиваться, расширяться») — процесс падения вещества на космическое тело из окружающего пространства.

Радиоисточник G359.23-0.82 (Мышь): Пульсар PSR J1747-2958, движущийся со скоростью ~600 км/с через межзвездный газ. Виден конус ударной волны (радиоизображение, синий цвет) и облака плазмы, разогретые вторичной ударной волной на границе магнитосферы (рентгеновское изображение, желтый цвет).

В случае излучающих тел (звезд) аккреция газа возможна только при условии, что светимость тела не превышает критическую светимость, то есть гравитационные силы превышают давление излучения тяготеющего тела.

Аккреция в однородной средеПравить

Для неподвижной относительно тела газовой среды аккреция сферически симметрична. В случае излучающих тел (звёзд) сферически симметричная аккреция газа возможна только при условии, что светимость тела не превышает критическую светимость.

Для движущихся гравитирующих тел аккреция близка к сферически симметричной при скорости движения тела меньшей скорости звука в среде. При сверхзвуковых скоростях движения гравитирующего тела сквозь газовую среду, аккреция на него происходит в конусе, расположенном позади тела и ограниченном вызванной им ударной волной.

Аккреция в магнитном полеПравить

При аккреции плазмы на небесное тело, обладающее собственным магнитным полем, механизмы аккреции определяются магнитогидродинамическим взаимодействием плазмы с магнитным полем.

Если давление магнитного поля в окрестностях небесного тела превышает газовое давление аккрецируемой плазмы, то аккреция останавливается на расстоянии альвеновского радиуса, то есть на границе магнитосферы и направляется на магнитные полюса небесного тела. Необходимым условием аккреции плазмы на магнитные полюса является ее проникновение внутрь магнитосферы, которое происходит за счет развития гидромагнитных неустойчивостей типа неустойчивости Рэлея — Тейлора. Граница магнитосферы (магнитопауза) определяется условием равенства давлений магнитного поля и набегающей плазмы, то есть радиус магнитосферы (альвеновский радиус r A r_A ) определяется соотношением:

1 8 π B 2 ( r A ) = 1 2 ρ V 2 ( r A ) {1 \over {8\pi }}B^2 (r_A ) = {1 \over 2}\rho V^2 (r_A )

где B B магнитное поле небесного тела, ρ \rho и V V — соответственно плотность и скорость потока набегающей плазмы.

Аккреция в тесных двойных системахПравить

 
Изображение переменной звезды Миры (омикрон Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На фотографии виден аккреционный «хвост», направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику

В случае двойных систем аккреция существенно асимметрична и может вносить значительный вклад в эволюцию как самой системы, так и ее компонентов. Наиболее интенсивная аккреция в двойных системах происходит когда в процессе эволюции один из компонентов заполняет свою полость Роша, что приводит к перетеканию вещества на соседнюю звезду через внутреннюю точку Лагранжа L 1 L_1 . В этом процессе перетекающее вещество образует аккреционный диск, ответственный за многие наблюдательные феномены рентгеновских источников.

Астрономические феномены, вызываемые аккрециейПравить

 
Новая Единорога (Звезда V 838 Mon)

Наиболее интересные явления вызываются аккрецией на компактную проэволюционировавшую компоненту двойной системы.

СсылкиПравить