Аккреционный диск представляет собой структуру, часто имеющую форму околозвездного диска, образованную диффузным материалом, находящимся в орбитальном движении вокруг массивного центрального тела. В большинстве случаев центральным телом является звезда. Трение, неравномерное излучение, магнитогидродинамические эффекты и другие силы вызывают нестабильности, заставляющие материю в диске спирально двигаться внутрь к центральному телу. Гравитационные и трение силы сжимают материю и повышают ее температуру, что приводит к излучению электромагнитного излучения. Диапазон частот этого излучения зависит от массы центрального объекта. Аккреционные диски молодых звезд и протозвезд излучают в инфракрасном диапазоне; диски вокруг нейтронных звезд и черных дыр – в рентгеновском диапазоне спектра. Изучение колебательных режимов в аккреционных дисках называется дискосейсмологией.
Проявления аккреционных дисков повсеместны в астрофизике; активные галактические ядра, протопланетные диски и гамма-всплески все связаны с аккреционными дисками. Эти диски очень часто порождают астрофизические струи, исходящие из окрестностей центрального объекта. Струи являются эффективным способом для системы звезда-диск сбрасывать угловой момент без значительной потери массы. Наиболее заметные аккреционные диски – это диски активных галактических ядер и квазаров, которые, как считается, представляют собой массивные черные дыры в центре галактик. Когда материя входит в аккреционный диск, она движется по траектории, называемой линией тендекса, которая описывает спиральное движение внутрь. Это происходит потому, что частицы трется и отскакивают друг от друга в турбулентном потоке, вызывая трение и нагрев, излучающий энергию, уменьшающий угловой момент частиц, позволяя частице дрейфовать внутрь, что приводит к спиральному движению внутрь. Потеря углового момента проявляется как уменьшение скорости; при более медленной скорости частица должна принять более низкую орбиту. Когда частица падает на эту более низкую орбиту, часть ее гравитационной потенциальной энергии преобразуется в увеличение скорости, и частица набирает скорость. Таким образом, частица теряет энергию, хотя теперь движется быстрее, чем раньше; однако она теряет угловой момент. По мере того, как частица движется все ближе и ближе, ее скорость увеличивается; по мере увеличения скорости трение усиливается, и все больше потенциальной энергии частицы (относительно черной дыры) излучается, и аккреционный диск черной дыры достаточно горячий, чтобы излучать рентгеновские лучи прямо за пределами горизонта событий. Большая светимость квазаров, как считается, является результатом аккреции газа сверхмассивными черными дырами. Эллиптические аккреционные диски, образующиеся при приливном разрушении звезд, могут быть типичными в галактических ядрах и квазарах. Процесс аккреции может преобразовать около 10 процентов до более чем 40 процентов массы объекта в энергию по сравнению с примерно 0,7 процентами для процессов ядерного синтеза.
В тесных двойных системах более массивный первичный компонент эволюционирует быстрее и уже становится белым карликом, нейтронной звездой или черной дырой, когда менее массивный компаньон достигает состояния гиганта и превышает свою линию Роша. Затем развивается поток газа от звезды-компаньона к первичному объекту. Сохранение углового момента препятствует прямому потоку от одной звезды к другой, и вместо этого образуется аккреционный диск. Аккреционные диски вокруг звезд типа T Tauri или звезд Хербига называются протопланетными дисками, поскольку они, как считается, являются предшественниками планетных систем. В этом случае аккрецируемый газ поступает из молекулярного облака, из которого образовалась звезда, а не из звезды-компаньона.
Физика аккреционных дисков изучалась с 1940-х годов. Карл Фридрих фон Вайцзеккер разработал модель формирования звезд из аккрецирующего газа. Чтобы соответствовать наблюдениям, эти модели должны были предполагать неизвестный механизм перераспределения углового момента. Если материя должна падать внутрь, она должна потерять не только гравитационную энергию, но и угловой момент. Поскольку общий угловой момент диска сохраняется, потеря углового момента массы, падающей в центр, должна компенсироваться увеличением углового момента массы, находящейся далеко от центра. Другими словами, угловой момент должен транспортироваться наружу, чтобы материя могла аккрецироваться. Согласно критерию стабильности Рэлея, аккреционный диск должен быть ламинарным потоком. Это препятствует существованию гидродинамического механизма транспорта углового момента. С одной стороны, было ясно, что вязкие напряжения в конечном итоге заставят материю у центра нагреваться и излучать часть своей гравитационной энергии. С другой стороны, вязкость сама по себе была недостаточной для объяснения транспорта углового момента к внешним частям диска. Повышенная вязкость, обусловленная турбулентностью, считалась механизмом, ответственным за такое перераспределение углового момента, хотя происхождение самой турбулентности было плохо понято. Конвенциональная модель α вводит регулируемый параметр, описывающий эффективное увеличение вязкости из-за турбулентных вихрей внутри диска. В 1991 году, с переоткрытием магниторотационной нестабильности (MRI), С.А. Балбус и Дж.Ф. Хоули установили, что слабо намагниченный диск, аккрецирующий вокруг массивного компактного центрального объекта, будет высоко нестабильным, обеспечивая прямой механизм перераспределения углового момента.
Модель α-диска предложена Шакура и Сюняевым в 1973 году. Они предложили турбулентность в газе в качестве источника повышенной вязкости. Предполагая субзвуковую турбулентность и высоту диска в качестве верхнего предела размера вихрей, вязкость диска можно оценить. В турбулентной среде где – скорость турбулентных ячеек относительно среднего движения газа, а – размер крупнейших турбулентных ячеек, который оценивается как и где – кеплеровская угловая скорость орбиты, – радиальное расстояние от центрального объекта массы. Используя уравнение гидростатического равновесия, в сочетании с сохранением углового момента и предполагая, что диск тонкий, уравнения структуры диска можно решить через параметр. Многие наблюдаемые величины зависят только слабо от, поэтому эта теория предсказательна, несмотря на наличие свободного параметра. Модель α-диска Шакура-Сюняева термически и вязко нестабильна. Альтернативная модель, известная как модель β-диска, которая стабильна в обоих смыслах, предполагает, что вязкость пропорциональна давлению газа. В стандартной модели Шакура-Сюняева вязкость предполагается пропорциональной общему давлению, поскольку. Модель Шакура-Сюняева предполагает, что диск находится в локальном тепловом равновесии и может эффективно излучать тепло. В этом случае диск излучает вязкое тепло, охлаждается и становится геометрически тонким. Однако это предположение может быть нарушено. В случае радиационно неэффективного диска он может "раздуться" в тор или другое трехмерное решение, такое как поток, доминируемый адвекцией (ADAF). Решения ADAF обычно требуют, чтобы скорость аккреции была меньше нескольких процентов предела Эддингтона. Другой крайний случай – это случай колец Сатурна, где диск настолько беден газом, что его транспорт углового момента доминируется столкновениями твердых тел и гравитационными взаимодействиями диск-спутник. Модель согласуется с недавними астрофизическими измерениями с использованием гравитационного линзирования.
Магниторотационная нестабильность предложена Балбусом и Хоули в 1991 году. Простая система, демонстрирующая этот механизм, представляет собой газовый диск в присутствии слабого осевого магнитного поля. Два радиально соседних элемента жидкости будут вести себя как две материальные точки, соединенные безмассовой пружиной, где натяжение пружины играет роль магнитного натяжения. В кеплеровском диске внутренний элемент жидкости будет вращаться быстрее, чем внешний, что приведет к растяжению пружины. Внутренний элемент жидкости затем замедляется под действием пружины, уменьшая свой угловой момент и переходя на более низкую орбиту. Внешний элемент жидкости, будучи притянутым вперед, ускоряется, увеличивая свой угловой момент и переходя на более высокую орбиту. Натяжение пружины увеличивается, когда два элемента жидкости удаляются друг от друга, и процесс становится неконтролируемым. Можно показать, что в присутствии такого пружинного натяжения критерий стабильности Рэлея заменяется на. Большинство астрофизических дисков не удовлетворяют этому критерию и поэтому подвержены магниторотационной нестабильности. Магнитные поля, присутствующие в астрофизических объектах (необходимые для возникновения нестабильности), как считается, генерируются посредством динамо-механизма.
Аккреционные диски обычно предполагаются пронизанными внешними магнитными полями, присутствующими в межзвездной среде. Эти поля обычно слабые (около нескольких микрогауссов), но они могут закрепляться за материей в диске из-за его высокой электропроводности и переноситься внутрь к центральной звезде. Этот процесс может концентрировать магнитный поток вокруг центра диска, что приводит к образованию очень сильных магнитных полей. Образование мощных астрофизических струй вдоль оси вращения аккреционных дисков требует крупномасштабного полоидального магнитного поля во внутренних регионах диска. Такие магнитные поля могут переноситься внутрь из межзвездной среды или генерироваться магнитным динамо внутри диска. Магнитные поля с напряженностью не менее порядка 100 гауссов, как считается, необходимы для запуска мощных струй посредством магнито-центробежного механизма. Однако существуют проблемы с переносом внешнего магнитного потока внутрь к центральной звезде диска. Высокая электропроводность означает, что магнитное поле "заморожено" в материю, которая аккрецируется на центральный объект с медленной скоростью. Однако плазма не является идеальным электропроводником, поэтому всегда существует некоторая степень диссипации. Магнитное поле диффундирует быстрее, чем скорость, с которой оно переносится внутрь аккрецией материи. Простое решение заключается в предположении вязкости, намного превышающей магнитную диффузивность в диске. Однако численные симуляции и теоретические модели показывают, что вязкость и магнитная диффузивность имеют почти одинаковый порядок величины в магнито-турбулентных дисках. Некоторые другие факторы могут влиять на скорость адвекции/диффузии: уменьшенная турбулентная магнитная диффузия на поверхностных слоях; уменьшение вязкости Шакура-Сюняева магнитными полями; и генерация крупномасштабных полей маломасштабной магнитогидродинамической турбулентностью – крупномасштабным динамо. На самом деле комбинация различных механизмов может быть ответственна за эффективный перенос внешнего поля внутрь к центральным частям диска, где запускается струя. Магнитная подъемная сила, турбулентное перекачивание и турбулентная диамагнетизм являются примерами таких физических явлений, которые призваны объяснить эффективную концентрацию внешних полей.
Аналитические модели аккреционных дисков включают под-Эддингтоновские и сверх-Эддингтоновские диски. Под-Эддингтоновские аккреционные диски (тонкие диски, ADAF) образуются, когда скорость аккреции является под-Эддингтоновской, а непрозрачность очень высока. Они геометрически тонкие в вертикальном направлении и состоят из относительно холодного газа с пренебрежимо малым давлением излучения. Газ движется по очень тесным спиралям, почти круговым, почти свободным (кеплеровским) орбитам. Тонкие диски относительно яркие и имеют тепловые электромагнитные спектры. Радиационное охлаждение очень эффективно в тонких дисках. Классическая работа 1974 года Шакура и Сюняева о тонких аккреционных дисках является одной из наиболее часто цитируемых работ в современной астрофизике. Тонкие диски были независимо разработаны Линден-Беллом, Принглом и Рисом. Прингл в течение последних тридцати лет внес многие ключевые результаты в теорию аккреционных дисков и написал классический обзор 1981 года, который в течение многих лет был основным источником информации об аккреционных дисках и до сих пор очень полезен. Полностью общерелятивистское описание, необходимое для внутренней части диска, когда центральным объектом является черная дыра, было дано Пейджем и Торном. Самоподобные решения для аккреции, доминируемой адвекцией, были найдены Нараяном и И, и независимо Абрамовичем, Ченом, Като, Ласотой и Ригевым. Наиболее важные вклады в астрофизические применения ADAF были сделаны Нараяном и его сотрудниками. ADAF охлаждаются адвекцией (поглощенная в материю энергия), а не излучением. Они очень радиационно неэффективны, геометрически протяженные, похожие по форме на сферу (или "корону"), а не на диск, и очень горячие (близко к вириальной температуре). Из-за их низкой эффективности ADAF намного менее яркие, чем тонкие диски Шакура-Сюняева. ADAF излучают степенной закон, нетепловое излучение, часто с сильным компонентом Комптона.
Сверх-Эддингтоновские аккреционные диски (тонкие диски, польские пончики) теория сверх-Эддингтоновской аккреции черных дыр, M≫MEdd, была разработана в 1980-х годах Абрамовичем, Ярошинским, Пачинским, Сикорой и другими в терминах "польских пончиков". Польские пончики – это диски с низкой вязкостью, оптически толстые, поддерживаемые давлением излучения, охлаждаемые адвекцией. Они радиационно очень неэффективны. Польские пончики по форме напоминают толстый тор (пончик) с двумя узкими воронками вдоль оси вращения. Воронки коллимируют излучение в пучки с сверх-Эддингтоновскими светимостями. Тонкие диски имеют умеренные сверх-Эддингтоновские скорости аккреции, M≥MEdd, почти дискообразные формы и почти тепловые спектры. Они охлаждаются адвекцией и радиационно неэффективны. Они были введены Абрамовичем, Ласотой, Черни и Шушкевичем в 1988 году.
Декреционный диск противоположностью аккреционного диска является декреционный диск, где вместо аккреции материи из диска на центральный объект, материя излучается из центра наружу на диск. Они образуются из материи, выброшенной звездой, и часто ассоциируются со звездами типа Be.