Аккреционный диск - это структура (часто околозвёздный диск), формируемая при рассеивании вещества во время его движения по орбите вокруг центрального тела. Таким центром обычно является звезда. Гравитация заставляет вещество диска спирально закручиваться по направлению к центральному телу. Гравитационные силы сжимают материю, индуцируя электромагнитное излучение. Частота этого излучения зависит от центрального объекта. Аккреционные диски вокруг молодых звёзд и протозвёзд излучают в ИК-диапазоне; если же диск расположен вокруг нейтронной звезды или чёрной дыры, то он излучает в рентгеновской области спектра.

Аккреционные диски являются достаточно распространённым явлением в астрофизике; активные галактические ядра, протопланетные диски и гамма-всплески - везде содержатся аккреционные диски. Часто в этих дисках возникают струи, исходящие из центрального объекта. Такие струи - эффективный путь для системы звезда-диск избавиться от углового момента, без слишком больших потерь массы.

Примеры:

Самые зрелищные аккреционные диски встречаются в природе вокруг активных галактических ядер и в квазарах, в центрах которых, как считается, находятся массивные чёрные дыры. По ходу того, как вещество закручивается по направлению к чёрной дыре, высокое значение градиента гравитации вызывает интенсивный разогрев материи за счёт сил трения; аккреционный диск чёрной дыры разогрет достаточно сильно для того, чтобы излучать в рентгеновском дапазоне даже из-за горизонта событий. Высокая светимость квазаров, полагают, обусловлена аккрецией газа сверхмассивными чёрными дырами. Этот процесс может превратить около 10% массы объекта в энергию, по сравнению с приблизительно 0,5% для процессов ядерного синтеза.

В тесных двойных системах более массивный основной компонент эволюционирует быстрее и уже становится белым карликом, нейтронной звездой или чёрной дырой, в то время как менее массивный компаньон достигает фазы гиганта и его вещество вытекает за пределы полости Роша. После этого начинается переход газа от компаньона к главной звезде. Необходимость сохранения углового момента исключает возможность прямого перетекания газа и вместо этого формируется аккреционный диск. Аккреционные диски, окружающие звёзды типа Т Тельца или звёзды Хербига называются протопланетными дисками, так как предполагается, что они являются предтечами планетных систем. В этом случае аккреционный газ собирается из окружающего молекулярного облака, из которого формируется звезда, вместо перетекания от звезды-компаньона.

Физика аккреционного диска:

В 1940-е годы первые модели были получены, исходя из основных физических принципов. Чтобы быть согласованными с результатами наблюдений, эти модели требовали применения ещё не обнаруженного в то время механизма распределения углового момента. Если вещество должно было падать внутрь, оно должно было терять не только гравитационную энергию, но и угловой момент. Так как общий угловой момент диска остаётся постоянным, уменьшение углового момента, вызванное падением массы на центр, должно компенсироваться увеличением углового момента масс вещества, расположенных дальше от центра. Другими словами, угловой момент должен быть перенесён к периферии для того, чтобы происходила аккреция.

Согласно критерию устойчивости Рэлея,



где Ω представляет угловую скорость элемента жидкости, а R - его расстояние до центра вращения, аккреционный диск должен являться ламинарным потоком. А это не позволяет включаться гидродинамическим механизмам для переноса углового момента.

С одной стороны, очевидно, что вязкостные напряжения в конце концов разогреют вещество из центральной части и вынудят его излучать часть полученной гравитационной энергии. С другой стороны, одной вязкости было недостаточно для объяснения переноса углового момента от внешних областей диска. Предполагалось, что механизмом для распределения углового момента была турбулентно-усиленная вязкость, хотя происхождение этой турбулентности не было до конца понятно. Распространённый феноменологический подход вводил регулируемый параметр α, описывающий вклад турбулентных завихрений внутри диска в эффективное приращение вязкости. В 1991 году, после повторного открытия магнитовращательной неустойчивости, С. А. Балбус и Дж. Ф. Холей установили, что слабо намагниченный диск, нарастающий вокруг плотного, тяжелого центрального объекта, должен быть крайне неустойчивым, представляя таким образом механизм для перераспределения углового момента.