Kertymäkiekot:
Kertymäkiekot ja niiden rakenteen ymmärtäminen on erittäin tärkeässä osassa kun pyritään ymmärtämään röntgensäteilyn syntyä. Niiden avulla on pystytty selittämään mm. AGN:nien, BHB:ien ja röntgenpulsarien luonne. Tämä kappale keskittyy selittämään kertymäkiekkojen synnyn kaksoistähtijärjestelmissä, joka liittyy erityisesti röntgenpulsareihin. On kuitenkin huomattava kertymäkiekkoja voi muodostua myös yksittäisten massiivisten mustien aukkojen ympärille, kuten AGN:nien tapauksessa.
Kaksoistähtijärjestelmissä olevat tähdet kiertävät ympäri niiden yhteistä painopistettä. Mikäli tähtien etäisyydet eivät ole liian suuria, niiden aiheuttama painovoimakenttä on kuvan 13 mallinen.
Kuva 13: Rochen potentiaali (Credit; http://www.astro.uu.nl)
Kuvassa käyrät kuvaavat tähtien ekvipotentiaalikäyriä eli alueita joissa molempien tähtien aiheuttama gravitaatiopotentiaali on vakio. L-kirjaimilla on taas merkitty alueita, joissa tähtien aiheuttamat vetovoimat ovat yhtäsuuria niiden pyörimisestä aiheutuvan keskipakoisvoiman kanssa. Näistä tärkein on tähtien välissä oleva L1. Se ekvipotentiaalikäyrä, joka kulkee tämän Lagrangen pisteen kautta määrittelee tähtien Rochen pinnat (Roche lobe). Mikäli tähden säde kasvaa sen omaa Rochen pintaa suuremmaksi se alkaa menettää massaa L1:sen kautta toiselle tähdelle. Tällainen tilanne voi syntyä tähtien välisen etäisyyden pienentyessä tai tähden evoluutiossa tapahtuvan muutoksen aikaansaamassa säteen suurenemisessa.
Ajatellaan nyt tilanne jossa tähti M1 on jokin kompakti tähti ja M2 on täyttänyt Rochen pintansa. Nyt massaa (kaasua) alkaa siirtyä M2:sta M1:seen L1:sen kautta. Kaasu ei kuitenkaan voi pudota suoraan M1:seen. Tämä johtuu siitä, että putoavalla kaasulla on tähtien pyörimisliikkeen takia suuri kulmaliikemäärämomentti. Jotta kaasu pystyisi putoamaan M1:sen pinnalle täytyy sen ensin menettää kaiken kulmaliikemäärämomenttinsa. Prosessi jossa kulmaliikemäärä pienenee on paljon kaasun M1:sen ympäri olevaa pöyrähdysaikaa pidempi, joten M1:sen ympärille kertyneestä kaasusta muodostuu kiekkomainen rakenne; kertymäkiekko (accretion disk).
Kuva 14: Vasemmalla, Kertymäkiekko ja kumppanitähti; Oikealla, Rochen pinnat (Credits; Left http://universe.nasa.gov, Right http://www.daviddarling.info)
Koska kaasun putoamisnopeus on erittäin hidasta sen pöyrimisnopeuteen verrattuna, voidaan olettaa, että kiekko muodostuu yksittäisistä renkaista, joiden pyörimisnopeudet kasvavat lähestyttäessä kiekon keskellä olevaa kompaktia tähteä. Tällaista pyörimistä kutsutaan differentiaalirotaatioksi. Koska eri etäisyyksillä olevien "kaasurenkaiden" nopeudet ovat erinlaisia, niiden välinen viskositeetti (vrt. kitka kiinteillä kappaleilla) alkaa kuumentamaan kiekkoa. Näin ollen lähestyessä kompaktia tähteä kaasu kuumuu maksimissaan noin kymmeneen miljoonan asteen lämpötilaan. Näin kuuman kappaleen terminen säteily on pääasiassa röntgensäteilyä.
Kertymäkiekot ovat erittäin tehokkaita säteilijöitä. Fuusioreaktiossa vain alle prosentti atomien lepo-massasta vapautuu säteilynä kun taas kertymäkiekossa olevasta kaasun kokonaisenergiasta jopa puolet vapautuu säteilyn muodossa. Tämän takia ne ovat erittäin tehokkaita ja siten kirkkaita kohteita.
Lähteet (Frank, King, Raine; Accretion power in astrophysics)
|
