мини|Слика од дискот на црната дупка во центарот на суперџиновската елиптична галаксија Месје 87
Насобирачки диск — структура (најчесто околуѕвезден диск) образувана од страна на дифузен материјал во орбитално движење околу големо централно тело. Централното тело е типична ѕвезда. Триењето, нерамномерното зрачење, магнетохидродинамички ефекти и други сили предизвикуваат нестабилност што предизвикува орбиталниот материјал во дискот да се насочи навнатре кон централното тело. Гравитациските сили и силите на триење ја компресираат и ја зголемуваат температурата на материјалот, предизвикувајќи емисија на електромагнетно зрачење. Честотниот опсег на тоа зрачење зависи од масата на централниот објект. Насобирачките дискови на млади ѕвезди и протоѕвезди зрачат во инфрацрвеното светло; оние околу неутронските ѕвезди и црните дупки во рендгенскиот дел од спектарот. Проучувањето на режимите на осцилација во насобирачките дискови се нарекува дискосеизмологија.
Претстави Насобирачките дискови се сеприсутен феномен во астрофизиката; Активните галактички јадра, протопланетарните дискови и експлозиите на гама-зраците, вклучуваат насобирачки дискови. Овие дискови многу често предизвикуваат астрофизички млазови кои доаѓаат од близината на централниот објект. Млазовите се ефикасен начин системот на ѕвездени дискови да го отфрли аголниот импулс без да изгуби премногу маса.
Најспектакуларните насобирачки дискови пронајдени во природата се оние на активните галактички јадра и квазарите, за кои се смета дека се масивни црни дупки во центарот на галаксиите. Како што материјата навлегува во насобирачкиот диск, таа следи траекторија наречена тендекс-линија, која го опишува навлегувањето навнатре. Тоа е затоа што честичките се тријат и отскокнуваат една против друга во турбулентен тек, предизвикувајќи фрикционо загревање кое зрачи енергија далеку, намалувајќи го аголниот импулс на честичките, дозволувајќи им на честичката да се движи навнатре, придвижувајќи ја внатрешната спирала. Губењето на аголниот моментум се манифестира како намалување на брзината; со помала брзина, честичката мора да прифати пониска орбита. Како што честичката паѓа на оваа пониска орбита, дел од нејзината гравитациска потенцијална енергија се претвора во зголемена брзина и честичката добива брзина. Така, честичката изгубила енергија иако тогаш патува побрзо од порано; сепак, изгубила аголен моментум. Како што честичката орбитира сè поблиску и поблиску, нејзината брзина се зголемува, како што се зголемува брзината. насобирачкиот диск на црната дупка е доволно жежок за да емитува рендгенски зраци веднаш надвор од хоризонтот на настани. Се верува дека големата сјајност на квазарите е резултат на акредитираниот гас од супермасивни црни дупки. Елиптични акрециони дискови образувани при плимно нарушување на ѕвездите може да бидат типични за галактичките јадра и квазари. Процесот на насобирање може да претвора околу 10 проценти до над 40 проценти од масата на објектот во енергија во споредба со околу 0,7 проценти за процесите на јадрено соединување. Во блиските бинарни системи, помасивната примарна компонента еволуира побрзо и станува бело џуџе, неутронска ѕвезда или црна дупка, кога помалку масивниот придружник ќе достигне џиновска состојба и ќе ја надмине својата Рошеова шуплина. Потоа се развива проток на гас од придружната ѕвезда до примарната. Зачувувањето на аголниот импулс го спречува прав проток од една до друга ѕвезда и наместо тоа се образува насобирачки диск.
Насобирачките дискови што ги опкружуваат ѕвездите од типот на Т Бик или Хербигови ѕвезди се нарекуваат протопланетарни дискови бидејќи се смета дека тие се предци на планетарните системи Насоберасниот гас во овој случај доаѓа од молекуларниот облак од кој се образувала ѕвездата, а не од придружна ѕвезда. мини|Поглед на уметник на ѕвезда со насобирачки диск
Физика на насобирачки диск мини|250x250пкс| Уметничка концепција за црна дупка која црта материја од блиската ѕвезда, образувајќи насобирачки диск. Во 1940-тите, моделите за прв пат биле изведени од основните физички принципи. За да се согласат со набљудувањата, тие модели морале да се повикаат на сè уште непознат механизам за редистрибуција на аголниот момент. Ако материјата сака да падне навнатре, таа мора да ја изгуби не само гравитациската енергија туку и да го изгуби аголниот моментум. Бидејќи вкупниот аголен импулс на дискот е зачуван, губењето на аголниот импулс на масата што паѓа во центарот треба да се компензира со аголно засилување на импулсот на масата далеку од центарот. Со други зборови, аголниот моментум треба да се транспортира нанадвор за материјата да се насобере. Според критериумот за стабилност на Рејли,
каде ја претставува аголната брзина на течниот елемент и неговото растојание до центарот на ротација, насобирачкиот диск се очекува да биде ламинарен тек. Ова го спречува постоењето на хидродинамички механизам за транспорт на аголен момент.
Од една страна, станало јасно дека вискозните напрегања на крајот ќе предизвикаат материјата кон центарот да се загрее и да зрачи дел од својата гравитациска енергија. Од друга страна, самата вискозност не била доволна за да се објасни транспортот на аголниот моментум до надворешните делови на дискот. Вискозноста зголемена со турбуленција го претставувала механизмот за кој се сметало дека е одговорен за таквата редистрибуција на аголен момент, иако потеклото на самата турбуленција не било добро разбрано. Конвенционалното -модел (дискутирано подолу) воведува прилагодлив параметар опишувајќи го делотворно зголемување на вискозноста поради турбулентни витли во рамките на дискот. Во 1991 година, со повторното откривање на магнетовртежната нестабилност (МРИ), СА Балбус и Џ.Ф.
α-модел на диск Шакура и Суњаев (1973) предложиле турбуленции во гасот како извор на зголемена вискозност. Претпоставувајќи ја подзвучната турбуленција и висината на дискот како горна граница за големината на витлите, вискозноста на дискот може да се процени како каде е брзината на звукот, е висината на скалата на дискот и е слободен параметар помеѓу нула (без акреција) и приближно еден. Во турбулентен медиум , каде е брзината на турбулентните ќелии во однос на средното движење на гасот и е големината на најголемите турбулентни ќелии, што се проценува како и , каде е Кеплерова орбитална аголна брзина, е радијалното растојание од централниот предмет на маса . Со користење на равенката на хидростатичка рамнотежа, во комбинација со зачувување на аголниот моментум и со претпоставка дека дискот е тенок, равенките на структурата на дискот може да се решат во однос на параметар. Многу од набљудуваните зависат само слабо , така што оваа теорија е предвидлива иако има слободен параметар.
Користејќи го Крамерсовиот закон за непроѕирноста, се открива дека
каде и се температурата и густината на средната рамнина соодветно. е стапката на акреција, во единици од , е масата на централниот акретирачки објект во единици на сончева маса, , е полупречникот на точка на дискот, во единици од , и , каде е полупречникот каде што аголниот моментум престанува да се транспортира навнатре.
Моделот на α-диск Шакура-Сунјаев е и топлински и вискозно нестабилен. Алтернативен модел, познат како -диск, кој е стабилен во двете сетила, претпоставува дека вискозноста е пропорционална на притисокот на гасот . Во стандардниот модел Шакура-Сунјаев, вискозноста се претпоставува дека е пропорционална на вкупниот притисок бидејќи .
Моделот Шакура-Сунјаев претпоставува дека дискот е во локална топлинска рамнотежа и дека може ефикасно да ја зрачи својата топлина. Во овој случај, дискот ја зрачи вискозната топлина, се лади и станува геометриски тенок. Сепак, оваа претпоставка може да се расипе. Во случајот со радијативно неефикасност, дискот може да се „издува“ во торус или некое друго тридимензионално решение како што е протокот на насобирање со доминација на адвекција (ADAF). Решенијата на ADAF обично бараат стапката на насобирање да биде помала од неколку проценти од границата на Едингтон. Друга крајност е случајот со прстените на Сатурн, каде што дискот е толку слаб со гас што неговиот аголен транспорт на моментум е доминиран од судири на цврсти тела и гравитациски интеракции на диск-месечина. Моделот е во согласност со неодамнешните астрофизички мерења со помош на гравитациски леќи.
Магнетовртежна нестабилност десно|мини|200x200пкс| HH-30, објект Хербиг-Харо опкружен со насобирачки диск Балбус и Хејли (1991) предложиле механизам кој вклучува магнетни полиња за генерирање на пренос на аголниот моментум. Едноставен систем што го прикажува овој механизам е гасен диск во присуство на слабо осно магнетно поле. Два радијално соседни флуидни елементи ќе се однесуваат како две точки на маса поврзани со пружина без маса, при што тензијата на пружината ја игра улогата на магнетното затегнување. Во кеплеровиот диск, внатрешниот флуиден елемент би орбитирал побрзо од надворешниот, предизвикувајќи пружината да се протега. Внатрешниот течен елемент потоа е принуден од пружината да забави, соодветно да го намали неговиот аголен момент, предизвикувајќи го да се пресели во пониска орбита. Надворешниот течен елемент што се повлекува напред ќе се забрза, зголемувајќи го неговиот аголен моментум и ќе се премести во орбита со поголем полупречник. Затегнатоста на пружината ќе се зголеми како што двата флуидни елементи се оддалечуваат и процесот бега.
Може да се покаже дека во присуство на таква пружинска напнатост, критериумот за стабилност на Рејли се заменува со
Повеќето астрофизички дискови не го исполнуваат овој критериум и затоа се склони кон оваа магнетовртежна нестабилност. Се верува дека магнетните полиња присутни во астрофизичките објекти (потребни за појава на нестабилност) се генерирани преку дејство на динамо-теорија.
Магнетни полиња и млазови Насобирачките дискови обично се претпоставуваат дека се навојни од надворешните магнетни полиња присутни во меѓуѕвездената средина. Овие полиња се типично слаби, но тие можат да се закотват на материјата во дискот поради неговата висока електрична спроводливост и да се носат навнатре кон централната ѕвезда. Овој процес може да го концентрира магнетниот флукс околу центарот на дискот што доведува до многу силни магнетни полиња. Образувањето на моќни астрофизички млазници долж оската на вртење на насобирачките дискови бара полоидално магнетно поле од големи размери во внатрешните делови на дискот.