Дисковий вітер — відтік частинок, що спостерігається в астрономії навколо акреційних дисків, головним чином поблизу протопланетних дисків та активних ядер галактик. Дисковий вітер складається з газового та пилового компонентів. В протопланетних дисках, видимих з ребра, дисковий вітер вдається спостерігати безпосередньо.

Молоді зоряні об'єкти Дисковий вітер часто має вкладену структуру: вузькі високошвидкісні колімовані джети оточені повільнішим і ширшим дисковим вітром. Цей ширший вітер зазвичай виявляють за молекулярними емісійними лініями. Центральна зоря, протозоря або процес акреції випромінює високоенергетичні фотони з частотами від далекого ультрафіолетового до рентгенівського діапазону. Це іонізує й нагріває газ і пил у диску. Спочатку цей матеріал викидається через магніторотаційну нестійкість. Далі магніто-відцентрові процеси пришвидшують речовину, і така модель описує вітер як магнітогідродинамічний (МГД). Важлива функція МГД-вітру — відведення моменту імпульсу від диска та протозорі. Якщо МГД-вітер не залишає систему, він може випадати на екваторіальну область зорі й сприяти акреції речовини. Дослідження показують, що дисковий вітер є основним чинником акреції в молодих зоряних об'єктах. На пізніх стадіях дискові вітри розглядають як механізм розсіювання протопланетних дисків. У цих моделях вітер зумовлений фотовипаровуванням (ФВ-вітер) і не відіграє ролі у відведенні моменту імпульсу. Поверхня диска нагрівається фотонами й випаровується у вигляді вітру. Більшість ширококутних повільних дискових вітрів узгоджуються з МГД-моделями та мають вищу швидкість втрати маси, ніж вузькі джети. У міру еволюції системи до молодих зоряних об'єктів класу II джети стають менш помітними, а МГД-вітри переходять у ФВ-вітри. Водночас темп акреції на зорю зменшується.

Дисковий вітер також впливає на тверду компоненту протопланетного диска, а отже — на формування планет у цій області. Він головно виносить газ із диска, але разом із ним частково захоплює й пил. Це збільшує відношення маси пилу до маси газу, сприяє утворенню твердих частинок і, зрештою, планетезималей. У типовому протопланетному диску планети малої маси мігрують усередину через гравітаційну взаємодію з диском. Зменшення густини внутрішнього диска може сповільнювати, зупиняти або навіть змінювати напрям міграції планет у цій зоні.

Спостереження за допомогою радіотелескопа ALMA допомогли розділити структуру цих дискових вітрів. Космічний телескоп Джеймса Вебба також зміг просторово розділити молекулярні дискові вітри. У дисках, орієнтованих площиною до спостерігача, як-от , дисковий вітер можна виявити за інфрачервоним надлишком і за згустками, що проходять перед зорею.

Активні ядра галактик Витоки речовини навколо надмасивних чорних дір поділяють на швидкі колімовані джети та повільніші (≤20 % швидкості світла), але масивніші дискові вітри. Такі вітри найкраще помітні в широких лініях поглинання деяких активних ядер галактик, відомих як квазар із широкими лініями поглинання (). Запропоновано кілька механізмів, що можуть їх зумовлювати. Один із них — рухомий лініями () дисковий вітер: у цій моделі ультрафіолетові фотони, що утворюються в диску поблизу надмасивної чорної діри, розсіюються на сильних резонансних лініях. У спектрах квазарів із широкими лініями поглинання в ультрафіолетовому діапазоні спостерігають багато таких ліній. У цій моделі дисковий вітер поширюється в площині диска.

Біля інших об'єктів

Дискові вітри виявлено й біля інших об'єктів, зокрема біля чорної діри зоряної маси GRO J1655-40, у подвійних системах із чорними дірами — рентгенівських подвійних системах, а також їх присутність припускають у кілонових.

Див. також

Навколозоряний диск Зоряний вітер

Примітки