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अभिवृद्धि डिस्क के उत्सर्जन के कारण

अभिवृद्धि डिस्क के उत्सर्जन के कारण


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जहाँ तक मैं देख सकता हूँ, अभिवृद्धि डिस्क से ऊर्जा के उत्सर्जन के लिए दो मुख्य स्रोत हैं:

  • गिरने वाले पदार्थ की गुरुत्वाकर्षण स्थितिज ऊर्जा का विमोचन;
  • डिस्क के भीतर अंतर रोटेशन से घर्षण।

प्रत्येक प्रक्रिया के कारण उत्सर्जित ऊर्जा का कितना भाग होता है? उस मामले के लिए, क्या कोई अन्य प्रक्रियाएँ हैं जो स्पेक्ट्रम में योगदान करती हैं?


अभिवृद्धि डिस्क में क्या होता है?

एक अभिवृद्धि डिस्क एक संरचना है (अक्सर एक परिस्थितिजन्य) डिस्क) एक विशाल केंद्रीय पिंड के चारों ओर कक्षीय गति में विसरित सामग्री द्वारा निर्मित। टकराव का कारण बनता है में परिक्रमा सामग्री डिस्क केंद्रीय शरीर की ओर अंदर की ओर सर्पिल करने के लिए।

इसके अलावा, अभिवृद्धि डिस्क कितनी गर्म है? सिद्धांत भविष्यवाणी करता है कि गैस एक अपारदर्शी, चमकदार के रूप में छेद में बहती है डिस्क, एक तथाकथित अभिवृद्धि डिस्क (चित्र 1 देखें), और इसका तापमान 10 मिलियन डिग्री तक पहुंचने का अनुमान है।

इसी तरह, ब्लैक होल की अभिवृद्धि डिस्क क्या है?

सामग्री, जैसे गैस, धूल और अन्य तारकीय मलबे जो a . के करीब आ गए हैं ब्लैक होल लेकिन इसमें पूरी तरह से नहीं गिरा, घटना क्षितिज के चारों ओर कताई पदार्थ का एक चपटा बैंड बनाता है जिसे . कहा जाता है अभिवृद्धि डिस्क (या डिस्क).

अभिवृद्धि डिस्क कितने समय तक चलती है?

अभिवृद्धि डिस्क गामा किरण फटने (जीआरबी) में जीआरबी शीघ्र उत्सर्जन की अवधि तक चल सकता है 0.01 - 2 सेकंड (शॉर्ट बर्स्ट) से 2 - 500 सेकंड तक (लंबा बर्स्ट) और क्रमशः कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट्स या असफल सुपरनोवा (कोलैपसर) को मर्ज करके समझाया जा सकता है।


बेसिक पेट्रोलॉजी

३.४.१.२ नेबुलर परिकल्पना

नेबुलर परिकल्पना सौर मंडल के गठन और विकास की व्याख्या करने वाला सबसे व्यापक रूप से स्वीकृत मॉडल है। यह पहली बार १७३४ में एक स्वीडिश वैज्ञानिक इमानुएल स्वीडनबॉर्ग द्वारा प्रस्तावित किया गया था, जो खनन इंजीनियर, एनाटोमिस्ट और खगोलशास्त्री के रूप में व्यवसाय करते थे। परिकल्पना मूल रूप से केवल हमारे अपने सौर मंडल पर लागू की गई थी। माना जाता है कि ग्रह प्रणाली निर्माण की यह विधि अब पूरे ब्रह्मांड में काम कर रही है। नेबुलर परिकल्पना यह बताती है कि तारे आणविक हाइड्रोजन-विशाल आणविक बादलों के विशाल और घने बादलों में बनते हैं। वे गुरुत्वाकर्षण की दृष्टि से अस्थिर होते हैं, और पदार्थ भीतर छोटे और सघन गुच्छों में मिल जाता है, जो तब ढहने और तारे बनाने के लिए आगे बढ़ते हैं। तारे का बनना एक जटिल प्रक्रिया है, जो हमेशा युवा तारे के चारों ओर एक गैसीय प्रोटोप्लानेटरी डिस्क बनाती है। यह कुछ विशेष परिस्थितियों में ग्रहों को जन्म दे सकता है, जो अच्छी तरह से ज्ञात नहीं हैं। इस प्रकार ग्रह प्रणालियों का निर्माण तारा निर्माण का एक स्वाभाविक परिणाम माना जाता है। सूर्य जैसे तारे को बनने में आमतौर पर लगभग 100 मिलियन वर्ष लगते हैं।

प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क एक अभिवृद्धि डिस्क है जो केंद्रीय तारे को खिलाती रहती है। डिस्क शुरू में बहुत गर्म होती है और बाद में ठंडी होती है जिसे चट्टानों और बर्फ से बने छोटे धूल कणों के संभावित गठन द्वारा "टी टॉरी स्टार (टीटीएस)" चरण के रूप में जाना जाता है। अनाज अंततः किलोमीटर के आकार के ग्रहों में जमा हो सकते हैं। प्लैनेटिमल्स ठोस वस्तुएं हैं जिन्हें प्रोटोप्लानेटरी डिस्क और मलबे डिस्क में मौजूद माना जाता है। एक प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क एक युवा नवगठित तारे, यानी टीटीएस के आसपास घनी गैस की घूमने वाली परिस्थितिजन्य डिस्क है। यदि डिस्क काफी बड़ी है, तो भगोड़ा अभिवृद्धि शुरू हो जाती है जिसके परिणामस्वरूप तेजी से - 100,000-300,000 वर्ष - चंद्रमा का निर्माण - मंगल के आकार के ग्रहीय भ्रूणों में होता है। ग्रहों के भ्रूण हिंसक विलय के एक चरण से गुजरते हैं, जिससे तारे के पास कुछ स्थलीय ग्रह बनते हैं। अंतिम चरण में लगभग 100 मिलियन-1,000 मिलियन वर्ष लगते हैं।

सितारा गुरुत्वाकर्षण बलों द्वारा एक साथ रखे हुए विशाल प्लाज्मा का एक विशाल और चमकदार क्षेत्र है। सूर्य पृथ्वी ग्रह का निकटतम तारा है और ग्रह पर अधिकांश ऊर्जा का स्रोत है। तारे असंख्य हैं और रात में दूर-दूर तक चमकते और टिमटिमाते हुए देखे जा सकते हैं। तारे एक साथ समूहित होकर तारामंडल बनाते हैं।

ग्रह एक खगोलीय या खगोलीय पिंड है जो किसी तारे की परिक्रमा करता है। ग्रह अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण द्वारा अपनी धुरी में घूमने के लिए पर्याप्त विशाल है।

सौर मंडल में सूर्य (तारा) और इसकी आठ ग्रह प्रणाली शामिल है, उनके चंद्रमा एक विशाल बादल के पतन से 4,600 मिलियन वर्ष पहले बने थे। सूर्य से बाहर की ओर आठ ग्रह बुध, शुक्र, पृथ्वी, मंगल (चट्टान और धातु), बृहस्पति, शनि (हाइड्रोजन और हीलियम), यूरेनस और नेपच्यून (पानी-अमोनिया और मीथेन) हैं। सभी ग्रह लगभग वृत्ताकार कक्षाओं में घूमते हैं जो लगभग समतल डिस्क के भीतर स्थित होते हैं जिन्हें एक्लिप्टिक प्लेन.

तारा, ग्रह और सौर मंडल एक ही विशाल विशाल मूल बादल और धूल से उत्पन्न हुए हैं और एक दूसरे के पूरक हैं।


सुपरमैसिव और तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल में पहचानी गई गतिविधि की समान अवस्थाएँ

छवि: यह आंकड़ा दिखाता है कि कैसे सक्रिय सेफ़र्ट-1 आकाशगंगाओं की जनसंख्या में आमतौर पर अभिवृद्धि डिस्क ('सॉफ्ट' अवस्था) के उत्सर्जन का प्रभुत्व होता है, जबकि LINERs की जनसंख्या बहुत कम होती है। और देखें

श्रेय: टीओ मुñoz दरियास/जुआन ए. फ़र्न&अकुटेन्डेज़ ओन्टिवरोस

रोम में Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) के शोधकर्ता जुआन ए. फ़र्न's-Ontiveros और Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) के टीओ म्यू'स-डारियास ने एक लेख लिखा है जिसमें वे आकाशगंगाओं के केंद्रों में सुपरमैसिव ब्लैक होल के एक बड़े नमूने की गतिविधि की विभिन्न अवस्थाओं का वर्णन करें। उन्होंने अपने निकटतम "संबंधों" के व्यवहार का उपयोग करके उन्हें वर्गीकृत किया है, एक्स-रे बायनेरिज़ में तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल। लेख अभी पत्रिका में प्रकाशित हुआ है रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी की मासिक नोटिस (मनरसा).

ब्लैक होल का द्रव्यमान उन वस्तुओं से लेकर होता है, जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का केवल कुछ गुना होता है और हजारों-लाखों सौर द्रव्यमान वाले होते हैं। वैश्विक दृष्टिकोण से उनकी गतिविधि चक्रों को समझना दशकों से शोध का विषय रहा है। तारकीय द्रव्यमान बाइनरी सिस्टम में एक साथी तारे के साथ पाए जाते हैं, जिससे वे उस गैस को चूसते हैं जिसकी उन्हें अपनी गतिविधि को बनाए रखने की आवश्यकता होती है, जबकि सुपरमैसिव किस्म अधिकांश आकाशगंगाओं के केंद्रों में पाई जाती है और वे गैस पर फ़ीड करती हैं, धूल, और तारे जो गांगेय नाभिक के गुरुत्वीय कुएँ में गिरते हैं।

तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल तेजी से विकसित होते हैं। उनका गतिविधि चक्र आमतौर पर कुछ महीनों या वर्षों तक रहता है, जिसके दौरान वे विभिन्न राज्यों या चरणों से गुजरते हैं। इनकी अभिवृद्धि डिस्क (जहां ब्लैक होल में गिरने से पहले गर्म गैस जमा होती है), उनकी हवाओं और उनके द्वारा उत्पादित सामग्री के जेट के गुणों में परिवर्तन की विशेषता है। दो प्रमुख राज्य हैं, पहला अभिवृद्धि डिस्क का प्रभुत्व है, और दूसरा जेट द्वारा। डिस्क के प्लाज्मा द्वारा थर्मल उत्सर्जन द्वारा 'नरम' अवस्था का उल्लेख किया जाता है, जबकि जेट को 'कठिन' अवस्था में देखा जाता है, जब डिस्क ठंडा हो जाती है, और रेडियो तरंग दैर्ध्य पर उत्सर्जन बहुत तीव्र हो जाता है।

क्योंकि वे बहुत अधिक विशाल हैं, सुपरमैसिव ब्लैक होल अपने तारकीय द्रव्यमान समकक्षों की तुलना में बहुत अधिक धीरे-धीरे विकसित होते हैं। इसलिए, इनमें राज्यों की उपस्थिति और क्षणभंगुर घटनाओं को दिखाने के लिए लाखों वर्षों तक उनका अवलोकन करना होगा, क्योंकि मानव जीवन के दौरान होने वाले परिवर्तनों को मापने के लिए बहुत छोटा होगा। इसके अलावा, आकाशगंगाओं के नाभिक सितारों की घनी आबादी वाले क्षेत्र हैं, और हाइड्रोजन और धूल मास्क द्वारा प्रकाश का अवशोषण और केंद्रीय ब्लैक होल के चारों ओर अभिवृद्धि डिस्क से विकिरण को छुपाता है।

इस अध्ययन में फर्न के 225ndez-Ontiveros और Muñoz-Darias ने 167 सक्रिय आकाशगंगाओं के एक नमूने का उपयोग किया है ताकि अच्छे आंकड़ों के साथ सुपरमैसिव ब्लैक होल की संभावित अभिवृद्धि अवस्थाओं की पहचान की जा सके। अभिवृद्धि डिस्क से उत्सर्जन का सीधे पता नहीं लगाया जा सकता है, लेकिन मध्य क्षेत्र में गैस वर्णक्रमीय रेखाओं के रूप में विकिरण को अवशोषित और संसाधित करती है। मध्य-अवरक्त में देखी गई ऑक्सीजन और नियॉन की रेखाओं का उपयोग करके, इन वस्तुओं में डिस्क की उपस्थिति का परीक्षण करना संभव है। "अध्ययन सुपरमैसिव ब्लैक होल में अभिवृद्धि राज्यों की उपस्थिति को प्रदर्शित करता है, गुणों के साथ जो हम तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल से जानते हैं, जहां 'सॉफ्ट' अवस्था में सिस्टम एक उज्ज्वल डिस्क को बंद करते हैं, और वे 'हार्ड' अवस्था में होते हैं तीव्र रेडियो उत्सर्जन दिखाते हैं जबकि डिस्क बहुत कमजोर होती है", जुआन ए. फर्न के 225ndez-Ontiveros, एक INAF शोधकर्ता बताते हैं, जिन्हें IAC में प्रशिक्षित किया गया था।

"यह काम सामग्री (गैस) के व्यवहार को समझने के लिए एक नई खिड़की खोलता है जब यह बड़े पैमाने पर ब्लैक होल में गिरता है, और सुपरमैसिव ब्लैक होल के गतिविधि चक्रों की अधिक सटीक समझ में मदद करता है जो कि केंद्रों में हैं मोस्ट गैलेक्सीज़", आईएसी के एक शोधकर्ता टीओ म्यू'स 241 ऑउंस-डारियास कहते हैं।

यह आंकड़ा दिखाता है कि कैसे सक्रिय सेफर्ट-1 आकाशगंगाओं की जनसंख्या में आमतौर पर अभिवृद्धि डिस्क ('सॉफ्ट' अवस्था) के उत्सर्जन का प्रभुत्व होता है, जबकि LINERs की जनसंख्या बहुत कम चमकदार होती है और जेट ('कठोर' अवस्था) पर हावी होती है। जो रेडियो तरंगों में तीव्रता से उत्सर्जित होता है। दूसरी ओर, सेफ़र्ट -2 आकाशगंगाएँ एक सजातीय व्यवहार नहीं दिखाती हैं और जबकि एक अच्छा हिस्सा सीफ़र्ट -1 के समान व्यवहार करता है, उनमें से एक बड़ा समूह मध्यवर्ती राज्यों में स्थित है। बाद वाले भी कम समय के लिए तारकीय ब्लैक होल में देखे जाते हैं।

लेख: जुआन ए. फ़र्नández-Ontiveros & Teo Muñoz-Darias, "एक्स-रे बाइनरी एक्रीशन स्टेट्स इन एक्टिव गेलेक्टिक न्यूक्ली? मिड-इन्फ्रारेड नेबुलर लाइन्स के साथ सुपरमैसिव ब्लैक होल की एक्रीशन डिस्क को सेंसिंग करना"। रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी की मासिक नोटिस, अप्रैल 2021। डीओआई: https:///doi। संगठन / 10. 1093 / मनरस / छुरा 1108

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कॉम्पैक्ट तारकीय प्रणालियों में अभिवृद्धि डिस्क

सफेद बौनों, न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल युक्त कॉम्पैक्ट तारकीय प्रणालियों में अभिवृद्धि डिस्क प्रोटो-स्टार से क्वासर तक विभिन्न प्रकार के वातावरण में अभिवृद्धि डिस्क की भूमिका को समझने के लिए प्रमुख प्रयोगशाला हैं। डिस्क अस्थिरता और गतिकी पर हाल के काम ने एक नया सैद्धांतिक ढांचा दिया है जिसके साथ अभिवृद्धि डिस्क का अध्ययन किया जा सकता है। समय-निर्भर घटना की मॉडलिंग फोटोमेट्रिक और स्पेक्ट्रोस्कोपिक परिवर्तनशीलता के कारणों और व्याख्या में नई अंतर्दृष्टि प्रदान करती है और मौलिक भौतिक समस्या पर नई बाधाएं - अभिवृद्धि डिस्क में चिपचिपाहट की उत्पत्ति। इस पुस्तक में सीमा चक्र थर्मल अस्थिरताओं की प्रकृति और कोणीय गति परिवहन के सिद्धांत से डिस्क संरचना के ग्रहण मानचित्रण तक कई निकट संबंधी विषयों पर विशेषज्ञ समीक्षाएं शामिल हैं। परिणाम कॉम्पैक्ट बाइनरी सिस्टम में अभिवृद्धि डिस्क की संरचना और विकास का एक व्यापक समकालीन सर्वेक्षण है।

  • अभिवृद्धि डिस्क अनुसंधान का परिचय (जे वुड)
  • बौना नोवा अभिवृद्धि डिस्क में सीमा चक्र अस्थिरता (जे के कैनिज़ो)
  • कम द्रव्यमान अभिवृद्धि डिस्क में कोणीय गति परिवहन (ई टी विश्नियाक और पी एच डायमंड)
  • प्रलयकारी चर सितारों में अभिवृद्धि डिस्क से उत्सर्जन रेखाएं (ई एल रॉबिन्सन एट अल।)
  • अभिवृद्धि डिस्क का ग्रहण मानचित्रण: पहला दशक (के हॉर्न)
  • अभिवृद्धि डिस्क और उभरते हुए स्पेक्ट्रा का वातावरण (जी शैविव और आर वेहरसे)
  • डिस्क और मैग्नेटोस्फीयर (ए आर किंग और जेपी लसोटा)
  • बड़े पैमाने पर नुकसान और सीमा परत (जे ई ड्रू और डब्ल्यू केली)
  • धारा और अभिवृद्धि डिस्क के बीच की बातचीत (एम लिवियो)
  • क्लोज बाइनरी सिस्टम में एक्स्रीशन डिस्क पर ज्वारीय प्रभाव (वाई ओसाकी एट अल।)
  • तेज एक्स-रे बायनेरिज़ में अभिवृद्धि डिस्क (एच इनौ)
  • शीतल एक्स-रे ट्रांजिएंट के एक्स-रे रोशनी मॉडल Model (जे एम हामूरी एट अल।)
  • ब्लैक होल अभिवृद्धि डिस्क अस्थिरता (एस मिनेशिगे और एम कुसुनोज)
सामने का मामला
अभिवृद्धि डिस्क अनुसंधान का परिचय

अभिवृद्धि डिस्क के बारे में किताबें पहले भी लिखी जा चुकी हैं, लेकिन कोई भी इस विषय को उतना विस्तार से कवर नहीं करता जितना यहां किया गया है। यह पुस्तक पाठक को अभिवृद्धि डिस्क की मूल अवधारणाओं से लेकर इस विषय में वर्तमान में किए जा रहे नवीनतम कार्यों तक ले जाती है। अवलोकन और सैद्धांतिक दोनों कार्य शामिल हैं। जैसे, यह उन लोगों के लिए एक परिचय के रूप में उपयुक्त है जिन्होंने इस क्षेत्र में अन्य समीक्षाओं के कई उपयोगी संदर्भों के साथ कभी काम नहीं किया है। यह क्षेत्र में काम कर रहे खगोलविदों के लिए भी बेहद उपयोगी होगा। प्रत्येक अध्याय अभिवृद्धि डिस्क के एक अलग पहलू पर ध्यान केंद्रित करता है और प्रत्येक क्षेत्र में एक विशेषज्ञ द्वारा लिखा जाता है। पाठक को कई संदर्भ दिए जाते हैं जिसके साथ वे रुचि के किसी भी पहलू को आगे बढ़ा सकते हैं ...

बौना नोवा अभिवृद्धि डिस्क में सीमा चक्र अस्थिरता

हम बौना नोवा अभिवृद्धि डिस्क के संदर्भ में अभिवृद्धि डिस्क सीमा चक्र तंत्र की समीक्षा करते हैं। हम अस्थिरता के पीछे बुनियादी भौतिकी की चर्चा के साथ शुरू करते हैं, और फिर सिद्धांत और अवलोकन के बीच तुलना के एक सिंहावलोकन के लिए आगे बढ़ते हैं।

कम द्रव्यमान अभिवृद्धि डिस्क में कोणीय गति परिवहन

हम कम द्रव्यमान वाले अभिवृद्धि डिस्क में कोणीय गति के परिवहन पर विचार करते हैं, इस अर्थ में कि इन डिस्क में सामग्री द्वारा उत्पादित गुरुत्वाकर्षण बल डिस्क की गतिशीलता पर नगण्य प्रभाव डालते हैं। यह परिवहन कैसे होता है, इस पर कोई स्थापित सहमति नहीं है। हम ध्यान दें कि घटना संबंधी कारणों से पारंपरिक α मॉडल शायद वास्तविक डिस्क का अच्छा विवरण नहीं है। यहां हम कुछ अधिक आशाजनक मॉडलों की संक्षिप्त समीक्षा करते हैं। इनमें ऐसे मॉडल शामिल हैं जिनमें कोणीय गति परिवहन झटके और चुंबकीय क्षेत्र की अस्थिरताओं से प्रेरित होता है। उत्तरार्द्ध अधिक आशाजनक है, लेकिन इसके लिए डायनेमो की आवश्यकता होती है। हम ध्यान दें कि एक संवाहक डिस्क में संवहन के कारण कोणीय गति परिवहन की दिशा ज्ञात नहीं है क्योंकि प्रतिस्पर्धी तंत्र काम पर हैं। हम कई संभावित डायनेमो तंत्रों और उनकी समस्याओं पर संक्षेप में चर्चा करते हैं। फिर हम आंतरिक तरंग चालित डायनेमो मॉडल का विस्तृत विवरण देते हैं, जिसमें बड़ी त्रिज्या पर उत्तेजित आंतरिक तरंगें एक α - डायनेमो चलाती हैं। इस तरह से उत्पन्न अज़ीमुथल चुंबकीय क्षेत्र एक चुंबकीय कतरनी अस्थिरता (MSI) के लिए अस्थिर है, जो विशिष्ट द्रव वेग के साथ लगभग आइसोट्रोपिक अशांत एडी को चलाता है

वी , जहां वी स्थानीय अल्फवेन गति है। एडी का पैमाना है

वी/Ω , जहां स्थानीय घूर्णी आवृत्ति है। यह अशांति डायनेमो की संतृप्ति की ओर ले जाती है जब V

(एच/आर) 2/3 सीरों , जहां H डिस्क की आधी मोटाई है, cरों स्थानीय ध्वनि गति है, और r रेडियल निर्देशांक है। यह एक प्रभावी आयामहीन चिपचिपाहट गुणांक को जन्म देता है

(एच/आर) 4/3 और लंबवत और रेडियल प्रसार गुणांक जो हैं

(एच/आर) ४/३ एचसीरों . एन्ट्रापी के परिणामी ऊर्ध्वाधर प्रसार का अभिवृद्धि डिस्क में ऊर्ध्वाधर संरचना के विस्तृत मॉडल पर पर्याप्त प्रभाव पड़ेगा। बहुत गर्म डिस्क की चिपचिपा और थर्मल अस्थिरता, जो विकिरण दबाव और इलेक्ट्रॉन बिखरने का प्रभुत्व रखते हैं, इस मॉडल में काफी हद तक नियंत्रित होती हैं। हम नोट करते हैं कि एमएसआई काफी हद तक अभिवृद्धि डिस्क में पार्कर अस्थिरता को दबा देता है।

प्रलयकारी चर सितारों में अभिवृद्धि डिस्क से उत्सर्जन लाइनें

यह समीक्षा ड्वार्फ नोवा, एंटी-ड्वार्फ नोवा, यूएक्स यूएमए स्टार्स और कुछ हद तक क्लासिकल नोवा में अभिवृद्धि डिस्क से उत्सर्जन लाइनों पर चर्चा करती है। डॉपलर टोमोग्राफी और समय-औसत लाइन प्रोफाइल के लिए सीधे फिट बताते हैं कि हाइड्रोजन लाइन उत्सर्जन का वितरण डिस्क के केंद्र की ओर चरम पर है और इसे β के साथ रेडियल वितरण f(R) α R -β द्वारा अनुमानित किया जा सकता है।

1.5 - 2.0। बामर डिक्रीमेंट कुछ हद तक केंद्र की ओर चपटा होता है। उत्सर्जन लाइनों की समान चौड़ाई सिस्टम के पूर्ण दृश्य परिमाण के साथ दृढ़ता से सहसंबद्ध होती है, सिस्टम के तेज होने के साथ कमजोर होती जाती है। वे कक्षीय झुकाव के साथ भी सहसंबद्ध हैं, जैसे-जैसे कक्षीय झुकाव बढ़ता है, वे बड़े होते जाते हैं। वैकल्पिक रूप से पतली चिपचिपा अभिवृद्धि डिस्क को लागू करने वाले मॉडल प्रेक्षित रेखा की ताकत और कक्षीय झुकाव के साथ उनके सहसंबंध को पुन: पेश करने में विफल होते हैं, और वे बौने नोवा के विस्फोट के दौरान उत्सर्जन लाइनों के विस्तृत व्यवहार के लिए खाते में असमर्थ हैं। इस बात के प्रमाण हैं कि सीमा परत और केंद्रीय तारे द्वारा डिस्क के विकिरण से उत्सर्जन रेखाएँ उत्पन्न होती हैं। विकिरण को लागू करने वाले मॉडल अवलोकन संबंधी डेटा से गुणात्मक रूप से सहमत होते हैं।

अभिवृद्धि डिस्क का ग्रहण मानचित्रण: पहला दशक

ग्रहण प्रकाश वक्रों के अवलोकनों का उपयोग प्रलयकारी चरों को ग्रहण करने में अभिवृद्धि डिस्क के मानचित्र बनाने के लिए किया जा रहा है। वास्तविक अभिवृद्धि डिस्क की संरचना का अवलोकन करके, हम अभिवृद्धि डिस्क वायुमंडल की संरचना के मॉडल का परीक्षण कर सकते हैं, विस्फोट के दौर से गुजर रहे बौने नोवा डिस्क की संरचना में समय-भिन्नताओं को ट्रैक करके अभिवृद्धि डिस्क चिपचिपाहट के बारे में जान सकते हैं, और विभिन्न प्रणालियों में बड़े पैमाने पर अभिवृद्धि दर को माप सकते हैं। प्रलयकारी चर के दीर्घकालिक विकास के बारे में विचारों का परीक्षण करने के लिए द्विआधारी अवधि। विस्फोट के दौरान और लंबी अवधि के नोवा-जैसे चर में बौने नोवा में देखी गई डिस्क संरचनाएं स्थिर-राज्य डिस्क के लिए सिद्धांत द्वारा अनुमानित टी α आर -3/4 कानून की पुष्टि करती हैं। हालांकि, अर्धवृत्ताकार बौने नोवा के डिस्क में बहुत अधिक चापलूसी रेडियल प्रोफाइल पाए जाते हैं, जो वैकल्पिक रूप से पतले दिखाई देते हैं, और नोवा जैसे चर में 3 से 4 घंटे के बीच की अवधि के साथ, जो एक अभिवृद्धि डिस्क हवा चला सकता है। यह अध्याय ग्रहण मानचित्रण विधियों की समीक्षा करता है, और कुछ चुनौतियों पर चर्चा करता है जो अभिवृद्धि डिस्क मानचित्र अभिवृद्धि डिस्क सिद्धांत को प्रस्तुत कर रहे हैं।

अभिवृद्धि डिस्क और उभरते हुए स्पेक्ट्रम के वातावरण

स्थिर अभिवृद्धि डिस्क के लिए स्व-संगत मॉडल वायुमंडल के निर्माण की समीक्षा की जाती है और संबंधित हाइड्रोस्टेटिक संरचना और विकिरण क्षेत्र की गणना करने के लिए एक विधि का वर्णन किया गया है। सातत्य और लाइन उत्सर्जन की समझ के लिए ऐसे मॉडलों के महत्व के साथ-साथ मॉडल को एक स्व-संगत तरीके से बनाने की आवश्यकता पर चर्चा और प्रदर्शन किया जाता है।

डिस्क और मैग्नेटोस्फीयर

हम चुंबकीय न्यूट्रॉन सितारों और सफेद बौनों पर निकट द्विआधारी अभिवृद्धि प्रवाह पर चर्चा करते हैं। कुछ आंतरिक त्रिज्या पर चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ प्रवाह द्वारा बाधित डिस्क प्रवाह की मूल तस्वीर ज्यादातर मामलों में विफल हो जाती है, अपवाद न्यूट्रॉन-स्टार बायनेरिज़ है जिसमें साथी रोश लोब को ओवरफ्लो करता है। पवन अभिवृद्धि में, या रोश लोब एक चुंबकीय सफेद बौने पर अतिप्रवाह, प्रवाह को गलत समझा जाता है, और डिस्क मॉडल बाइनरी के देखे गए कोणीय गति बजट के लिए जिम्मेदार नहीं हो सकते हैं। हम इन क्षेत्रों में हाल की प्रगति पर चर्चा करते हैं।

बड़े पैमाने पर नुकसान और सीमा परत

इस अध्याय में, उच्च अवस्था में गैर-चुंबकीय प्रलयकारी चर से जुड़ी दो घटनाओं पर ध्यान केंद्रित किया गया है, अर्थात् ऑप्टिकली-मोटी सीमा परत और उच्च वेग बहिर्वाह। सीमा परत के हाइड्रोडायनामिक मॉडलिंग में कला की स्थिति का वर्णन किया गया है और इसे सफेद बौने के चारों ओर ऑप्टिकली-मोटी, शारीरिक रूप से पतली भूमध्यरेखीय बेल्ट के रूप में सीमा परत की 'शास्त्रीय' अवधारणा का समर्थन करने के लिए दिखाया गया है। प्रलयकारी परिवर्तनशील हवाओं के प्रेक्षित और व्युत्पन्न गुणों को संक्षेप में प्रस्तुत किया गया है। बड़े पैमाने पर नुकसान और सीमा परत के बीच संभावित शारीरिक संबंध का एक महत्वपूर्ण अवलोकन तब दिया जाता है। एक्स-रे और उच्च संवेदनशीलता पराबैंगनी टिप्पणियों से क्या सीखा और सीखा जा सकता है, इस पर विशेष ध्यान दिया जाता है।

स्ट्रीम और अभिवृद्धि डिस्क के बीच की बातचीत

आंतरिक लैग्रैन्जियन बिंदु से गैस की धारा और अभिवृद्धि डिस्क के बीच परस्पर क्रिया की समस्या की समीक्षा की जाती है। प्रलयकारी चर और कम द्रव्यमान वाले एक्स-रे बायनेरिज़ दोनों के अवलोकन से संकेत मिलता है कि प्रभाव के बिंदु पर सीधे उज्ज्वल स्थान से जुड़ी घटनाओं के अलावा, अभिवृद्धि डिस्क कुछ बाइनरी चरणों में ऊर्ध्वाधर मोटाई के क्षेत्रों को प्रदर्शित करती है। यह इंगित किया गया है कि सैद्धांतिक विचारों के आधार पर ऐसी लंबवत संरचना की वास्तव में अपेक्षा की जाती है। यह तर्क दिया जाता है कि भविष्य के अवलोकनों और गणनाओं के संयोजन से महत्वपूर्ण सिस्टम पैरामीटर और कॉम्पैक्ट ऑब्जेक्ट्स पर अभिवृद्धि से जुड़ी प्रक्रियाओं की बेहतर समझ प्राप्त हो सकती है।

निकट बाइनरी सिस्टम में अभिवृद्धि डिस्क पर ज्वारीय प्रभाव

द्वितीयक स्टार द्वारा अभिवृद्धि डिस्क पर लगाए गए ज्वारीय प्रभावों की चर्चा कॉम्पैक्ट क्लोज बाइनरी सिस्टम में की जाती है। अभिवृद्धि डिस्क की गैर-अक्षीय संरचनाओं का अध्ययन निम्नलिखित तीन विधियों द्वारा किया जाता है: (1) बाइनरी क्षमता में सरल आवधिक कण कक्षाएं, (2) गड़बड़ी विधि, और (3) पूर्ण हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन। बौने नोवा के विस्फोट चक्र में डिस्क त्रिज्या भिन्नताओं का अध्ययन किया जाता है। वे ज्वारीय प्रभावों या अभिवृद्धि डिस्क में स्वयं को सबसे स्पष्ट रूप से प्रकट करते हैं। एक अभिवृद्धि डिस्क में ज्वारीय रूप से संचालित विलक्षण अस्थिरता (या ज्वारीय अस्थिरता) को तब एसयू यूएमए-प्रकार के बौने नोवा में सुपरहंप घटना के संबंध में चर्चा की जाती है। यह तर्क दिया जाता है कि एसयू यूएमए सितारों में सुपरआउटबर्स्ट घटना को डिस्क के भीतर दो प्रकार की आंतरिक अस्थिरताओं के परस्पर क्रिया द्वारा समझाया गया है: थर्मल अस्थिरता और ज्वारीय अस्थिरता।

उज्ज्वल एक्स-रे बायनेरिज़ में अभिवृद्धि डिस्क

कम द्रव्यमान वाले एक्स-रे बायनेरिज़ और ब्लैक होल उम्मीदवारों के एक्स-रे अवलोकनों की समीक्षा की जाती है। इन स्रोतों में, एक अभिवृद्धि डिस्क को न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल के करीब विस्तारित माना जाता है और मुख्य रूप से एक्स-रे उत्सर्जन की उपस्थिति को नियंत्रित करने के लिए माना जाता है। ये स्रोत आमतौर पर नरम और कठोर वर्णक्रमीय अवस्थाएँ दिखाते हैं, जो संभवतः अभिवृद्धि डिस्क के आंतरिक भाग की दो विनिमेय अवस्थाओं के अनुरूप होती हैं। दूसरी ओर, डिस्क का बाहरी भाग केंद्रीय कॉम्पैक्ट स्टार से एक्स-रे को दर्शाता है, पुन: संसाधित करता है और कभी-कभी अस्पष्ट करता है। न्यूट्रॉन स्टार और ब्लैक होल उम्मीदवार स्रोतों के बीच समानता और अंतर पर भी चर्चा की गई है।


इस बाइनरी सिस्टम में दोनों सितारों के चारों ओर अभिवृद्धि डिस्क हैं

जैसे-जैसे वे विकसित होते हैं सितारे सभी प्रकार के व्यवहार प्रदर्शित करते हैं। छोटे लाल बौने अरबों या खरबों वर्षों तक सुलगते रहते हैं। विशाल तारे गर्म और चमकीले जलते हैं लेकिन लंबे समय तक नहीं टिकते। और फिर निश्चित रूप से सुपरनोवा हैं।

कुछ अन्य तारे जब युवा होते हैं तो तीव्र चमक के दौर से गुजरते हैं, और उन युवा चमकते सितारों ने खगोलविदों का ध्यान आकर्षित किया है। शोधकर्ताओं की एक टीम अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सब-मिलीमीटर एरे (एएलएमए) का उपयोग कर रहे हैं ताकि युवा चमक को समझने की कोशिश की जा सके। हो सकता है कि उनके नए अध्ययन ने इसका कारण ढूंढ लिया हो, और खगोल विज्ञान में लंबे समय से चली आ रही समस्या का जवाब देने में मदद की हो।

विचाराधीन तारे के प्रकार FU ओरियनिस तारे (FU Ori) हैं। फू ओरियनिस एक प्रकार का तारा है, और नक्षत्र ओरियन में एक विशिष्ट तारा भी है। इस प्रकार का नाम विशिष्ट तारे के नाम पर रखा गया है, जो 1937 में अपनी तरह का पहला चमकता हुआ देखा गया था।

फू ओरि सितारे युवा सितारे हैं जो अभी तक मुख्य अनुक्रम पर नहीं हैं, और उन्होंने अपना पूरा द्रव्यमान हासिल नहीं किया है। वे केवल एक वर्ष में परिमाण के कई आदेशों से भड़क सकते हैं। ये भड़कीले एपिसोड दशकों तक चल सकते हैं, और शोधकर्ताओं का मानना ​​है कि यह गतिविधि स्टार के युवाओं में बढ़ती अभिवृद्धि के कारण होती है। वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि चमकने के दौरान तारा अपने अंतिम द्रव्यमान की एक महत्वपूर्ण मात्रा प्राप्त कर सकता है।

“एपिसोडिक अभिवृद्धि और तारे और ग्रह निर्माण के लिए इसके निहितार्थ अच्छी तरह से समझ में नहीं आते हैं।”

पेरेज़ एट. अल. 2020

अब शोधकर्ताओं की एक टीम एफयू ओरी सितारों का अधिक बारीकी से अध्ययन कर रही है। चिली के सैंटियागो विश्वविद्यालय में सेबेस्टियन पेरेज़ ने अध्ययन का नेतृत्व किया। उनके नए पेपर का शीर्षक है “Resolving the FU Orionis System with ALMA: Interacting Twin Disks?” It’s The Astrophysical Journal में प्रकाशित हुआ।

वैज्ञानिक यह जानना चाहते हैं कि इस अभिवृद्धि और संबंधित लपट के पीछे क्या है। क्या केवल कुछ सितारे ही इसका अनुभव करते हैं? या यह एक ऐसा चरण है जिससे सभी या अधिकांश सितारे गुजरते हैं? यह कितने समय तक चलता है यह एक स्टार के जीवनकाल में केवल एक बार होता है यह समाप्त क्यों होता है?

इस कलाकार की अवधारणा एक युवा तारकीय वस्तु और उसके चारों ओर घूमने वाली अभिवृद्धि डिस्क को दर्शाती है। नासा/जेपीएल-कैल्टेक

तारकीय निर्माण की हमारी समझ के अनुसार युवा प्रोटो-स्टार अपेक्षा से कम चमकदार होते हैं। इसे खगोल विज्ञान में “चमकदार समस्या” के रूप में जाना जाता है, और वैज्ञानिक लंबे समय से उस समस्या से जूझ रहे हैं। यदि युवा सितारे नियमित दर से अभिवृद्धि कर रहे थे, तो उन्हें अधिक चमकदार होना चाहिए। यदि सभी युवा सितारे एफयू ओरि सितारों में दिखाई देने वाली चमकदार गतिविधि प्रदर्शित करते हैं, तो यह इस लापता चमक की व्याख्या कर सकता है। खगोलविदों ने कुछ समय के लिए सोचा है कि क्या इन युवा बनने वाले सितारों में बड़े पैमाने पर अभिवृद्धि स्थिर नहीं हो सकती है, और क्या यह चमक की समस्या की व्याख्या कर सकता है।

“एपिसोडिक अभिवृद्धि और स्टार और ग्रह निर्माण के लिए इसके निहितार्थ अच्छी तरह से समझ में नहीं आते हैं, ” लेखक अपने पेपर में कहते हैं। “ऐसी नाटकीय अभिवृद्धि घटनाओं को समझाने के लिए कई भौतिक प्रक्रियाओं का प्रस्ताव किया गया है। सबसे पसंदीदा तंत्रों में डिस्क फ़्रेग्मेंटेशन और बाद में टुकड़ों का आवक प्रवास, गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता, और दूसरों के बीच चुंबक-घूर्णन अस्थिरता शामिल हैं।”

आर्किटेपल फू ओरियन तारा इसका नाम है, फू ओरियनिस, नक्षत्र ओरियन में। १९३७ में इसे जलते हुए देखा गया और इसकी तीव्रता १६.५ से बढ़कर ९.६ हो गई। खगोलविदों ने सोचा कि यह अपनी तरह का एकमात्र ऐसा था, जब तक कि दूसरों को नहीं देखा गया।

फू ओरियनिस ओरियन के नक्षत्र में है। यह इस छवि में चिह्नित नहीं है, लेकिन यह बेटेलगेस के ऊपर और दाईं ओर है। इमेज क्रेडिट: IAU और स्काई एंड टेलिस्कोप पत्रिका (रोजर सिनोट एंड amp रिक फिएनबर्ग) द्वारा – [1], CC BY 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15407823

फू ओरियनिस वास्तव में दो तारे हैं, जिनमें से प्रत्येक अपनी स्वयं की अभिवृद्धि डिस्क से घिरा हुआ है। वे लगभग १३६० प्रकाश वर्ष दूर ओरियन में हैं। पेरेज़ और शोधकर्ताओं की टीम ने ALMA के साथ सिस्टम को करीब से देखा, जो बाइनरी जोड़ी के ज्वलंत व्यवहार को समझने का पहला कदम था।

ALMA ने दो अभिवृद्धि डिस्क का खुलासा किया, प्रत्येक तारे के चारों ओर एक। वैज्ञानिकों ने यह निष्कर्ष निकालने के लिए अवलोकनों और मॉडलों का उपयोग किया कि प्रत्येक डिस्क त्रिज्या में लगभग 11 खगोलीय इकाइयाँ हैं, जो छोटी है लेकिन अन्य प्रोटो-तारकीय डिस्क की तुलना में है। डिस्क की जोड़ी लगभग 250 खगोलीय इकाइयों द्वारा अलग की जाती है।

एएलएमए सातत्य अवलोकन एफयू ओरियनिस के बाइनरी सितारों के आसपास के दो डिस्क की धूल दिखाते हैं। प्रत्येक डिस्क त्रिज्या में लगभग 11 AU है। [पेरेज़ एट अल। 2020]

इन तारों में जगमगाती गतिविधि को समझने की कुंजी उनके डिस्क की गति, या कीनेमेटीक्स है। जैसा कि टीम ने डिस्क का अध्ययन किया, उन्होंने पाया कि हर एक तिरछी और विषम है। उन्हें लगता है कि यह किसी अन्य तारे द्वारा किसी प्रकार के फ्लाईबाई के कारण हो सकता है। यह स्वयं डिस्क के बीच परस्पर क्रिया के कारण भी हो सकता है। उनमें से कोई भी एपिसोडिक अभिवृद्धि और भड़कने का कारण बन सकता है।

एक युवा सितारे की कलाकार की छाप एक गुस्सा तंत्र-मंत्र फेंकती है क्योंकि यह अचानक अपनी अभिवृद्धि दर को बढ़ाता है और भड़क उठता है। [कैल्टेक/टी. पाइल (आईपीएसी)]

टीम को डिस्क के बीच गैस की एक लंबी, उभरी हुई धारा के प्रमाण भी मिले। वह धारा इस तर्क को मजबूत करती है कि डिस्क इंटरैक्ट कर रही है। जैसा कि वे अपने पेपर में कहते हैं, “उत्सर्जन खुलासा डिस्क रोटेशन भी असममित और तिरछा दिखाई देता है, यह सुझाव देता है कि डिस्क फ्लाईबाई के रूप में बातचीत के अधीन हैं।”

लेखक डिस्क-डिस्क इंटरैक्शन के विकल्प की ओर भी इशारा करते हैं जो शोधकर्ताओं की एक अन्य टीम ने प्रस्तावित किया था। “यहां, क्लाउडलेट या क्लाउड के टुकड़े को पकड़ने से चाप के आकार का परावर्तन नीहारिकाएं भी बनती हैं और डिस्क को जोड़ने वाली गैस का चाप। अभिवृद्धि दर.”

अध्ययन एक बार और सभी के लिए लापता चमकदार प्रश्न का उत्तर नहीं देता है। लेकिन एएलएमए का उपयोग करके एफयू ओरी बाइनरी जोड़ी को करीब से देखने के लिए, वैज्ञानिकों की टीम ने एपिसोडिक अभिवृद्धि और फ्लेयरिंग की हमारी समझ को उन्नत किया है। फू ओरि सितारों के अन्य द्विआधारी जोड़े हैं, और वे भविष्य के अध्ययन के लिए लक्ष्य होंगे।


स्वीकृतियाँ

आरएबी पूर्व एशियाई कोर वेधशाला संघ से EACOA फैलोशिप के माध्यम से समर्थन स्वीकार करता है। S.P.E., G.O. और L.H. ARC डिस्कवरी प्रोजेक्ट (प्रोजेक्ट नंबर DP180101061) के समर्थन को स्वीकार करते हैं। GO को CAS LCWR ग्रांट 2018-XBQNXZ-B-021 द्वारा समर्थित किया गया था। ए.एम.एस. सैद्धांतिक भौतिकी और गणित "आधार" की उन्नति के लिए फाउंडेशन द्वारा समर्थित किया गया था। इस काम को JSPS KAKENHI ग्रांट JP19K03921 ने सपोर्ट किया। टी.एच. MEXT/JSPS KAKENHI अनुदान 16K05293 और 17K05398 द्वारा वित्तीय रूप से समर्थित है। जे.ओ.सी. ISARP RADIOSKY2020 संयुक्त अनुसंधान योजना के हिस्से के रूप में इतालवी विदेश मंत्रालय और अंतर्राष्ट्रीय सहयोग (MAECI अनुदान संख्या ZA18GR02) और दक्षिण अफ्रीकी विज्ञान और प्रौद्योगिकी विभाग के राष्ट्रीय अनुसंधान फाउंडेशन (DST-NRF अनुदान संख्या ११३१२१) द्वारा समर्थन स्वीकार करता है। इस काम को राष्ट्रीय विज्ञान केंद्र, पोलैंड ने अनुदान २०१६/२१/बी/एसटी९/०१४५५ के माध्यम से समर्थन दिया। LBA ऑस्ट्रेलिया टेलीस्कोप नेशनल फैसिलिटी का हिस्सा है, जिसे CSIRO द्वारा प्रबंधित एक राष्ट्रीय सुविधा के रूप में संचालन के लिए ऑस्ट्रेलियाई सरकार द्वारा वित्त पोषित किया जाता है। इस काम को ऑस्ट्रेलियाई सरकार और पश्चिमी ऑस्ट्रेलिया की सरकार से वित्त पोषण के साथ Pawsey सुपरकंप्यूटिंग केंद्र द्वारा प्रदान किए गए संसाधनों द्वारा समर्थित किया गया था। नेशनल रेडियो एस्ट्रोनॉमी ऑब्जर्वेटरी, एसोसिएटेड यूनिवर्सिटीज, इंक। द्वारा सहकारी समझौते के तहत संचालित नेशनल साइंस फाउंडेशन की एक सुविधा है।


फटते सितारों पर नीस की निगाहें

किसी न्यूट्रॉन तारे की अभिवृद्धि डिस्क का क्या होता है जब उसकी सतह संक्षिप्त रूप से फट जाती है? अंतर्राष्ट्रीय अंतरिक्ष स्टेशन (आईएसएस) में हाल ही में तैनात एक नया उपकरण अब न्यूट्रॉन सितारों से फटने और वापस रिपोर्टिंग कर रहा है।

एक नया एक्स-रे मिशन तैनात करना

जून 2017 में फाल्कन 9 रॉकेट पर सवार एनआईसीईआर का प्रक्षेपण। [नासा/टोनी ग्रे]

प्रक्षेपण के दो सप्ताह बाद, एनआईसीईआर को स्पेसएक्स ड्रैगन कैप्सूल से निकाला गया और आईएसएस पर स्थापित किया गया। और महीने के अंत तक, उपकरण पहले से ही अपना पहला डेटा सेट एकत्र कर रहा था: Aql X-1 से एक उज्ज्वल एक्स-रे फटने का अवलोकन, एक कम-द्रव्यमान बाइनरी साथी से एक न्यूट्रॉन स्टार accreting पदार्थ।

फटने का प्रभाव

एनआईसीईआर का लक्ष्य 0.2-12 केवी की एक्स-रे ऊर्जा पर न्यूट्रॉन-स्टार भौतिकी का एक नया दृष्टिकोण प्रदान करना है - एक खिड़की जो हमें ऊर्जा के फटने का पता लगाने की अनुमति देती है जो न्यूट्रॉन सितारे कभी-कभी अपनी सतहों से उत्सर्जित करते हैं।

एक्स-रे बाइनरी की कलाकार की छाप, जिसमें एक कॉम्पैक्ट वस्तु एक साथी तारे से सामग्री एकत्र करती है। [ईएसए/नासा/फेलिक्स मिराबेल]

सेकंड के भीतर, सामग्री की परत जल जाती है, जिससे न्यूट्रॉन तारे से उत्सर्जन का एक विस्फोट होता है जो गर्म अभिवृद्धि डिस्क के आंतरिक क्षेत्रों को भी मात देता है। फिर न्यूट्रॉन तारे पर अधिक सामग्री फ़नल होती है और प्रक्रिया फिर से शुरू होती है।

यद्यपि हमारे पास भौतिक विज्ञान की एक अच्छी तस्वीर है जो इन विस्फोटों का कारण बनती है, हम अभी तक उस प्रभाव को नहीं समझते हैं जो इन एक्स-रे चमकों का अभिवृद्धि डिस्क और न्यूट्रॉन स्टार के आसपास के वातावरण पर पड़ता है। लॉरेन्स कीक (मैरीलैंड विश्वविद्यालय) के नेतृत्व में एक नए अध्ययन में, वैज्ञानिकों की एक टीम ने अब विवरण दिया है कि इस विषय पर एनआईसीईआर ने क्या सीखा है।

अतिरिक्त एक्स-रे

3 जुलाई 2017 को NICER द्वारा कैप्चर किए गए Aql X-1 से एक्स-रे बर्स्ट के लिए लाइट कर्व (ऊपर) और कठोरता अनुपात (नीचे)। [कीक एट अल। 2018]

  1. न्यूट्रॉन स्टार की सतह से फट विकिरण को पुन: संसाधित किया गया था - यानी, या तो बिखरा हुआ या अवशोषित और पुन: उत्सर्जित - अभिवृद्धि डिस्क द्वारा।
  2. डिस्क पर बर्स्ट के रेडिएशन ड्रैग के परिणामस्वरूप, डिस्क के एक्स-रे फ्लक्स को संक्षेप में उछालते हुए, लगातार, सामान्य अभिवृद्धि प्रवाह को बढ़ाया गया था।

हालांकि हम अभी तक निर्णायक रूप से यह नहीं बता सकते हैं कि कौन सा तंत्र हावी है, एनआईसीईआर की टिप्पणियों से पता चलता है कि फटने का उनके अभिवृद्धि वातावरण पर पर्याप्त प्रभाव पड़ता है। And, as there are over 100 such X-ray burster systems in our galaxy, we can expect that NICER will allow us to better explore the effect of X-ray bursts on neutron-star disks and their surroundings in many different systems in the future.

Bonus

Check out the awesome gif below, provided by NASA, which shows NICER being extracted from the Dragon capsule’s trunk by a robotic arm.

Citation

L. Keek et al 2018 एपीजेएल 855 L4. doi:10.3847/2041-8213/aab104


Accretion (astronomy)

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Keywords: active galactic nuclei, quasar, supermassive black holes, accretion disc, X-ray

Citation: Lusso E and Risaliti G (2018) The Physical Relation between Disc and Coronal Emission in Quasars. Front. एस्ट्रोन। Space Sci. 4:66. doi: 10.3389/fspas.2017.00066

Received: 13 November 2017 Accepted: 18 December 2017
Published: 08 January 2018.

Paola Marziani, Osservatorio Astronomico di Padova (INAF), Italy

Vahram Chavushyan, National Institute of Astrophysics, Optics and Electronics, Mexico
Luka C. Popovic, Astronomical Observatory Belgrade, Serbia
Alberto Rodriguez-Ardila, Laboratório Nacional de Astrofísica, Brazil

Copyright © 2018 Lusso and Risaliti. This is an open-access article distributed under the terms of the Creative Commons Attribution License (CC BY). The use, distribution or reproduction in other forums is permitted, provided the original author(s) or licensor are credited and that the original publication in this journal is cited, in accordance with accepted academic practice. No use, distribution or reproduction is permitted which does not comply with these terms.