דיסקת ספיחה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
ציור של דיסקת ספיחה (בכחול) סביב חור שחור. מקור החומר שמרכיב את הדיסקה בבן הזוג של החור השחור

דיסקת ספיחהאנגלית: Accretion disc) היא מבנה דמוי דיסקה שנוצר סביב גרמי שמים מסיביים. דיסקת הספיחה מורכבת מחומר מפוזר, בדרך כלל גז או פלזמה, שנע בתנועה מעגלית סביב הגוף המרכזי. החלקיקים בדיסקת הספיחה מתנגשים זה בזה באופן קבוע ונסחפים במסלול ספירלי לכיוון המרכז. האנרגיה הפוטנציאלית שמאבדים האטומים הופכת ברובה לאנרגיית קינטית והטמפרטורה של דיסקת הספיחה עולה באזורים הפנימיים שלה.

ניתן למצוא דיסקות ספיחה סביב ננסים לבנים, כוכבי נייטרונים וחורים שחורים במערכות זוגיות, וכן סביב חורים שחורים על-מסיביים או קוואזרים שנמצאים במרכזי גלקסיות. גם דיסקה קדם פלנטרית סביב כוכבי T Tauri צעירים, שממנה נוצרת מערכת של כוכב עם כוכבי לכת דוגמת מערכת השמש, יכולה להיחשב כדיסקת ספיחה.

היווצרות דיסקת ספיחה[עריכת קוד מקור | עריכה]

אונת רוש סביב הכוכבים במערכת זוגית מסומנת בירוק. כאשר המעטפת של אחד הכוכבים חוצה את אונת רוש של בן הזוג, יכולה להיווצר דיסקת ספיחה

במערכת זוגית, שבה יש כוכב רגיל וכוכב קומפקטי דחוס, אטומי גז או פלזמה שנמצאים על פני הכוכב הרגיל יכולים להילכד בשדה הכבידה של בן הזוג הקומפקטי. הדבר קורה כאשר המעטפת החיצונית של הכוכב חוצה את אונת רוש (Roche lobe) של בן הזוג שמגדירה את תחום ההשפעה הכבידתית שלו. במערכת זוגית, שני הכוכבים סובבים את מרכז המסה המשותף, וייתכן כי לאורך מסלול ההקפה יהיו אזורים שבהם המעטפת החיצונית של הכוכב הרגיל תהיה בתחום אונת רוש של הכוכב הקומפקטי. החומר שעוזב את הכוכב הרגיל שומר על התנע הזוויתי שלו ונכנס למסלול מעגלי סביב העצם הקומפקטי, כלומר מהווה חלק מדיסקת הספיחה שלו. גם במערכות זוגיות שבהן המרחק בין הכוכבים גדול, ייתכן שעם הזמן הכוכבים יאבדו תנע זוויתי ויתקרבו זה לזה, עד כדי כך שחומר יתחיל לעזוב את הכוכב הרגיל לעבר הכוכב הקומפקטי.

דיסקות ספיחה סביב חורים שחורים על-מסיביים נוצרות בעקבות נפילת חומר מכוכבים סמוכים וממצבורי חומר אחרים, דוגמת ערפיליות גז. דיסקות אלו הן גדולות ממדים וצפיפות הגז הגבוהה שם מאפשרת יצירת כוכבים חדשים בשולי הדיסקה[1].

מאפיינים[עריכת קוד מקור | עריכה]

שלושה צילומים של אחד משני הסילונים היוצאים מגלקסיה M877. הצילום העליון נעשה בעזרת מדידת קרינת-X, הצילום הימני התחתון נעשה באור נראה והצילום השמאלי התחתון מבוסס על מדידת קרינת רדיו

אטומי החומר שמרכיב את דיסקת הספיחה מתנגשים זה בזה ומאבדים אנרגיה פוטנציאלית באיטיות רבה. האנרגיה הופכת לאנרגיית חום, כלומר הטמפרטורה של דיסקת הספיחה, במיוחד באזורים הפנימיים והצפופים שלה, עולה. קרינת גוף שחור מדיסקת הספיחה מאפשרת את מדידת הטמפרטורה. טמפרטורה אופיינית לדיסקות ספיחה נמצאת בתחום של מיליוני קלווין, והיא מתאימה לפליטת קרינה אלקטרומגנטית בתחום של קרינת רנטגן (קרינת-X). קרינה זו אינה חודרת את האטמוספירה של כדור הארץ ועל מנת להבחין בה יש צורך להשתמש בלוויינים או בבלוני מחקר. מערכת זוגית שפולטת קרינת-X קרויה מערכת קרני-X בינארית (X-ray binary). אחד המאפיינים של מקורות קרינה אלו הוא השתנות עוצמת הקרינה לאורך זמן. הדבר נובע מכמות משתנה של חומר בדיסקת הספיחה.

מדידת אפקט דופלר מאפשרת למצוא את כיוון הסיבוב ואת מהירות התנועה של דיסקת הספיחה. אם הרזולוציה גבוהה, ניתן אף להבחין בפיזור המהירויות כתלות במרחק ממרכז הדיסקה. המדידות מצביעות על כך שהתנע הזוויתי של האטומים קטן כאשר הם נעים במסלול ספירלי לעבר מרכז הדיסקה, כלומר הוא מועבר לשכבות החיצוניות. קיים מודל שמצליח להסביר את העברת התנע הזוויתי[2], אך עד עתה אין לו ראיות ישירות המאששות אותו. לפי המודל, שמדמה את הדיסקה כחומר צמיג, שדות מגנטיים בתוכה גורמים לאי-יציבות מגנטו-סיבובית (Magnetorotational Instability - MRI). כתוצאה מכך, נוצרת בדיסקה טורבולנציה מגנטוהידרודינמית, והיא זו שגורמת להעברת תנע זוויתי לשכבות החיצוניות. מקורו של השדה המגנטי יכול להיות מוסבר על ידי תאוריית הדינמו.

בקרבת מרבית דיסקות הספיחה, ניתן להבחין בשני סילונים דקים שיוצאים ממרכזן ונעים בכיוון מאונך למישור הדיסקה. מהירות התנועה של הסילונים גבוהה מאוד ובמקרים מסוימים היא מגיעה עד כדי 90 אחוזים ממהירות האור. מנגנון יצירת הסילונים אינו ברור לחלוטין, אולם נראה שגם הוא קשור לקיומם של שדות מגנטיים בדיסקת הספיחה. הסילונים גורמים להעפת חומר למרחקים עצומים מדיסקת הספיחה. סילונים שיוצאים מדיסקת הספיחה סביב חור שחור על-מסיבי יכולים אף לצאת מחוץ לגלקסיה. דוגמה לסילונים כה ארוכים ניתן למצוא בגלקסיה M87. אורך הסילונים היוצאים ממרכזה מגיע עד כדי 5,000 שנות אור, אם לא למעלה מכך.

דיסקות ספיחה סביב עצמים קומפקטיים[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכב משתנה קטקליזמי הוא כוכב זוגי המורכב מננס לבן ומכוכב נוסף. מקור הקרינה הנצפית הוא בדיסקת הספיחה סביב הננס הלבן

כאשר בן הזוג הקומפקטי במערכת זוגית הוא ננס לבן נוצר כוכב משתנה קטקליזמי (Cataclysmic variable star). במערכת כזו, ניתן להבחין בקרינה על-סגולה ובקרינת-X שנפלטת מדיסקת הספיחה סביב הננס הלבן. החומר בדיסקת הספיחה, בדרך כלל מימן, מגיע בסופו של דבר לפני הננס הלבן ושם הוא מתאסף. בשלב מסוים מתחיל תהליך של היתוך גרעיני שבו המימן הופך להליום. שלב קצר זה נראה כהתפרצות נובה.

אם בן הזוג הקומפקטי הוא כוכב נייטרונים, יתרחש תהליך דומה של התאספות חומר על פני הכוכב והתפרצויות כתוצאה מהיתוך גרעיני מהיר. לכוכב זוגי כזה קוראים מתפרץ קרני-X ‏(X-ray burster). למערכת שבה כוכב הנייטרונים הוא פולסר יש מאפיינים ייחודיים. מערכת כזו, הקרויה פולסר קרני-X ‏(X-ray pulsar), מתאפיינת בפולסים קבועים של קרינת-X. הפולסים נוצרים בעקבות אינטראקציה בין החומר בדיסקת הספיחה לשדה המגנטי החזק של הפולסר. השדה מנתב את החומר לכיוון הקטבים של הכוכב, והסיבוב המהיר של הפולסר גורם לצופה חיצוני להבחין בכתם של קרני-X פעם אחת בכל סיבוב של הפולסר (בדומה למגדלור).

החומר בדיסקת הספיחה סביב חור שחור יכול להתקרב בתנועה ספירלית איטית עד למרחק של שלושה רדיוסי שוורצשילד ממרכז החור השחור. מעבר למרחק זה לא מתקיימים מסלולים יציבים והחומר מתחיל בנפילה מהירה לעבר החור השחור. זמן הנפילה בקטע זה, שאורכו קילומטרים ספורים, הוא חלקיק שנייה במערכת הייחוס של החומר הנופל, ואילו מנקודת מבטו של צופה חיצוני החומר לא יחצה לעולם את אופק האירועים של החור השחור, אלא יאט את מהירותו וצבעו יהפוך לאדום יותר ויותר (הסחה כבידתית לאדום) ככל שהוא יתקרב לחור השחור. הדבר נובע מהתארכות זמן כבידתית.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

לקריאה נוספת[עריכת קוד מקור | עריכה]

  • Bradley W.Carroll and Dale A.Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, 2nd edition, Addison-Wesley, 2007. ISBN 0805304029.

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ Stars Form Surprisingly Close to Milky Way's Black Hole
  2. ^ S.A. Balbus and J.F. Hawley, "A powerful local shear instability in weakly magnetized disks", Astrophysical Journal, Part 1, vol. 376 (1991), p. 214-233.