【吸积盘】
拼译：accretion dish
当今，在天体物理研究的众多领域中，包括原始太阳星云、恒星形成、双星系统、类星体和活动星系核等，都可遇到吸积盘，它对解释许多观测现象正显示着重要的作用。
吸积是天体因自身引力俘获周围物质的过程。相对于中心天体，当物质没有角动量时，应沿径向向它下落。但如果有很大角动量，物质应在其周围绕转，形成一个盘。绕转遵循开普勒定律，角速度向外递降。由于物质有粘滞性，较差旋转的盘相邻层之间产生切向应力，在其作用下，盘内每一层物质的角动量向相邻的外层转移，结果盘内任一物质元的角动量在减小，它的开普勒轨道缩小，物质螺旋式地逐渐掉向中心天体。这种在天体周围由绕它旋转、并逐渐向它下落的物质形成的盘状结构物称为吸积盘。在物质螺旋式地向中心天体下落的过程中，物质的引力势能转换为动能和热能。因此吸积盘提供了一种提取引力势能并转化为辐射的机制，提取的能量等于盘最里面轨道处的引力势能的一半。对于致密天体周围的吸积盘，可提取的能量是巨大的。引力势能的转换常以静质量转换为能量的形式表示。对于中子星，转换效率约为10%；对于黑洞，约为10%～40%。作为对照，4个氢原子核聚变为一个氦原子核的转换效率仅为0．7%。于是，致密星吸积周围物质可释放出比核反应大得多的能量。对吸积重要性的认识最初是与太阳系起源的研究相联系的。20世纪60年代类星体和X射线源的发现，促使天文学家开展了对致密天体吸积过程的广泛研究。1964年，沙皮特(E．E．Salpeter)和柴道维奇(Ya．B．Zel’dovich)最早考察了大质量黑洞吸积产生类星体巨大光度(～1012太阳光度)的可能性。1967年，史克洛夫斯基(I．S．Shklovsky)提出，明亮的银河X射线源天蝎X－1可能是包含一个正在从其伴星吸积物质的中子星的双星。1968年普莱特盖斯特(K．H．Prendergast)和伯比奇(G．R．Burbidge)，以及1969年林登培尔(D．Lynden-Bell)分别指出，在X射线源和激变变星的双星中以及银河系中心的大质量黑洞周围吸积盘的重要作用。1972年普林格(J．E．Pringle)和里斯(M．J．Rees)，1973年夏库拉(N．I．Shakura)和逊雅也夫(R．A．Sunyaev)详细讨论了吸积盘的结构并计算了辐射谱，奠定了吸积盘的理论基础。为了研究吸积盘的结构，必须建立一组方程，包括描述质量守恒、角动量守恒、能量守恒的方程以及输能方程、垂直盘面方向的流体静力平衡方程、物态方程。由气体的粘滞性产生的切向应力作简化的处理。在吸积盘理论中，最初研究的是稳恒薄盘模型，即盘的结构不依赖于时间，任一点处盘的厚度比到盘心的径向距离小得多，并且在垂直于盘面方向上是光学厚的。对这种最基本和简单的模型，上述的方程化成一组代数方程，并可求得各个物理量(温度、密度、压力、径向速度等)在盘内分布的分析解。在假定盘内每一面元都象黑体那样辐射的近似下，计算整个吸积盘发射的累积连续谱，在能流最大的中介频谱区，谱具有幂律的形状，频谱指数为1／3，这被看成是稳恒吸积盘模型的特征谱。从观测上验证吸积盘的存在和理论的最佳途径之一，是在相当宽的波区(从紫外到可见光红区，甚至红外)分别用卫星和在地面上观测，同时获取矮新星的光谱。由于矮新星是变星，同时观测至关重要，以至这类资料颇为难能可贵。迄今已发现有几颗矮新星的连续谱与吸积盘的特征谱符合。对于作为双星系统的轨道倾角很大的那些矮新星，伴星如果遮掩白矮星周围的吸积盘，则光变曲线能反映出盘的亮度分布，也即温度分布，从而带来有关吸积盘的最详细的信息。对矮新星蝘蜓Z在爆发阶段的掩食观测，已证实了盘的温度分布与稳恒薄盘模型的理论温度分布很接近。在有些类星体和活动星系核的紫外光谱中也观测到应属于吸积盘的成分。稳定性问题是吸积盘理论的一个重要研究课题，它是研究稳恒模型对小扰动是否稳定的问题。稳恒模型有两个重要前提：其一是热平衡；其二是吸积率不变。使这两个前提受到破坏的扰动分别称为热扰动和长期扰动，由此产生的不稳定分别称为热不稳定和长期不稳定(或粘滞不稳定)。1973年，普林格、里斯和帕乔捷克(A．G．Pacholc
yk)得出吸积盘外部光学薄且气体压力占优势的区域是热不稳定的，应很快过渡到光学厚的区域。1974年，赖特曼(A．P．Lightman)和厄特莱(D．M．Eardley)最先指出，光学厚且辐射压力占优势的黑洞吸积盘最里面的部分是粘滞不稳定的，薄盘应隆起，形成光学薄、几何厚的内区。用粘滞不稳定性可定性解释矮新星的宁静和爆发两种状态之间的演变。对类星体和活动星系核采用的大质量黑洞模型中，为了解释巨大的光度，吸积率必须很大，以至在吸积盘内邻近黑洞的部分辐射压力占优势，盘的厚度与径向距离达到同一量级，薄盘近似破坏。1980年，帕钦斯基(B．Pac
ynski)、维塔(P．Wiita)、雅洛捷斯基(M．Jaros
ynski)和阿勃拉莫维茨(M．A．Abramowic
)等最先提出了厚盘模型。与薄盘模型相比，厚盘模型无论就需要考虑的物理因素而言，还是数学处理，都复杂和困难得多，目前理论发展还处于初级阶段。但它有可能解释类星体和活动星系核的超爱丁顿光度和喷流等重要现象。研究具有强磁场的中子星(～1011mT)和白矮星(～105－106mT)的吸积过程组成了吸积盘理论中另一大难题，它涉及强磁场中等离子体的行为，对于解释X射线脉冲星和磁激变变星的一些观测特征起重要作用。吸积盘还出现在原恒星和主序前恒星的研究领域。在恒星形成的过程中通过在星周形成一个盘来摆脱恒星本身过大的角动量。金牛T型星的红外超现在一般归因于这种盘的存在。观测表明，与致密星周围的吸积盘不同，由于吸积率低，原恒星周围的盘自身产生的能量很少，主要受中央星辐射的加热而发光。吸积盘理论中最不确定的因素是对产生盘粘滞的机制、从而如何相应地描述粘滞应力缺乏可靠的了解，这在很大程度上影响着吸积盘的结构。由于理论探讨本身的难度，且观测上难以验证，致使这方面的研究进展缓慢。目前认为，磁流体湍流是重要的机制。厚盘理论，对类星体和活动星系核以及对主序前恒星喷流的解释、强磁场天体的吸积和辐射过程、粘滞性机制的探讨等，将成为推动吸积盘理论发展的关键。【参考文献】：1 Prihgle J E. Ann Rev Astron Astrophys,1981,19:137～ 1622 Franh J, King A R, Raine D J. Accretion Power in atrophysics. Cambridge University Press, 1985,72～1093 Treues A,Maraschi L,Abramowicy M. P. A P, 1988,100; 427～451(南京大学朱慈
副教授撰)