അക്രേഷൻ ഡിസ്ക്

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
ഗാലക്സി NGC 4261-ലെ ഒരു തമോഗർത്തത്തിന് ചുറ്റും വൃത്താകാര പാതയിൽ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഗാസിന്റെ ഹംബിൾ സ്പേസ് ടെലസ്കോപ്പ് പകർത്തിയ ചിത്രം

ഉയർന്ന പിണ്ഡമുള്ള കേന്ദ്രവസ്തുവിന്റെ ചുറ്റുമായി വൃത്താകാരമായ പാതയിൽ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഒരു രൂപമാണ് അക്രേഷൻ ഡിസ്ക്. കേന്ദ്രവസ്തു മിക്കവാറും ഒരു നക്ഷത്രമായിരിക്കും. ഘർഷണം  ഡിസ്സകിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്ന വസ്തുവിനെ ഉയർന്ന പിണ്ഡമുള്ള വസ്തുവിലേക്ക് ആകർഷിക്കുന്നു. ഗുരുത്വബലവും, ഘർഷണ ബലവും ഉയർന്ന മർദ്ദം ഉണ്ടാക്കുകയും, താപനില കൂട്ടുകയും, ഇലക്ട്രോ മാഗനറ്റിക് റേഡിയേഷനുകളെ പുറത്ത് വിടുകയും ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെ പുറത്ത് പോകുന്ന റേഡിയേഷന്റെ ഫ്രീക്വെൻസി കേന്ദ്ര വസ്തുവിനെ അപേക്ഷിച്ചിരിക്കുന്നു. പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും, റേഡിയേഷൻ ഇൻഫ്രാറെഡിലാണ് പുറത്തേക്ക് പോകുക; അക്രേഷൻ ഡിസ്കിലെ വിവിധതരത്തിലുള്ള ആന്തോലന തരംഗങ്ങളെകുറിച്ച് പഠിക്കുന്ന ശാസ്ത്രശാഖയാണ് ഡിസ്ക്കോസീസ്മോളജി.[1][2]

രൂപാന്തരം[തിരുത്തുക]

ആസ്റ്റോഫിസിക്ക്സിൽ സർവ്വവ്യാപിയായ ഒരു പ്രതിഭാസമാണ് അക്രേഷൻ ഡിസ്ക്;  ആക്റ്റീവ് ഗലക്റ്റിക് നൂക്ലി, പ്രോട്ടോപ്ലാനെറ്ററി ഡിസ്ക്ക്, ഗാമാ റേ ബേർസ്റ്റ് എന്നിവയിലെല്ലാം അക്രേഷൻ ഡിസ്ക് ഉപൾപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. കേന്ദ്രവസ്ഥുവിന്റെ അരികിൽ നിന്ന് വരുന്ന ആസ്റ്റ്രോഫിസിക്കൽ ജെറ്റുകൾ ചിലപ്പോൾ ഡിസ്ക്കുകൾ തരാറുണ്ട്. പിണ്ഡത്തിന്റെ നഷ്ടം ഇല്ലാതെതന്നെ  ആങ്കുലാർ മൊമന്റം സൃഷ്ടിക്കുവാനുള്ള എളുപ്പത്തിലുള്ള വഴിയാണ് ഈ ജെറ്റുകൾ.

ഗാലക്സിക്ക് കേന്ദ്രത്തിലായി കാണപ്പെടുന്നു എന്ന് വിശ്വസിക്കുന്ന തമോഗർത്തത്തിനുള്ളിലായിഉണ്ടെന്ന് കണക്കാക്കുന്ന ആക്റ്റീവ് ഗലക്റ്റിക് നൂക്ലിയും, ക്വാസാറുമാണ് പ്രകൃതിയിലെ ഏറ്റവും അത്ഭുതകരമായ ഡിസ്കായി കണ്ടെത്തിയിട്ടിള്ളത്. പിണ്ഡം ഡിസ്കിലേക്ക് എത്തുമ്പോൾ അത് ഒരു ടെന്റക്സ് പാതയെ പിൻതുടരുന്നു, ഈ പാതയാണ് ഇൻവാർഡ് സ്പൈറൽ എന്നറിയുന്നത്. കാരണം തന്മാത്രകൾ  പരസ്പരം ഉരസുകയും, ചാടുകയും ഇളകിമറിയുന്ന ഒരു ഒഴുക്ക് സൃഷ്ടിക്കുകയും, ചെയ്യുന്നു, ഇതുമൂലം ഊർജ്ജം പുറന്തള്ളപ്പെടുകയും, തന്മാത്രകളുടെ ആങ്കുലാർ മൊമന്റം ഗണ്യമായി കുറക്കുകയും ചെയ്യപ്പെടും, ഇതാണ് തന്മാത്രകളെ ഉള്ളിലേക്ക് വലിക്കുകയും, ഒരു ഇൻവാർഡ് സ്പൈരൽ രൂപീകരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നത്. കുറയ്ക്കപ്പെടുന്ന ആങ്കുലാർ മൊമന്റം പ്രവേഗം ത്വരിതപ്പെടാനും കാരണമാകുന്നു. കുറഞ്ഞ പ്രവേഗത്തിൽ തന്മാത്രകൾ ചെറിയ ആരമുള്ള വൃത്താകാരപാത സ്വീകരിക്കുന്നു. പക്ഷെ തന്മാത്രകൾ ചെറിയ വൃത്താകാര പാത സ്വീകരിക്കുവാൻ പരാജയപ്പെടുന്നതോടെ ഗ്രാവിറ്റേഷ്ണൽ പൊട്ടൻഷ്യൽ എനർജി പ്രവേഗത്തിന്റെ ഉയർച്ചയിലേക്ക് മാറ്റപ്പെടുകയും തന്മാത്രകൾക്ക് വേഗത ലഭിക്കുകയു ചെയ്യുന്നു. അതുകൊണ്ടുതന്നെ ഊർജ്ജം നഷ്ടപ്പെടുമ്പോഴും അവ നേരത്തേയുള്ളതിനേക്കാൾ വേഗതയിൽ സഞ്ചരിക്കുന്നു. പക്ഷെ അവയ്ക്ക് ആങ്കുലാർ മൊമന്റം നഷ്ടപ്പെട്ടു എന്ന് മാത്രം. എത്രത്തോളം തന്മാത്രയുടെ വൃത്താകാര പാത ചെറുതാകുന്നുവോ അത്രത്തോളം വേഗത കൈവരിക്കുകയും, അതേ സമയം എത്രത്തോളം വൃത്താകാര പാത വലുതാകുന്നുവോ അത്രത്തോളം  പ്രവേഗം വർദ്ധിക്കുകയും, ഘർഷണം ഉണ്ടാകുകയും, കൂടുതൽ ഊർജ്ജം പുറംതള്ളുകയും ചെയ്യുന്നു. താപം അവിടെ രൂപംകൊള്ളുന്നു. ഒരു തമോഗർത്തത്തിന്റെ അക്രേഷൻ ഡിസ്ക് എക്സ്-റേ കിരിണങ്ങൾ പുറന്തള്ളാൻ പാകത്തിന് ചൂട് കൂടിയ സാധനമാണ്. ക്വസാറുകളുടെ ഉയർന്ന വെളിച്ചം സൂപ്പർമാസ്സീവ് തമോഗർത്തങ്ങളിലെ ഗാസിന് അക്രേഷൻ നടക്കുന്നതുകൊണ്ടാണെന്നാണ് വിശ്വസിക്കുന്നത്.[3] അതാത് വസ്ഥുക്കളുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ പത്ത് മുതൽ നാൽപ്പത് ശതമാനം വരെ ഊർജ്ജമാക്കി മാറ്റാൻ അക്രേഷൻ പ്രക്രിയക്ക് സാധിക്കുന്നു. 

കൂടെ നിൽക്കുന്ന ചെറിയ പിണ്ഡമുള്ള ഘടകൾ ഉയർന്ന വലിപ്പമുള്ള നിലയിൽ എത്തുകയും, അതിന്റെ റോക്കെ സ്റ്റേറ്റ് എന്ന പരിധി കടക്കുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ , അടയ്ക്കപ്പെട്ട ബൈനറി സിസ്റ്റങ്ങളിലെ ഉയർന്ന പിണ്ഡമുള്ള പ്രൈമറി ഘടകങ്ങൾ വളരെ വേഗത്തിൽ തന്നെ വെള്ളൻ കുള്ളന്മാരായോ, ന്യൂട്രോൺ സ്റ്റാറുകളായോ, തമോഗർത്തങ്ങളായോ മാറുന്നു. അപ്പോൾ കൂടെ നിൽക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് പ്രൈമറി ഘടകത്തിലേക്ക് ഗാസിന്റെ ഒരു ഒഴുക്ക് സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു. ആങ്കുലാർ മൊമന്റം കൺസർവേഷൻ ഗാസിന്റെ നേർരേഖയിലുള്ള ചലനത്തിൽ നിന്ന് വ്യതിചലിപ്പിക്കുകയും, ഒരു അക്രേഷൻ ഡിസ്ക് രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു.

ടി ടോറി നക്ഷത്രങ്ങൾ  അല്ലെങ്കിൽ ഹെർബിഗ് നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നിവയെ ചുറ്റിനിൽക്കുന്ന അക്രേഷൻ ഡിസ്ക്കുകളെ പ്രോട്ടോപ്ലാനറ്ററി ഡിസ്ക്കുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. കാരണം അവ പ്ലാനറ്ററി സിസ്റ്റങ്ങളുടെ നിർമാതാക്കളായി വർത്തിക്കുന്നു.

അക്രേഷൻ ഡിസ്ക്കുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം (ചിത്രകാരന്റെ ഭാവനയിൽ)

തമോഗർത്ത ത്വരണം

സ്റ്റെല്ലാർ - മാസ്സ് തമോഗർത്തത്തിന്റെ അക്രേഷൻ ഡിസ്കിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തിലേക്ക്
ഗാലക്സി NGC 3783 -ന്റെ കേന്ദ്രത്തിലെ തമോഗർത്തത്തിൽ നിന്നും പ്രവഹിക്കുന്ന പൊടിപടലങ്ങൾ (ചിത്രകാരന്റെ ഭാവനയിൽ)

അക്രേഷൻ ഡിസ്കിന്റെ ഊർജ്ജതന്ത്രം[തിരുത്തുക]

അരികിലെ നക്ഷത്രത്തെ വലിച്ചെടുക്കുയും, തന്റേതായ ഒരു അക്രേഷൻ ഡിസ്ക് രൂപീകരക്കുകയും ചെയ്യുന്ന തമോഗർത്തം (ചിത്രകാരന്റെ ഭാവനയിൽ)

1940-കളിൽ, മോഡലുകൾ നിർമ്മിച്ചത് അടിസ്ഥാനപരമായിട്ടുള്ള ഊർജ്ജതന്ത്ര നിയമങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ചിട്ടാണ്[4]. ആ നിരീക്ഷണങ്ങളോട് യോജിക്കുവാൻ,  ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ലാത്ത ഒരുതരം ആങ്കുലാർ മൊമന്റം റീഡിസ്റ്റ്രിബ്യൂഷനിലേക്ക് ഇവയെ ആവാഹിക്കേണ്ടിവരും. പിണ്ഡം അകത്തേക്ക് ഉൾവലിയുമ്പോൾ ഗുരുത്വാകർഷണ ഊർജ്ജം മാത്രമല്ല, പക്ഷെ ആങ്കുലാർ മൊമന്റം കൂടി നഷ്ടപ്പെടുത്തേണ്ടിവരും. അതുകൊണ്ടുതന്നെ പിണ്ഡത്തെ പുനഃരൂപീകരിക്കുവാൻ ആങ്കുലാർ മൊമന്റത്തെ പുറന്തള്ളേണ്ടിവരും.  റേ ലേ സറ്റബിലിറ്റി ക്രിറ്റീരിയോൺ അനുസരിച്ച്


  ദ്രാവക വസ്ഥുവിന്റെ ആങ്കൂലാർ വെലോസിറ്റിയും (ആങ്കുലാർ പ്രവേഗം)   ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന വസ്ഥുവിന്റെ വശങ്ങളിൽ നിന്ന് കേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള ആരവുമാണ്. ഒരു അക്രേഷൻ ഡിസ്കിനുള്ളത് കട്ടികുറഞ്ഞ പരന്ന ഒഴുക്കാണെന്നാണ് കരുതുന്നത്. ഇത് ആങ്കുലാർ മൊമന്റത്തിനുള്ള ഹൈഡ്രോ ഡൈനാമിക് മെക്കാനിസത്തിന്റെ നിലനിൽപ്പിന് അവിടെ നിന്ന് തുടച്ച് മാറ്റുന്നു.

ഒരുവശത്ത് വിസ്കസ്സ് മർദ്ദം പിണ്ഡത്തെ കേന്ദ്രത്തേക്ക് വലിക്കുകയും, താപം ഉണ്ടാക്കുകയും, കുറച്ച് ഗുരുത്വാകർഷണ ഊർജ്ജത്തെ പുറന്തള്ളുകയും ചെയ്യുന്നുവെന്ന് മനസ്സിലാക്കാം. മറ്റൊരു വശത്ത് വിസ്കോസിറ്റിക്ക് ഒറ്റക്ക് തന്നെ ആങ്കുലാർ മൊമന്റത്തെ ഡിസ്കിന് പുറത്തേക്ക് വഹിക്കുവാനുള്ള കഴിവില്ലെന്നും അറിയുന്നു. ടർബുലൻസ്(ഒഴുകിനടക്കുന്ന)-എൻചാൻസ് വിസ്കോസിറ്റിയാണ് ഇത്തരത്തിൽ ആങ്കുലാർ മൊമന്റത്തെ വഹിക്കുന്നത് എന്നതാണ് നിഗമനം. പക്ഷെ ഇതിന്റെ ഉത്ഭവം മാത്രം ഇപ്പോഴും മനസ്സിലാക്കാൻ ലോകത്തിന് കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. വ്യവസ്ഥാനുരൂപമായ ആൽഫ - മോഡൽ ഒരു ആൽഫ എന്ന പരാമീറ്ററിനെ പരിചയപ്പെടുത്തുകയും, ഡിസ്കിനുള്ളിലെ വിസ്കോസിറ്റിയുടെ ഉയർച്ചയുടെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്ന ടർബുലൻസിനെ വിശദീകരിക്കുകയും ചെയ്തു.[5][6] 1991 -ൽ മാഗ്നെറ്റോറോട്ടേഷ്ണൽ ഇൻസ്റ്റബിലിറ്റി (MRI) യുടെ പുനൃകണ്ടെത്തലിന്റെ ഭാഗമായി, ബാൽബസും, J.F. ഹാവ്ലിയും , ഉയർന്ന പിണ്ഡമുള്ള ഒരു കേന്ദ്രവസ്ഥുവിന്റെ ചുറ്റുമായി വർത്തിക്കുന്ന കാന്തികതയുള്ള  ഡിസ്ക് പൂർണമായം അസ്ഥിരവും, ആങ്കുലാർ മൊമന്റം റീ ഡിസ്റ്റ്രിബ്യൂഷനിലേക്ക് നേരിട്ടുള്ള കാൽവെപ്പുമായിരിക്കുമെന്ന് പ്രവചിച്ചു.[7]

α-ഡിസ്ക് മോഡൽ[തിരുത്തുക]


ഗാസിലെ ടർബുലൻസ് വിസ്കോസിറ്റിയുടെ ഉയർച്ചയുടെ ഉൽഭവകേന്ദ്രമാണെന്ന് ഷാക്കുറയും, സുൻയീവും അവതരിപ്പിച്ചു (1973). സബ്സോണിക് ടർബുലൻസും, ഡിസ്കിന്റെ ഉയരവും, ഗർത്തത്തിന്റെ അപ്പർ ലിമിറ്റായി പരിഗണിച്ചു. ഡിസ്കിന്റെ വിസ്കോസിറ്റി ,  എന്നും അതിലെ  ശബ്ദ വേഗതയും,   ഒന്നിനും, പൂജ്യത്തിനും ഇടയ്ക്കുള്ള ഒരു പരാമീറ്ററുമാണ്.   ഒരു ടർബുലന്റ് ചാലകത്തിൽ   ഗാസ് ചലനത്തിന്റെ പകുതിയോട് ബന്ധപ്പെട്ട് കിടക്കുന്ന ടർബുലന്റ് സെല്ലുകളുടെ പ്രവേഗവും,  ഏറ്റവും വലിയ ടർബുലന്റ് സെല്ലിന്റെ വലിപ്പവുമാണ്, അത്     എന്നും, അതിലെ.  കെപ്ലേറിയൻ ഓർബിറ്റൽ ആങ്കുലാർ വെലോസിറ്റിയും,   പിണ്ഡം

ആങ്കൂലാർ മൊമന്റം കൺ‍സർവേഷനേയും, ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് ഇക്വിലിബ്രിയത്തേയും, കൂട്ടിയിണക്കുമ്പോൾ ഡിസ്ക് വളരെ ലോലമാണെന്ന് മനസ്സിലാക്കാം, അതുകൊണ്ടുതന്നെ അതിന്റെ സമവാക്യം ആൽഫ എന്ന പരാമീറ്ററിൽ തന്നെ പൂർത്തിയാക്കാം. കൂടുതൽ നിരീക്ഷണങ്ങളും ആൽഫയിൽ അതിഷ്ടിതമാണ്. അതുകൊണ്ടുതന്നെ പരാമീറ്ററില്ലെങ്കിലും ഈ തിയറി പ്രവചിക്കാവുന്നതാണ്. 

അതാര്യതയെക്കുറിച്ചുള്ള ക്രാമേഴ്സിന്റെ നിയമത്തിലൂടെ കണ്ടെത്താനായത് 

 ,  എന്നിവതാപനില യുടേയും, സാന്ദ്രതയുടേയും, മിഡ്-പ്ലേനാണ്.ത്വരണത്തിന്റെ തോതാണ് , , , and , എന്ന യൂണിറ്റിൽ. അതിലെ ആങ്കുലാർ മൊമന്റം ഉള്ളിലേക്ക് വലിക്കപ്പെടുന്നത് നിൽക്കുന്ന ആരമാണ്.

References[തിരുത്തുക]

  1. Nowak, Michael A.; Wagoner, Robert V. (1991). "Diskoseismology: Probing accretion disks. I - Trapped adiabatic oscillations". Astrophysical Journal 378: 656–664. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/170465. ബിബ്‌കോഡ്:1991ApJ...378..656N. 
  2. Wagoner, Robert V. (2008). "Relativistic and Newtonian diskoseismology". New Astronomy Reviews 51 (10–12): 828–834. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/j.newar.2008.03.012. ബിബ്‌കോഡ്:2008NewAR..51..828W. 
  3. Lynden-Bell, D. (1969). "Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars". Nature 280: 690–694. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1038/223690a0. ബിബ്‌കോഡ്:1969Natur.223..690L. 
  4. Weizsäcker, C. F. (1948), Die Rotation Kosmischer Gasmassen, Z. Naturforsch. 3a: 524–539, ഡി.ഒ.ഐ.:10.1515/zna-1948-8-1118, ബിബ്‌കോഡ്:1948ZNatA...3..524W 
  5. Shakura, N. I.; Sunyaev, R. A. (1973), Black Holes in Binary Systems. Observational Appearance, Astronomy and Astrophysics 24: 337–355, ബിബ്‌കോഡ്:1973A&A....24..337S 
  6. Lynden-Bell, D.; Pringle, J. E. (1974), The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables, Mon. Not. R. Astr. Soc. 168: 603–637, ഡി.ഒ.ഐ.:10.1093/mnras/168.3.603, ബിബ്‌കോഡ്:1974MNRAS.168..603L 
  7. Balbus, Steven A.; Hawley, John F. (1991), A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I – Linear analysis, Astrophysical Journal 376: 214–233, ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/170270, ബിബ്‌കോഡ്:1991ApJ...376..214B 
"https://ml.wikipedia.org/w/index.php?title=അക്രേഷൻ_ഡിസ്ക്&oldid=2610960" എന്ന താളിൽനിന്നു ശേഖരിച്ചത്