অ্যাক্রিশন ডিস্ক

Astrophysical disk

একটি কৃষ্ণগহ্বরের উত্তপ্ত অ্যাক্রিশন ডিস্ক, যা চরম মহাকর্ষের অধীন অঞ্চলে নির্গত আলোর ওপর আরোপিত আপেক্ষিক প্রভাব প্রদর্শন করে। এই ছবিটি নাসা (NASA)-এর সিমুলেশনের ফলাফল এবং এটি একটি শোয়ার্জশিল্ড কৃষ্ণগহ্বরের ঘটনা দিগন্তের বাইরের দৃশ্য দেখায়।

একটি অ্যাক্রিশন ডিস্ক (accretion disk) হলো একটি বিশাল কেন্দ্রীয় বস্তুর চারপাশে কক্ষপথের গতিতে থাকা বিচ্ছুরিত পদার্থ দ্বারা গঠিত একটি কাঠামো (প্রায়শই একটি পরিধি-নাক্ষত্রিক ডিস্ক)। কেন্দ্রীয় বস্তুটি সাধারণত একটি নক্ষত্র হয়। ঘর্ষণ, অসম বিকিরণ, ম্যাগনেটো-হাইড্রোডাইনামিক প্রভাব এবং অন্যান্য বল ডিস্কের কক্ষপথের পদার্থকে কেন্দ্রীয় বস্তুর দিকে সর্পিল আকারে ভেতরের দিকে টেনে আনে। মহাকর্ষীয় এবং ঘর্ষণজনিত বল পদার্থকে সংকুচিত করে এবং এর তাপমাত্রা বৃদ্ধি করে, যার ফলে তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণ নির্গত হয়। সেই বিকিরণের কম্পাঙ্ক পরিসীমা কেন্দ্রীয় বস্তুর ভরের ওপর নির্ভর করে। তরুণ নক্ষত্র এবং আদি-নক্ষত্রের অ্যাক্রিশন ডিস্ক অবলোহিত রশ্মি বিকিরণ করে; আর নিউট্রন তারা এবং কৃষ্ণগহ্বরের চারপাশের ডিস্ক বর্ণালীর এক্স-রে অংশে বিকিরণ করে। অ্যাক্রিশন ডিস্কের অসিলেশন মোড বা দোলন মোড নিয়ে গবেষণাকে ডিস্কোসিসমোলজি (diskoseismology) বলা হয়।

প্রকাশভঙ্গি

অ্যাক্রিশন ডিস্ক জেট: কেন নির্দিষ্ট বস্তুর চারপাশের ডিস্ক, যেমন সক্রিয় গ্যালাক্সির কেন্দ্র, তাদের মেরু অক্ষ বরাবর জেট নির্গত করে? জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এই জেটগুলোকে একটি নক্ষত্র গঠনের সময় কৌণিক ভরবেগ দূর করা থেকে শুরু করে মহাবিশ্বকে পুনরায় আয়নিত করা (সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসে) পর্যন্ত সবকিছুর জন্য দায়ী করেন, কিন্তু তাদের উৎপত্তি এখনও ভালোভাবে বোঝা যায়নি।

অ্যাক্রিশন ডিস্ক জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানে একটি সর্বব্যাপী ঘটনা; সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস, প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক এবং গামা রশ্মি বিস্ফোরণ—সবক্ষেত্রেই অ্যাক্রিশন ডিস্ক জড়িত থাকে। এই ডিস্কগুলো প্রায়শই কেন্দ্রীয় বস্তুর কাছাকাছি থেকে জ্যোতির্পদার্থবৈজ্ঞানিক জেট তৈরি করে। জেটগুলো নক্ষত্র-ডিস্ক সিস্টেমের জন্য খুব বেশি ভর না হারিয়ে কৌণিক ভরবেগ ত্যাগ করার একটি কার্যকর উপায়।

সবচেয়ে বিশিষ্ট অ্যাক্রিশন ডিস্কগুলো হলো সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস এবং কোয়াসার-এর, যা গ্যালাক্সির কেন্দ্রে অবস্থিত বিশাল কৃষ্ণগহ্বর বলে মনে করা হয়। পদার্থ যখন অ্যাক্রিশন ডিস্কে প্রবেশ করে, তখন এটি একটি ট্র্যাজেক্টরি অনুসরণ করে যাকে টেনডেক্স লাইন বলা হয়, যা একটি ভেতরের দিকে সর্পিল গতি বর্ণনা করে। এর কারণ হলো কণাগুলো একটি উত্তাল প্রবাহে একে অপরের সাথে ঘষা এবং ধাক্কা খায়, যার ফলে ঘর্ষণজনিত উত্তাপ তৈরি হয় যা শক্তি বিকিরণ করে, কণাগুলোর কৌণিক ভরবেগ হ্রাস করে, কণাগুলোকে ভেতরের দিকে যেতে দেয় এবং সর্পিল গতিকে ত্বরান্বিত করে। কৌণিক ভরবেগের ক্ষতি বেগের হ্রাসের মাধ্যমে প্রকাশ পায়; ধীর গতিতে, কণাকে অবশ্যই একটি নিম্ন কক্ষপথে যেতে হয়।

যখন কণাটি এই নিম্ন কক্ষপথে পড়ে, তখন তার মহাকর্ষীয় বিভব শক্তির একটি অংশ বর্ধিত বেগে রূপান্তরিত হয় এবং কণাটি গতি লাভ করে। সুতরাং, কণাটি শক্তি হারিয়েছে যদিও এটি এখন আগের চেয়ে দ্রুত ভ্রমণ করছে; তবে, এটি কৌণিক ভরবেগ হারিয়েছে। কণাটি যত কাছে কক্ষপথে ঘোরে, তার গতি তত বৃদ্ধি পায়; গতি বৃদ্ধির সাথে সাথে ঘর্ষণজনিত উত্তাপ বৃদ্ধি পায় কারণ কণার বিভব শক্তির (কৃষ্ণগহ্বরের সাপেক্ষে) আরও বেশি অংশ বিকিরিত হয়ে যায়; একটি কৃষ্ণগহ্বরের অ্যাক্রিশন ডিস্ক এতটাই উত্তপ্ত হয় যে এটি ঘটনা দিগন্তের ঠিক বাইরে এক্স-রে নির্গত করে।

কোয়াসারের বিশাল উজ্জ্বলতা সুপারম্যাসিভ কৃষ্ণগহ্বর দ্বারা গ্যাস শোষণের (accretion) ফলাফল বলে মনে করা হয়। নক্ষত্রের জোয়ারজনিত ধ্বংসের ফলে গঠিত উপবৃত্তাকার অ্যাক্রিশন ডিস্ক গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস এবং কোয়াসারে সাধারণ হতে পারে। অ্যাক্রিশন প্রক্রিয়া একটি বস্তুর ভরের প্রায় ১০ শতাংশ থেকে ৪০ শতাংশেরও বেশি শক্তিতে রূপান্তর করতে পারে, যেখানে পারমাণবিক ফিউশন প্রক্রিয়ার জন্য এটি প্রায় ০.৭ শতাংশ। ঘনিষ্ঠ বাইনারি সিস্টেমে বেশি ভরের প্রাথমিক উপাদানটি দ্রুত বিবর্তিত হয় এবং ইতিমধ্যে একটি শ্বেত বামন, নিউট্রন তারা বা কৃষ্ণগহ্বরে পরিণত হয়, যখন কম ভরের সঙ্গী নক্ষত্রটি দৈত্যাকার অবস্থায় পৌঁছায় এবং তার রোশ লোব অতিক্রম করে। তখন সঙ্গী নক্ষত্র থেকে প্রাথমিক নক্ষত্রের দিকে একটি গ্যাস প্রবাহ তৈরি হয়। কৌণিক ভরবেগ সংরক্ষণ একটি নক্ষত্র থেকে অন্য নক্ষত্রে সরাসরি প্রবাহকে বাধা দেয় এবং পরিবর্তে একটি অ্যাক্রিশন ডিস্ক গঠিত হয়।

টি টরি নক্ষত্র বা হারবিগ নক্ষত্রের চারপাশের অ্যাক্রিশন ডিস্কগুলোকে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক বলা হয় কারণ এগুলোকে গ্রহীয় সিস্টেমের পূর্বসূরি বলে মনে করা হয়। এই ক্ষেত্রে শোষিত গ্যাস সঙ্গী নক্ষত্র থেকে নয়, বরং সেই আণবিক মেঘ থেকে আসে যা থেকে নক্ষত্রটি গঠিত হয়েছে।

অ্যাক্রিশন ডিস্কসহ একটি নক্ষত্রের শিল্পীর ধারণা (২০১৩)

পদার্থবিজ্ঞান

একটি কৃষ্ণগহ্বর নিকটবর্তী নক্ষত্র থেকে পদার্থ টেনে নিচ্ছে এবং একটি অ্যাক্রিশন ডিস্ক তৈরি করছে, এমন একটি শিল্পীর ধারণা

১৯৪০-এর দশকে, কার্ল ফ্রেডরিখ ফন ভাইজ্যাকার গ্যাস শোষণের মাধ্যমে নক্ষত্র গঠনের একটি মডেল তৈরি করেছিলেন। পর্যবেক্ষণের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ হওয়ার জন্য, সেই মডেলগুলোকে কৌণিক ভরবেগ পুনর্বণ্টনের জন্য একটি অজানা প্রক্রিয়াকে আহ্বান করতে হয়েছিল। যদি পদার্থকে ভেতরের দিকে পড়তে হয়, তবে তাকে কেবল মহাকর্ষীয় শক্তিই নয়, বরং কৌণিক ভরবেগও হারাতে হবে। যেহেতু ডিস্কের মোট কৌণিক ভরবেগ সংরক্ষিত থাকে, তাই কেন্দ্রে পড়া ভরের কৌণিক ভরবেগের ক্ষতি কেন্দ্রের থেকে দূরে থাকা ভরের কৌণিক ভরবেগ লাভের মাধ্যমে পূরণ করতে হবে। অন্য কথায়, পদার্থকে শোষিত হওয়ার জন্য কৌণিক ভরবেগ বাইরের দিকে 'পরিবহন' করতে হবে। রেলে স্থায়িত্ব মানদণ্ড অনুযায়ী,

$\frac{\partial (R^2\mathrm{\Omega })}{\partial R}>0,$

যেখানে $\mathrm{\Omega }$ একটি তরল উপাদানের কৌণিক বেগ এবং $R$ ঘূর্ণন কেন্দ্রের থেকে এর দূরত্ব নির্দেশ করে, একটি অ্যাক্রিশন ডিস্ক একটি ল্যামিনার প্রবাহ হবে বলে আশা করা হয়। এটি কৌণিক ভরবেগ পরিবহনের জন্য একটি হাইড্রোডাইনামিক প্রক্রিয়ার অস্তিত্বকে বাধা দেয়।

একদিকে, এটি স্পষ্ট ছিল যে সান্দ্র চাপ (viscous stresses) শেষ পর্যন্ত কেন্দ্রের দিকে পদার্থকে উত্তপ্ত করবে এবং তার মহাকর্ষীয় শক্তির কিছু অংশ বিকিরণ করবে। অন্যদিকে, সান্দ্রতা নিজেই ডিস্কের বাইরের অংশে কৌণিক ভরবেগ পরিবহনের ব্যাখ্যা দেওয়ার জন্য যথেষ্ট ছিল না। উত্তালতা-বর্ধিত সান্দ্রতা ছিল সেই প্রক্রিয়া যা এই কৌণিক ভরবেগ পুনর্বণ্টনের জন্য দায়ী বলে মনে করা হতো, যদিও উত্তালতার উৎপত্তি নিজেই ভালোভাবে বোঝা যায়নি। প্রচলিত $\alpha$-মডেল (নিচে আলোচিত) একটি সামঞ্জস্যযোগ্য প্যারামিটার $\alpha$ প্রবর্তন করে যা ডিস্কের মধ্যে উত্তাল এডি-এর কারণে সান্দ্রতার কার্যকর বৃদ্ধি বর্ণনা করে। ১৯৯১ সালে, ম্যাগনেটো-রোটেশনাল ইনস্ট্যাবিলিটি (MRI)-এর পুনঃআবিষ্কারের সাথে, এস. এ. বালবাস এবং জে. এফ. হউলি প্রতিষ্ঠা করেন যে একটি ভারী, কমপ্যাক্ট কেন্দ্রীয় বস্তুর চারপাশে শোষিত একটি দুর্বল চুম্বকীয় ডিস্ক অত্যন্ত অস্থিতিশীল হবে, যা কৌণিক ভরবেগ পুনর্বণ্টনের জন্য একটি সরাসরি প্রক্রিয়া প্রদান করবে।

α-ডিস্ক মডেল

শাকুরা এবং সুন্যায়েভ (১৯৭৩) গ্যাসে উত্তালতাকে বর্ধিত সান্দ্রতার উৎস হিসেবে প্রস্তাব করেছিলেন। সাবসনিক উত্তালতা এবং এডি-এর আকারের ঊর্ধ্বসীমা হিসেবে ডিস্কের উচ্চতাকে ধরে নিয়ে, ডিস্কের সান্দ্রতা $\nu =\alpha c_{\mathrm{s}}H$ হিসেবে অনুমান করা যেতে পারে, যেখানে $c_{\mathrm{s}}$ হলো শব্দের গতি, $H$ হলো ডিস্কের স্কেল উচ্চতা এবং $\alpha$ হলো শূন্য (কোনো শোষণ নেই) থেকে প্রায় এক-এর মধ্যে একটি মুক্ত প্যারামিটার। একটি উত্তাল মাধ্যমে $\nu \approx v_{\mathrm{t}\mathrm{u}\mathrm{r}\mathrm{b}}{l}_{\mathrm{t}\mathrm{u}\mathrm{r}\mathrm{b}}$, যেখানে $v_{\mathrm{t}\mathrm{u}\mathrm{r}\mathrm{b}}$ হলো গড় গ্যাস গতির সাপেক্ষে উত্তাল কোষের গতি এবং $l_{\mathrm{t}\mathrm{u}\mathrm{r}\mathrm{b}}$ হলো বৃহত্তম উত্তাল কোষের আকার, যা $l_{\mathrm{t}\mathrm{u}\mathrm{r}\mathrm{b}}\approx H=c_{\mathrm{s}}/\mathrm{\Omega }$ এবং $v_{\mathrm{t}\mathrm{u}\mathrm{r}\mathrm{b}}\approx c_{\mathrm{s}}$ হিসেবে অনুমান করা হয়, যেখানে $\mathrm{\Omega }=(GM{)}^{1/2}{r}^{-3/2}$ হলো কেপলারিয়ান কক্ষপথের কৌণিক বেগ, $r$ হলো $M$ ভরের কেন্দ্রীয় বস্তু থেকে রেডিয়াল দূরত্ব। হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্য-এর সমীকরণ ব্যবহার করে, কৌণিক ভরবেগ সংরক্ষণের সাথে মিলিত হয়ে এবং ডিস্কটি পাতলা ধরে নিয়ে, ডিস্ক কাঠামোর সমীকরণগুলো $\alpha$ প্যারামিটারের মাধ্যমে সমাধান করা যেতে পারে। অনেক পর্যবেক্ষণযোগ্য বিষয় কেবল $\alpha$-এর ওপর দুর্বলভাবে নির্ভর করে, তাই এই তত্ত্বটি একটি মুক্ত প্যারামিটার থাকা সত্ত্বেও ভবিষ্যদ্বাণীমূলক।

ক্রেমারস অপাসিটি ল ব্যবহার করে দেখা যায় যে

$H=1.7\times 10^8{\alpha }^{-1/10}{\dot{M}}_{16}^{3/20}{m}_1^{-3/8}{R}_{10}^{9/8}{f}^{3/5}\mathrm{c}\mathrm{m}$

$T_c=1.4\times 10^4{\alpha }^{-1/5}{\dot{M}}_{16}^{3/10}{m}_1^{1/4}{R}_{10}^{-3/4}{f}^{6/5}\mathrm{K}$

$\rho =3.1\times 10^{-8}{\alpha }^{-7/10}{\dot{M}}_{16}^{11/20}{m}_1^{5/8}{R}_{10}^{-15/8}{f}^{11/5}{\mathrm{g}\mathrm{c}\mathrm{m}}^{-3}$

যেখানে $T_c$ এবং $\rho$ যথাক্রমে মধ্য-সমতলের তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব। ${\dot{M}}_{16}$ হলো শোষণের হার, $10^{16}{\mathrm{g}\mathrm{s}}^{-1}$ এককে, $m_1$ হলো কেন্দ্রীয় শোষক বস্তুর ভর সৌর ভরের এককে, $M_{⨀}$, $R_{10}$ হলো ডিস্কের একটি বিন্দুর ব্যাসার্ধ, $10^{10}\mathrm{c}\mathrm{m}$ এককে, এবং $f={[1-{\left(\frac{R_{\star }}{R}\right)}^{1/2}]}^{1/4}$, যেখানে $R_{\star }$ হলো সেই ব্যাসার্ধ যেখানে কৌণিক ভরবেগ ভেতরের দিকে পরিবহন বন্ধ হয়ে যায়।

শাকুরা-সুন্যায়েভ α-ডিস্ক মডেলটি তাপীয় এবং সান্দ্র উভয়ভাবেই অস্থিতিশীল। একটি বিকল্প মডেল, যা $\beta$-ডিস্ক নামে পরিচিত, যা উভয় অর্থেই স্থিতিশীল, ধরে নেয় যে সান্দ্রতা গ্যাস চাপের সমানুপাতিক $\nu \propto \alpha p_{\mathrm{g}\mathrm{a}\mathrm{s}}$। স্ট্যান্ডার্ড শাকুরা-সুন্যায়েভ মডেলে, সান্দ্রতা মোট চাপের সমানুপাতিক বলে ধরে নেওয়া হয় $p_{\mathrm{t}\mathrm{o}\mathrm{t}}=p_{\mathrm{r}\mathrm{a}\mathrm{d}}+p_{\mathrm{g}\mathrm{a}\mathrm{s}}=\rho c_{\mathrm{s}}^2$ যেহেতু $\nu =\alpha c_{\mathrm{s}}H=\alpha c_s^2/\mathrm{\Omega }=\alpha p_{\mathrm{t}\mathrm{o}\mathrm{t}}/(\rho \mathrm{\Omega })$।

শাকুরা-সুন্যায়েভ মডেল ধরে নেয় যে ডিস্কটি স্থানীয় তাপীয় ভারসাম্যে আছে এবং তার তাপ দক্ষতার সাথে বিকিরণ করতে পারে। এই ক্ষেত্রে, ডিস্কটি সান্দ্র তাপ বিকিরণ করে, ঠান্ডা হয় এবং জ্যামিতিকভাবে পাতলা হয়ে যায়। তবে, এই অনুমানটি ভেঙে যেতে পারে। বিকিরণগতভাবে অদক্ষ ক্ষেত্রে, ডিস্কটি একটি টরাস বা অ্যাডভেকশন ডমিনেটেড অ্যাক্রিশন ফ্লো (ADAF)-এর মতো অন্য কোনো ত্রিমাত্রিক সমাধানে "ফুলে" উঠতে পারে। ADAF সমাধানগুলোর জন্য সাধারণত প্রয়োজন হয় যে শোষণের হার এডিংটন সীমা-এর কয়েক শতাংশের কম। আরেকটি চরম উদাহরণ হলো শনির বলয়, যেখানে ডিস্কটি এতটাই গ্যাস-দরিদ্র যে এর কৌণিক ভরবেগ পরিবহন কঠিন বস্তুর সংঘর্ষ এবং ডিস্ক-চাঁদ মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়া দ্বারা প্রভাবিত হয়। মডেলটি মহাকর্ষীয় লেন্সিং ব্যবহার করে সাম্প্রতিক জ্যোতির্পদার্থবৈজ্ঞানিক পরিমাপের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।

ম্যাগনেটো-রোটেশনাল ইনস্ট্যাবিলিটি

মূল নিবন্ধ: Magnetorotational instability

এইচএইচ-৩০, একটি হারবিগ-হারো বস্তু যা একটি অ্যাক্রিশন ডিস্ক দ্বারা পরিবেষ্টিত

বালবাস এবং হউলি (১৯৯১) একটি প্রক্রিয়া প্রস্তাব করেছিলেন যা কৌণিক ভরবেগ পরিবহন তৈরি করতে চৌম্বক ক্ষেত্রকে অন্তর্ভুক্ত করে। এই প্রক্রিয়াটি প্রদর্শনকারী একটি সাধারণ সিস্টেম হলো একটি দুর্বল অক্ষীয় চৌম্বক ক্ষেত্রের উপস্থিতিতে একটি গ্যাস ডিস্ক। দুটি রেডিয়ালি প্রতিবেশী তরল উপাদান একটি ভরহীন স্প্রিং দ্বারা সংযুক্ত দুটি ভর বিন্দুর মতো আচরণ করবে, স্প্রিং টান চৌম্বক টানের ভূমিকা পালন করবে। একটি কেপলারিয়ান ডিস্কে অভ্যন্তরীণ তরল উপাদানটি বাইরেরটির চেয়ে দ্রুত কক্ষপথে ঘুরবে, যার ফলে স্প্রিংটি প্রসারিত হবে। অভ্যন্তরীণ তরল উপাদানটি তখন স্প্রিং দ্বারা ধীর হতে বাধ্য হয়, সেই অনুযায়ী তার কৌণিক ভরবেগ হ্রাস করে তাকে একটি নিম্ন কক্ষপথে যেতে বাধ্য করে। বাইরের তরল উপাদানটি সামনের দিকে টানা হয়ে গতি বাড়াবে, তার কৌণিক ভরবেগ বৃদ্ধি করবে এবং একটি বৃহত্তর ব্যাসার্ধের কক্ষপথে চলে যাবে। স্প্রিং টান বৃদ্ধি পাবে যখন দুটি তরল উপাদান আরও দূরে সরে যাবে এবং প্রক্রিয়াটি চলতে থাকবে।

এটি দেখানো যেতে পারে যে এই ধরনের স্প্রিং-সদৃশ টানের উপস্থিতিতে রেলে স্থায়িত্ব মানদণ্ডটি প্রতিস্থাপিত হয়

$\frac{d{\mathrm{\Omega }}^2}{d\ln R}>0.$

বেশিরভাগ জ্যোতির্পদার্থবৈজ্ঞানিক ডিস্ক এই মানদণ্ড পূরণ করে না এবং তাই এই ম্যাগনেটো-রোটেশনাল ইনস্ট্যাবিলিটির প্রবণতা থাকে। জ্যোতির্পদার্থবৈজ্ঞানিক বস্তুতে উপস্থিত চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো (যা ইনস্ট্যাবিলিটি ঘটার জন্য প্রয়োজনীয়) ডায়নামো ক্রিয়ার মাধ্যমে তৈরি হয় বলে মনে করা হয়।

চৌম্বক ক্ষেত্র এবং জেট

অ্যাক্রিশন ডিস্কগুলো সাধারণত আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম-এ উপস্থিত বাহ্যিক চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা পরিবেষ্টিত থাকে। এই ক্ষেত্রগুলো সাধারণত দুর্বল (প্রায় কয়েক মাইক্রো-গাউস), কিন্তু এগুলো ডিস্কের পদার্থের সাথে নোঙর করতে পারে, এর উচ্চ বৈদ্যুতিক পরিবাহিতা-এর কারণে, এবং কেন্দ্রীয় নক্ষত্র-এর দিকে ভেতরের দিকে বাহিত হতে পারে। এই প্রক্রিয়াটি ডিস্কের কেন্দ্রের চারপাশে চৌম্বক ফ্লাক্স ঘনীভূত করতে পারে, যা খুব শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরি করে। অ্যাক্রিশন ডিস্কের ঘূর্ণন অক্ষ বরাবর শক্তিশালী জ্যোতির্পদার্থবৈজ্ঞানিক জেট গঠনের জন্য ডিস্কের অভ্যন্তরীণ অঞ্চলে একটি বৃহৎ স্কেল পোলোইডাল চৌম্বক ক্ষেত্র প্রয়োজন।

এই ধরনের চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম থেকে ভেতরের দিকে আসতে পারে বা ডিস্কের মধ্যে একটি চৌম্বক ডায়নামো দ্বারা তৈরি হতে পারে। শক্তিশালী জেট চালু করার জন্য ম্যাগনেটো-সেন্ট্রিফিউগাল প্রক্রিয়ার জন্য অন্তত ১০০ গাউস শক্তির চৌম্বক ক্ষেত্র প্রয়োজন বলে মনে হয়। তবে, ডিস্কের কেন্দ্রীয় নক্ষত্রের দিকে বাহ্যিক চৌম্বক ফ্লাক্স বহন করার ক্ষেত্রে সমস্যা রয়েছে। উচ্চ বৈদ্যুতিক পরিবাহিতা নির্দেশ করে যে চৌম্বক ক্ষেত্রটি সেই পদার্থের মধ্যে হিমায়িত থাকে যা ধীর গতিতে কেন্দ্রীয় বস্তুর ওপর শোষিত হচ্ছে। তবে, প্লাজমা একটি নিখুঁত বৈদ্যুতিক পরিবাহী নয়, তাই সর্বদা কিছু মাত্রায় অপচয় থাকে। চৌম্বক ক্ষেত্রটি পদার্থের শোষণের মাধ্যমে ভেতরের দিকে বাহিত হওয়ার হারের চেয়ে দ্রুত ছড়িয়ে পড়ে। একটি সহজ সমাধান হলো ডিস্কে চৌম্বকীয় বিচ্ছুরণ-এর চেয়ে অনেক বড় সান্দ্রতা ধরে নেওয়া। তবে, সংখ্যাসূচক সিমুলেশন এবং তাত্ত্বিক মডেলগুলো দেখায় যে ম্যাগনেটো-রোটেশনালি উত্তাল ডিস্কে সান্দ্রতা এবং চৌম্বকীয় বিচ্ছুরণের মাত্রা প্রায় একই।

অন্যান্য কিছু কারণ সম্ভবত অ্যাডভেকশন/ডিফিউশন হারকে প্রভাবিত করতে পারে: পৃষ্ঠের স্তরে হ্রাসকৃত উত্তাল চৌম্বকীয় বিচ্ছুরণ; চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা শাকুরা-সুন্যায়েভ সান্দ্রতার হ্রাস; এবং ছোট স্কেল MHD উত্তালতা দ্বারা বৃহৎ স্কেল ক্ষেত্র তৈরি – একটি বৃহৎ স্কেল ডায়নামো। প্রকৃতপক্ষে, বিভিন্ন প্রক্রিয়ার সংমিশ্রণ ডিস্কের কেন্দ্রীয় অংশে বাহ্যিক ক্ষেত্রকে দক্ষতার সাথে বহন করার জন্য দায়ী হতে পারে যেখানে জেটটি চালু হয়। চৌম্বকীয় প্লবতা, উত্তাল পাম্পিং এবং উত্তাল ডায়াম্যাগনেটিজম বাহ্যিক ক্ষেত্রের এই ধরনের দক্ষ ঘনত্বের ব্যাখ্যা দেওয়ার জন্য আহ্বান করা শারীরিক ঘটনাগুলোর উদাহরণ।

বিশ্লেষণাত্মক মডেল

আরও দেখুন: Geometrical thickness

সাব-এডিংটন অ্যাক্রিশন ডিস্ক (পাতলা ডিস্ক, ADAFs)

যখন শোষণের হার সাব-এডিংটন এবং অস্বচ্ছতা খুব বেশি হয়, তখন স্ট্যান্ডার্ড পাতলা অ্যাক্রিশন ডিস্ক গঠিত হয়। এটি উল্লম্ব দিকে জ্যামিতিকভাবে পাতলা (একটি ডিস্কের মতো আকৃতি), এবং তুলনামূলকভাবে ঠান্ডা গ্যাস দিয়ে তৈরি, যার বিকিরণ চাপ নগণ্য। গ্যাস খুব আঁটসাঁট সর্পিল আকারে নিচে নেমে যায়, যা প্রায় বৃত্তাকার, প্রায় মুক্ত (কেপলারিয়ান) কক্ষপথের মতো। পাতলা ডিস্কগুলো তুলনামূলকভাবে উজ্জ্বল এবং তাদের তাপীয় তড়িৎচৌম্বকীয় বর্ণালী থাকে, অর্থাৎ ব্ল্যাক বডির সমষ্টির চেয়ে খুব বেশি আলাদা নয়। পাতলা ডিস্কে বিকিরণজনিত শীতলীকরণ খুব কার্যকর। পাতলা অ্যাক্রিশন ডিস্কের ওপর শাকুরা এবং সুন্যায়েভ-এর ১৯৭৪ সালের ধ্রুপদী কাজটি আধুনিক জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানের সবচেয়ে বেশি উদ্ধৃত গবেষণাপত্রগুলোর একটি। পাতলা ডিস্কগুলো লিন্ডেন-বেল, প্রিংল এবং রিস দ্বারা স্বাধীনভাবে কাজ করা হয়েছিল। প্রিংল গত ত্রিশ বছরে অ্যাক্রিশন ডিস্ক তত্ত্বে অনেক গুরুত্বপূর্ণ ফলাফল অবদান রেখেছেন এবং ১৯৮১ সালের ধ্রুপদী পর্যালোচনাটি লিখেছেন যা বহু বছর ধরে অ্যাক্রিশন ডিস্ক সম্পর্কে তথ্যের প্রধান উৎস ছিল এবং আজও খুব দরকারী।

পাতলা (কেপলারিয়ান) ডিস্কসহ শোয়ার্জশিল্ড কৃষ্ণগহ্বরের অপটিক্যাল উপস্থিতির জে.এ. মার্কের সিমুলেশন

একটি সম্পূর্ণ সাধারণ আপেক্ষিক চিকিৎসা, যা ডিস্কের অভ্যন্তরীণ অংশের জন্য প্রয়োজন যখন কেন্দ্রীয় বস্তুটি একটি কৃষ্ণগহ্বর, তা পেজ এবং থর্ন দ্বারা প্রদান করা হয়েছে, এবং লুমিনেট এবং মার্ক দ্বারা সিমুলেটেড অপটিক্যাল চিত্র তৈরির জন্য ব্যবহৃত হয়েছে, যেখানে, যদিও এই ধরনের একটি সিস্টেম অভ্যন্তরীণভাবে প্রতিসম, এর চিত্রটি তা নয়, কারণ কৃষ্ণগহ্বরের খুব শক্তিশালী মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রে কেন্দ্রাতিগ ভারসাম্যের জন্য প্রয়োজনীয় আপেক্ষিক ঘূর্ণন গতি receding দিকে (এখানে ডানদিকে ধরা হয়েছে) একটি শক্তিশালী ডপলার রেডশিফট তৈরি করে যেখানে approaching দিকে একটি শক্তিশালী ব্লুশিফট থাকবে। আলো বাঁকানোর কারণে, ডিস্কটি বিকৃত দেখায় কিন্তু কৃষ্ণগহ্বর দ্বারা কোথাও লুকানো থাকে না।

যখন শোষণের হার সাব-এডিংটন এবং অস্বচ্ছতা খুব কম হয়, তখন একটি ADAF (অ্যাডভেকশন ডমিনেটেড অ্যাক্রিশন ফ্লো) গঠিত হয়। এই ধরনের অ্যাক্রিশন ডিস্ক ১৯৭৭ সালে ইচিমারু দ্বারা ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছিল। যদিও ইচিমারুর গবেষণাপত্রটি অনেকাংশে উপেক্ষা করা হয়েছিল, ADAF মডেলের কিছু উপাদান রিস, ফিনি, বেজেলম্যান এবং ব্ল্যান্ডফোর্ড-এর ১৯৮২ সালের প্রভাবশালী আয়ন-টোরি গবেষণাপত্রে উপস্থিত ছিল। ADAF-গুলো ১৯৯০-এর দশকের শুরুর দিকে পপহাম এবং নারায়ণ দ্বারা অ্যাক্রিশন ডিস্ক বাউন্ডারি লেয়ারের সংখ্যাসূচক মডেলে পুনঃআবিষ্কারের পরেই অনেক লেখকের দ্বারা নিবিড়ভাবে অধ্যয়ন করা শুরু হয়। অ্যাডভেকশন-ডমিনেটেড অ্যাক্রিশনের জন্য স্ব-সদৃশ সমাধানগুলো নারায়ণ এবং ই, এবং স্বাধীনভাবে আব্রামোভিচ, চেন, কাটো, লাসোটা (যিনি ADAF নামটি তৈরি করেছিলেন) এবং রেগেভ দ্বারা পাওয়া গিয়েছিল। ADAF-এর জ্যোতির্পদার্থবৈজ্ঞানিক প্রয়োগে সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ অবদান নারায়ণ এবং তার সহযোগীরা রেখেছেন। ADAF-গুলো বিকিরণের পরিবর্তে অ্যাডভেকশন (পদার্থে আটকে থাকা তাপ) দ্বারা ঠান্ডা হয়। এগুলো বিকিরণগতভাবে খুব অদক্ষ, জ্যামিতিকভাবে প্রসারিত, ডিস্কের পরিবর্তে গোলকের (বা একটি "করোনা") মতো আকৃতির এবং খুব উত্তপ্ত (ভিরিয়াল তাপমাত্রার কাছাকাছি)। তাদের কম দক্ষতার কারণে, ADAF-গুলো শাকুরা-সুন্যায়েভ পাতলা ডিস্কের চেয়ে অনেক কম উজ্জ্বল। ADAF-গুলো একটি পাওয়ার-ল, নন-থার্মাল বিকিরণ নির্গত করে, প্রায়শই একটি শক্তিশালী কম্পটন উপাদানসহ।

সুপার-এডিংটন অ্যাক্রিশন ডিস্ক (স্লিম ডিস্ক, পোলিশ ডোনাট)

অ্যাক্রিশন ডিস্ক QPO: কোয়াসি-পিরিয়ডিক অসিলেশন বা আধা-পর্যায়বৃত্ত দোলন অনেক অ্যাক্রিশন ডিস্কে ঘটে, যার পর্যায়কাল কেন্দ্রীয় বস্তুর ভরের ব্যস্তানুপাতিক হারে পরিবর্তিত হয়। এই দোলনগুলো কেন বিদ্যমান? কেন কখনও কখনও ওভারটোন থাকে এবং কেন এগুলো বিভিন্ন বস্তুতে বিভিন্ন কম্পাঙ্ক অনুপাতে দেখা যায়?

অত্যধিক সুপার-এডিংটন কৃষ্ণগহ্বর অ্যাক্রিশনের তত্ত্ব, M≫M_Edd, ১৯৮০-এর দশকে আব্রামোভিচ, জারোজিনস্কি, পাচিনস্কি, সিকোরা এবং অন্যান্যরা "পোলিশ ডোনাট" (এই নামটি রিস কর্তৃক প্রবর্তিত) হিসেবে বিকশিত করেছিলেন। পোলিশ ডোনাট হলো নিম্ন সান্দ্রতা বিশিষ্ট, আলোকীয়ভাবে ঘন, বিকিরণ চাপ দ্বারা সমর্থিত অ্যাক্রিশন ডিস্ক যা অ্যাডভেকশন দ্বারা শীতল হয়। এগুলো বিকিরণগতভাবে অত্যন্ত অকার্যকর। পোলিশ ডোনাট আকৃতিতে একটি মোটা টোরাস (ডোনাট) সদৃশ, যার ঘূর্ণন অক্ষ বরাবর দুটি সরু ফানেল থাকে। ফানেলগুলো বিকিরণকে অত্যন্ত সুপার-এডিংটন লুমিনোসিটি বা উজ্জ্বলতা সম্পন্ন রশ্মিতে পরিণত করে।

স্লিম ডিস্কগুলোর (নামটি কোলাকোস্কা কর্তৃক প্রবর্তিত) অ্যাক্রিশন হার মাঝারি মানের সুপার-এডিংটন, M≥M_Edd, এগুলো অনেকটা ডিস্কের মতো আকৃতির এবং প্রায় তাপীয় বর্ণালী প্রদর্শন করে। এগুলো অ্যাডভেকশন দ্বারা শীতল হয় এবং বিকিরণগতভাবে অকার্যকর। এগুলো ১৯৮৮ সালে আব্রামোভিচ, লাসোটা, চের্নি এবং সুজকিউইচ কর্তৃক প্রবর্তিত হয়েছিল।

ডিক্রিশন ডিস্ক

অ্যাক্রিশন ডিস্কের বিপরীত হলো ডিক্রিশন ডিস্ক, যেখানে একটি ডিস্ক থেকে কেন্দ্রীয় বস্তুর দিকে পদার্থ জমা হওয়ার পরিবর্তে, কেন্দ্র থেকে বাইরের দিকে ডিস্কের ওপর পদার্থ নির্গত হয়। এগুলো একটি নক্ষত্র থেকে নিক্ষিপ্ত পদার্থ থেকে গঠিত হয় এবং প্রায়শই বি নক্ষত্রের সাথে সম্পর্কিত।

আরও দেখুন

• অ্যাক্রিশন
• অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জেট
• ব্ল্যানফোর্ড-জনায়েক প্রক্রিয়া
• সারকামস্টেলার ডিস্ক
• সারকামপ্ল্যানেটারি ডিস্ক
• ডায়নামো তত্ত্ব
• এক্সোঅ্যাস্টেরয়েড
• মহাকর্ষীয় সিঙ্গুলারিটি
• কোয়াসি-স্টার
• রিভারবারেশন ম্যাপিং
• রিং সিস্টেম
• সোলার নেবুলা
• স্পিন-ফ্লিপ

আরও পড়ুন

• Frank, Juhan. (2002). "Accretion power in astrophysics". Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-62957-7.
• Krolik, Julian H.. (1999). "Active Galactic Nuclei". Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01151-6.
• (2014). "General Overview of Black Hole Accretion Theory". Space Science Reviews. 183 (1–4) 21–41. doi:10.1007/s11214-013-9985-6. আলফা প্রক্রিয়ার জন্য প্রয়োজনীয় টার্বুলেন্স বা উত্তাল মডেলের উপর দৃষ্টি নিবদ্ধ করা একটি আধুনিক পর্যালোচনা।
• Abramowicz, M.A.. (December 22, 2005). Growing Black Holes: Accretion in a Cosmological Context. 257–273. Springer Berlin Heidelberg. ISBN 978-3-540-25275-7. doi:10.1007/11403913_49. এই বিষয়ের উপর একটি ভালো ভূমিকা সহ পর্যালোচনা।

বহিঃসংযোগ

• অধ্যাপক জন এফ. হউলি হোমপেজ, ভার্জিনিয়া বিশ্ববিদ্যালয় (২০১৫ সালে আর্কাইভকৃত)
• The Dynamical Structure of Nonradiative Black Hole Accretion Flows, জন এফ. হউলি এবং স্টিভেন এ. বালবাস, ২০০২ মার্চ ১৯, দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল, ৫৭৩:৭৩৮-৭৪৮, ২০০২ জুলাই ১০
• অ্যাক্রিশন ডিস্ক, স্কলারপিডিয়া
• (21 June 2006). Magnetic fields snare black holes' food. New Scientist.

---

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Accretion disk” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Accretion_disk এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।