질량이 태양 질량의 1억배가 되는 블랙 홀의 가장 안쪽 궤도에서, 각 운동량은 전형적인 은하 궤도를 도는 물질의 각운동량보다 10,000배 이상 작습니다.

블랙 홀이 물질을 차지하려면 이러한 각 운동량의 대부분을 제거해야 하며, 이것은 접착 디스크 내부의 프로세스에 의해 수행됩니다.
가속 디스크의 궤도는 사실 미묘하게 그리고 점진적으로 나선형으로 나타나지만 원형에 대한 좋은 근사치로 간주될 수 있다. 케플러의 법칙은 더 작은 반지름을 돌고 있는 물질은 약간 더 큰 궤도의 물질보다 더 빨리 움직일 것이라고 말한다. 이 차동 회전을 통해 블랙 홀이 accretion디스크로 구성된 플라즈마를 흡수할 수 있습니다. 즉, 회전하는 내부 궤도 마찰이 약간 더 큰 반지름을 가진 궤도에서 인접합니다. 이 속도 차이는 점성 난류 효과에 의해 약간 더 큰 궤도의 물체를 약간 더 빨리 끌어 안쪽 궤도의 물체가 약간 느려지는 것을 의미한다. 따라서 궤도 움직임이 더 커짐에 따라 각 운동량이 내부 물질로부터 외부 물질로 전달되어 가열됩니다.
전반적으로 각 운동량이 보존되고 내부 물질이 조직적으로 각운동량을 잃어 블랙 홀에 흡수될 확률이 높아집니다. 궤도 물질의 덩어리가 너무 많은 각운동량을 가지고 있다면, 그것은 궤도를 돌고 있는 질량의 중심으로부터 멀리 떨어져 있을 것이다. 그것은 더 가까이 가기에는 너무 빠르게 움직일 것이다. 어떤 종류의 점성 효과가 accretiondisket내의 플라즈마와 관련이 있습니까? 이 상황에서는 전자기 점도가 작을 수 있습니다. accretion디스크가 구성된 기체 플라즈마는 트레드의 일관성에서 매우 멀리 제거됩니다. 실제로 자기장은 누적 유입에서 각 운동량을 전달하는 데 매우 중요할 수 있습니다. 자기장은 어디에서 오는가? 인공 디스크에 들어 있는 플라즈마는 매우 뜨겁다. 그래서 원자들은 부분적으로 전자로 이온화되고 양극으로 대전된다. 따라서 전하를 띤 입자들의 흐름이 있고 이동하는 전하들은 자기장을 생성합니다. 매우 약한 자기장이 존재하면, 그것들은 차동 회전에 의해 확장되고 증폭될 수 있고 플라즈마 난류에 의해 수정될 수 있으며, 그것들은 필요한 점성을 제공한다. 이것이 자기 조직의 불안정성이라고 알려진 것의 기초입니다. 이러한 맥락에서 이 메커니즘의 중요성은 1990년대 초 버지니아 대학에서 일할 때 SteveBalbus와 JohnHawley에 의해 처음으로 인식되었다.
점성 난류와 아마도 다른 수단에 의해 플라즈마는 결국 각 운동량을 잃고 블랙 홀에 더 가까운 더 작은 반경에서 궤도를 그릴 수 있다. 기체 플라즈마가 가장 깊은 안정된 궤도에 도달하면, 블랙 홀에 더 이상 마찰이 일어나지 않게 되고, 그 후 다시는 볼 수 없게 되지만 블랙 홀의 질량과 스핀이 증가한다.
인공 디스크는 어떻게 생겼고 얼마나 뜨겁습니까?
우리는 점성과 난류 효과가 궤도를 돌면서 블랙 홀에 더 가까이 가서 삼켜 버릴 수 있도록 궤도를 선회하는 물질에서 각운동량을 제거하는 데 중요한 역할을 한다는 것을 보았다. 하지만, 점성 작용의 결과는 부피 궤도 회전 운동이 불규칙한 열 운동으로 변환되어 물질이 가열되는 것이다. 물질의 무작위 열 운동이 클수록 열 에너지가 많아지고 온도가 높아집니다. 제5장에서 언급한 바와 같이 열이 있는 곳에는 열 전자기 방사선이 존재합니다. 절대 영도에 있지 않는 한 모든 사람이 열 복사를 방출한다.
이러한 가열은 우리가 아크레이션 디스크에서 관측하는 매우 발광하는 방사선의 원인이다. 4각 중심에 있는 초대형 블랙 홀을 둘러싸고 있는 가속 디스크의 경우, 초음파 디스크의 특징적인 크기는 10억 km이며, 소위 마이크로 언어 사용자들의 훨씬 적은 양의 블랙 홀을 둘러싸고 있는 복제 디스크의 경우, X선이 차지하는 면적은 백만배나 더 작다. 블랙 홀이 더 클수록, 가장 안쪽에 안정된 원형 궤도가 더 커지며, 따라서 온도가 더 낮아지면 주변의 확대 디스크가 될 것이다.
태양 질량의 100배가 넘는 초거대 블랙 홀 주위에 있는 원자로의 최대 온도는 100만 켈빈이고 반면에 항성 질량이 100배 높은 블랙 홀 주위에 있는 원반은 100만 켈빈이 됩니다.
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