"അക്രേഷൻ ഡിസ്ക്" എന്ന താളിന്റെ പതിപ്പുകൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം

ഉയർന്ന പിണ്ഡമുള്ള കേന്ദ്ര വസ്ഥുവിന്റെ ചുറ്റുമായി വൃത്താകാരമായ പാതയിൽ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഒരു രൂപമാണ് '''അക്രേഷൻ ഡിസ്ക്'''. കേന്ദ്ര വസ്ഥു മിക്കവാറും ഒരു [[നക്ഷത്രം|നക്ഷത്രമായിരിക്കും]].. ഘർഷണം  ഡിസ്സകിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്ന വസ്ഥുവിനെ ഉയർമ്മ പിണ്ഡമുള്ള വസ്ഥുവിലേക്ക് ആകർഷിക്കുന്നു. ഗുരുത്വ ബലവും, ഘർഷണ ബലവും, ഉയർന്ന മർദ്ദം ഉണ്ടാക്കുകയും, താപനില കൂട്ടുകയും,[[വിദ്യുത്കാന്തിക പ്രസരണം| ഇലക്ട്രോ മാഗനറ്റിക് റേഡിയേഷനുകളെ]] പുറത്ത് വിടുകയും ,ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെ പുറത്ത് പോകുന്ന റേഡിയേഷന്റെ ഫ്രീക്വെൻസി കേന്ദ്ര വസ്ഥുവിനെ അപേക്ഷിച്ചിരിക്കുന്നു. പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും, [[ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം|ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും]], റേഡിയേഷൻ [[ഇൻഫ്രാറെഡ് തരംഗം|ഇൻഫ്രാറെഡിലാണ്]] പുറത്തേക്ക് പോകുക; അക്രേഷൻ ഡിസ്കിലെ വിവിധതരത്തിലുള്ള ആന്തോലന തരങ്ങളെകുറിച്ച് പഠിക്കുന്ന ശാസ്ത്രശാഖയാണ് '''ഡിസ്ക്കോസീസ്മോളജി'''.<ref>{{cite journal|title=Diskoseismology: Probing accretion disks. I - Trapped adiabatic oscillations|last=Nowak|first=Michael A.|author2=Wagoner, Robert V.|date=1991|journal=Astrophysical Journal|doi=10.1086/170465|volume=378|pages=656–664|bibcode=1991ApJ...378..656N}}</ref><ref>{{cite journal|title=Relativistic and Newtonian diskoseismology|last=Wagoner|first=Robert V.|date=2008|journal=New Astronomy Reviews|issue=10–12|doi=10.1016/j.newar.2008.03.012|volume=51|pages=828–834|bibcode=2008NewAR..51..828W}}</ref>

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.<ref>{{cite journal|url=http://www.nature.com/nature/journal/v223/n5207/abs/223690a0.html|title=Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars|last1=Lynden-Bell|first1=D.|date=1969|journal=Nature|doi=10.1038/223690a0|volume=280|pages=690–694|bibcode=1969Natur.223..690L}}
</ref> അതാത് വസ്ഥുക്കളുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ പത്ത് മുതൽ നാൽപ്പത് ശതമാനം വരെ ഊർജ്ജമാക്കി മാറ്റാൻ അക്രേഷൻ പ്രക്രിയക്ക് സാധിക്കുന്നു. 

1940-കളിൽ, മോഡലുകൾ നിർമ്മിച്ചത് അടിസ്ഥാനപരമായിട്ടുള്ള ഊർജ്ജതന്ത്ര നിയമങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ചിട്ടാണ്<ref name="W1948">{{Citation|last=Weizsäcker|first=C. F.|title=Die Rotation Kosmischer Gasmassen|date=1948|periodical=Z. Naturforsch.|volume=3a|pages=524–539|bibcode=1948ZNatA...3..524W|doi=10.1515/zna-1948-8-1118}}</ref>. ആ നിരീക്ഷണങ്ങളോട് യോജിക്കുവാൻ,  ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ലാത്ത ഒരുതരം ആങ്കുലാർ മൊമന്റം റീഡിസ്റ്റ്രിബ്യൂഷനിലേക്ക് ഇവയെ ആവാഹിക്കേണ്ടിവരും. പിണ്ഡം അകത്തേക്ക് ഉൾവലിയുമ്പോൾ ഗുരുത്വാകർഷണ ഊർജ്ജം മാത്രമല്ല, പക്ഷെ ആങ്കുലാർ മൊമന്റം കൂടി നഷ്ടപ്പെടുത്തേണ്ടിവരും.

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.<ref name="SS1973">{{Citation|title=Black Holes in Binary Systems. Observational Appearance|date=1973|last1=Shakura|last2=Sunyaev|first1=N. I.|first2=R. A.|periodical=Astronomy and Astrophysics|volume=24|pages=337–355|bibcode=1973A&A....24..337S}}</ref><ref name="LBP1974">{{Citation|title=The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables|date=1974|last1=Lynden-Bell|last2=Pringle|first1=D.|first2=J. E.|periodical=Mon. Not. R. Astr. Soc.|volume=168|pages=603–637|bibcode=1974MNRAS.168..603L|doi=10.1093/mnras/168.3.603}}</ref> 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.<ref name="BH1991">{{Citation|title=A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I – Linear analysis|date=1991|last1=Balbus|last2=Hawley|first1=Steven A.|first2=John F.|periodical=Astrophysical Journal|volume=376|pages=214–233|bibcode=1991ApJ...376..214B|doi=10.1086/170270}}</ref>