Kara Deliklerin Çevresindeki Madde Transferi Nasıl Gerçekleşmektedir? Akresyon Diskleri Nasıl Oluşur?

Kara delikler, evrendeki en yoğun kütleçekim alanlarına sahip kozmik yapılar olarak çevrelerindeki maddeyi etkileyerek çarpıcı fiziksel etkilere neden olmaktadır. Kara deliklerin çevresinde gerçekleşen madde akışı, bu gök cisimlerinin evriminde ve çevresel etkilerinde kritik bir rol oynamaktadır. Kara deliklere düşen madde, genellikle bir akresyon diski (birikim diski) adı verilen düzlemsel bir yapı oluşturmaktadır.

Bu makalede kara deliklerin çevresindeki madde akışının fiziksel mekanizmaları, akresyon disklerinin oluşum dinamikleri, manyetohidrodinamik etkiler ve bu disklerden yayılan elektromanyetik radyasyonun özellikleri ele alınmaktadır. Ayrıca akresyon disklerinin salınım modlarının analizi ve bu süreçlerin astrofiziksel sonuçları üzerinde durulmakatdır.

Akresyon Diski Nedir?

Akresyon diski, merkezi bir cisim (genellikle bir kara delik, nötron yıldızı, beyaz cüce ya da genç bir yıldız) etrafında oluşan ve gaz, toz ya da plazma gibi maddelerden meydana gelen düzlemsel bir yapıdır. Bu yapı, merkezi cismin kütle çekim etkisiyle çevredeki malzemenin yörüngesel hareketinden kaynaklanmaktadır. Akresyon diskleri, dinamik süreçler sonucu oluşmakta ve çoğunlukla kütleçekimi, viskozite, sürtünme kuvvetleri ve manyetohidrodinamik etkiler gibi faktörlerle şekillenmektedir.

Diskin iç bölgelerinde yer alan madde, sürtünme kuvvetleri nedeniyle enerjisini kaybederek içe doğru spiral bir yörüngede hareket etmektedir. Bu hareket sırasında, kütleçekimi ve sürtünme kuvvetlerinin etkisiyle malzemenin yoğunluğu artmakta ve sıcaklığı yükseltmektedir. Yükselen sıcaklık, elektromanyetik radyasyonun ortaya çıkmasına neden olmaktadır. Radyasyonun spektral özellikleri, merkezi cismin kütlesine ve diskteki maddenin fiziksel özelliklerine bağlı olarak değişmektedir. Örneğin, kara deliklerin çevresindeki diskler genellikle X-ışını spektrumunda ışınım yaparken, genç yıldızların çevresindeki diskler kızılötesi ışık yaymaktadır.^[1]

Akresyon disklerinin dinamik yapısında dikkate değer bir unsur da a ilkesidir. Disk materyali, merkezi cismin çekim etkisi altında hızlanırken çevresindeki diğer parçacıklarla sürtünme ve türbülans etkisiyle karşılaşmaktadır. Bu süreç, diskteki enerjinin bir kısmının ışıma yoluyla dışarı salınmasına ve böylece diskin iç bölgesine doğru bir madde akışına neden olmaktadır. Örneğin, süper kütleli kara deliklerin çevresindeki akresyon disklerinden yayılan yoğun X-ışını radyasyonu, aktif galaksi çekirdeklerinin (İng: "active galactic nucleus", AGN) ve kuasarların yüksek parlaklıklarının ana kaynağıdır. Bu tür yapıların radyatif verimliliği, nükleer füzyon gibi süreçlere kıyasla oldukça yüksektir. Akresyon diskleri ise burada dönüştürülen kütlenin %10-40’ını enerjiye çevirebilmektedir.^[2]

NASA’s Goddard Space Flight Center

Akresyon diskleri, içinde bulundukları astrofiziksel ortama bağlı olarak çeşitlilik göstermektedir. Bunlar şöyle sıralanabilir:

1. Aktif Galaksi Çekirdekleri ve Kuasar Diskleri: Süper kütleli kara deliklerin çevresindeki akresyon diskleri, genellikle büyük miktarda malzeme içermekte ve güçlü manyetik alanlarla etkileşmektedir. Bu diskler, astrofiziksel jetlerin oluşumuna yol açarak galaksiler arası ortamı etkilemektedir. Ayrıca, bu disklerin yoğun enerji salınımı, kuasarların yüksek parlaklıkları gibi konuların açıklanmasına katkı sunmaktadır.^[3]
2. Yakın Çift Yıldız Sistemlerinde Akresyon Diskleri: Yakın çift yıldız sistemlerinde daha düşük kütleli yıldızın dış katmanları; daha büyük kütleli bir beyaz cüce, nötron yıldızı veya kara deliğe doğru çekilmektedir. Bu süreçte doğrudan bir madde transferi yerine açısal momentumun korunması nedeniyle bir akresyon diski oluşmaktadır. Diskten yayılan X-ışını ışınımı, bu sistemlerin gözlemlenebilir özelliklerinden biridir.
3. Ön Gezegen Diskleri: Genç yıldızlar ve T Tauri türü yıldızlar çevresinde bulunan akresyon diskleri, gezegen oluşum süreçlerinin temel yapı taşlarını oluşturmaktadır. Ön gezegen diskleri (İng: "protoplanetary disk") moleküler bulutlardan gelen gaz ve tozun birikmesiyle meydana gelmektedir. Diskteki materyalin yoğunlaşması ve türbülansı, gezegenimsi cisimlerin ve sonrasında gezegenlerin oluşumuna yol açmaktadır.

Enerji Dönüşüm Süreçleri ve Jet Oluşumu

Jetler ve akresyon diskleri, enerji ve momentum transferi açısından birbirine derinden bağlı dinamik yapılardır. Akresyon disklerindeki türbülanslı hareketler ve manyetik alanların etkisi, jetlerin başlangıç koşullarını belirlerken jetler de diskten taşınan enerji ve madde miktarına önemli katkılar sağlamaktadır. Akresyon diskinde biriken enerji, manyetik alan çizgilerinin plazma ile etkileşimi sonucu diskin bir kısmını merkezi cisimden dışarı taşırmaktadır. Özellikle aktif galaksi çekirdeklerinde, bu süreç galaksiler arası ortamı etkileyerek galaksilerin evriminde kritik bir rol oynamaktadır.^[4]

Diskin iç bölgelerinde, manyetik alanların disk materyali üzerindeki etkisi, açısal momentum kaybına yol açarak materyalin merkezi cisme doğru hareket etmesine neden olmaktadır. Ancak bu açısal momentumun bir kısmı jetler aracılığıyla sistemden uzaklaştırılmaktadır. Jetlerin hızlarının relativistik seviyelere ulaşması, akresyon diskinin yoğun enerji dönüşüm süreçleri ile ilişkilidir. Jetlerin enerjisi genellikle şu şekilde ifade edilmektedir:

$\dot{E}=\eta \dot{M}{c}^2$

Burada $\dot{E}$ jetin enerji akışını, $\dot{M}$ akresyon diski boyunca kütle akış oranını, 𝑐 ışık hızını ve 𝜂 enerji dönüşüm verimliliğini temsil etmeketedir. Süper kütleli kara deliklerin çevresindeki akresyon disklerinde $\eta$, genellikle %10 ile %40 arasında değişkenlik göstermektedir. Bu durum, akresyon süreçlerinin nükleer füzyona kıyasla çok daha yüksek bir enerji dönüşüm verimliliği sağladığını ortaya koymaktadır. Jetlerin gözlemsel özellikleri radyo, X-ışını ve gama ışını dalga boylarında yapılan gözlemlerle belirlenmektedir. Kara deliklerin çevresindeki relativistik jetler, akresyon diskinin fiziksel özelliklerini anlamada önemli bir veri kaynağıdır. Bu jetlerin parlaklıkları ve enerji spektrumları diskin yoğunluk, sıcaklık ve manyetik alan gibi özellikleri hakkında bilgi sunmaktadır.^[5]

NASA/JPL-Caltech

Rayleigh Kararlılık Kriteri ve Akresyon Diskleri

Rayleigh kararlılık kriteri; bir akışkanın açısal momentum dağılımının, yerel dinamik dengesinin korunup korunamayacağını belirlemektedir. Akresyon diskleri gibi dönen sistemlerde bu kriter, sistemin kararlılığını ve türbülans oluşumunu anlamak için temel bir araç olarak değerlendirilmektedir. Rayleigh kriterine göre diskteki açısal momentum dağılımı düzgünse, sistem kararlı bir şekilde laminer akışta kalmakta ve açısal momentumun taşınması mümkün olmamaktadır. Bu durum, bir hidrodinamik mekanizmanın açısal momentum taşınımını sağlaması için yeterli değildir. Türbülanslı viskozitenin veya manyetik hidrodinamik etkilerin açısal momentum taşınımını artırması gerekmektedir.

Evrim Ağacı'ndan Mesaj

Neden Desteğe İhtiyacımız Var?

Aslında maddi destek istememizin nedeni çok basit: Çünkü Evrim Ağacı, bizim tek mesleğimiz, tek gelir kaynağımız. Birçoklarının aksine bizler, sosyal medyada gördüğünüz makale ve videolarımızı hobi olarak, mesleğimizden arta kalan zamanlarda yapmıyoruz. Dolayısıyla bu işi sürdürebilmek için gelir elde etmemiz gerekiyor.

Bunda elbette ki hiçbir sakınca yok; kimin, ne şartlar altında yayın yapmayı seçtiği büyük oranda bir tercih meselesi. Ne var ki biz, eğer ana mesleklerimizi icra edecek olursak (yani kendi mesleğimiz doğrultusunda bir iş sahibi olursak) Evrim Ağacı'na zaman ayıramayacağımızı, ayakta tutamayacağımızı biliyoruz. Çünkü az sonra detaylarını vereceğimiz üzere, Evrim Ağacı sosyal medyada denk geldiğiniz makale ve videolardan çok daha büyük, kapsamlı ve aşırı zaman alan bir bilim platformu projesi. Bu nedenle bizler, meslek olarak Evrim Ağacı'nı seçtik.

Eğer hem Evrim Ağacı'ndan hayatımızı idame ettirecek, mesleklerimizi bırakmayı en azından kısmen meşrulaştıracak ve mantıklı kılacak kadar bir gelir kaynağı elde edemezsek, mecburen Evrim Ağacı'nı bırakıp, kendi mesleklerimize döneceğiz. Ama bunu istemiyoruz ve bu nedenle didiniyoruz.

Destek Ol

1991 yılında Balbus ve Hawley, manyetohidrodinamik bir süreç olan manyetorotasyonel kararsızlığı (İng: " Magnetorotational instability", MRI) tanımlamış ve bunun Rayleigh kararlılık kriterine uyumlu bir şekilde türbülansı nasıl artırdığını göstermiştir. Manyetorotasyonel kararsızlık, zayıf manyetik alanların varlığında diskin dinamik kararlılığını bozarak açısal momentumun dış bölgelere taşınmasını sağlamaktadır. Bu süreç, şu şekilde ifade edilebilir:

0">$\frac{\partial R}{\partial \Omega }>0$

Bu şart altında manyetik alan çizgileri, disk plazmasını gererek açısal momentumun taşınmasını hızlandırmaktadır.^[6]

Akresyon disklerindeki enerji ve açısal momentum taşınımı, Rayleigh kriterinin sağlandığı veya sağlanmadığı durumlarda farklı mekanizmalarla gerçekleşmektedir. Rayleigh kararlılık kriteri, enerji taşınımında viskoz kuvvetlerin rolünü de belirlemektedir. Disk içindeki türbülansın viskoz etkilerini artırdığı durumlarda, açısal momentum kaybı şu şekilde modellenebilmektedir:

${\tau }_{r\varphi }=\alpha P$

Burada ${\tau }_{r\varphi }$, viskoz gerilmeyi, $P$ disk basıncını, $\alpha$ ise Shakura-Sunyaev tarafından tanımlanan viskozite parametresidir.

Shakura–Sunyaev α-Disk Modeli Nedir?

Shakura ve Sunyaev, akresyon disklerindeki türbülansın gazın viskozitesini artırdığını varsaymışlardır. Bu varsayım altında, diskteki viskozite ($\nu$); ses hızı ($cₛ$), disk yüksekliği ($H$) ve boyutsuz bir $\alpha$ parametresi ile ifade edilmektedir:

$\nu =\alpha c_{s}H$

Bu parametrizasyon, türbülansın diskteki viskoziteyi nasıl etkilediğini nicel olarak ifade etmektedir. $\alpha$ parametresi, diskteki türbülansın şiddetini ve dolayısıyla açısal momentum taşınımının etkinliğini belirlemektedir.^[7] Shakura–Sunyaev modeline göre, akresyon diskleri geometrik olarak ince ve optik olarak kalındır. Diskin ölçek yüksekliği şu şekilde ilişkilidir:

$H=\frac{c_s}{\Omega }$

Kepler açısal hızı ($\Omega$), merkezi cismin kütlesi ($M$) ve disk yarıçapı ($R$) ile şu şekilde ifade edilmektedir:

$\Omega =\sqrt{\frac{GM}{R^3}}$

Diskin ortasındaki sıcaklık ($T_c$) ve yoğunluk ($\rho$), kütle akış hızı ($\dot{M}$), merkezi cismin kütlesi ($M$), disk yarıçapı ($R$) ve $\alpha$ parametresi cinsinden şu şekilde ifade edilebilmektedir:

Agora Bilim Pazarı

Amerikan Keneviri

Devamını Göster

₺480.00

Satın Al Tüm Ürünler

• Dış Sitelerde Paylaş

$T_c\propto {\alpha }^{-1/5}{\dot{M}}^{3/10}{M}^{1/4}{R}^{-3/4}$

$\rho \propto {\alpha }^{-7/10}{\dot{M}}^{11/20}{M}^{5/8}{R}^{-15/8}$

Bu ilişkiler, diskin fiziksel özelliklerinin nasıl değiştiğini ve $\alpha$ parametresinin bu değişimlere olan etkisini göstermektedir.

Shakura–Sunyaev $\alpha$-disk modeli, hem termal hem de viskoz kararsızlıklar gösterebilmektedir. Özellikle viskozitenin toplam basınçla orantılı olduğu varsayımı altında, disk termal ve viskoz kararsızlıklara eğilimlidir. Bu kararsızlıklar, diskteki enerji ve momentum taşınımını etkileyerek disk yapısının zamanla değişmesine neden olabilmektedir.

Shakura–Sunyaev α-Disk Modelinde Viskozite ve Türbülansın Etkisi Nedir?

Shakura–Sunyaev modeli, viskoziteyi şu şekilde parametrik olarak ifade etmektedir:

$f_{\varphi }=\frac{\alpha }{4\pi B^2}$

Burada $\alpha$, diskteki türbülansın etkilerini temsil eden boyutsuz bir parametredir. Türbülans ve manyetik alanın dengede olduğu durumda, Alfvén hızı ($v_A$) kullanılarak viskozite şu şekilde ifade edilebilmektedir:

$\nu =\frac{2\alpha v_A^2\Omega }{K}$

Diskteki enerji üretimi ve taşınımı ise şu şekilde tanımlanmaktadır:

$Q=\frac{4\pi }{3}{r}^3\frac{GM\dot{M}}{1-\zeta \frac{r}{r_s}}$

ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Süpersonik Türbülans ve Dissipasyon

Süpersonik türbülans, enerji taşınımını ve diskin yapısal kararlılığını etkilemektedir. Türbülansın çözülme süresi (${\tau }_t$) ve akış uyum boyutu ($l_t$) şu şekilde hesaplanmaktadır:

$l_t=2\alpha H,{\tau }_t=\frac{l_t}{v_t}=\frac{2\alpha }{{\Omega }_K}$

Türbülansın viskozite katsayısı üzerindeki etkisi de şu şekildedir:

$\nu =\frac{1}{3}{l}_t{v}_t$

Ekipartisyon varsayımı altında $v_t=v_A$ alınmaktadır.

Süpersonik türbülans, gazın ses hızını aşan hızlarla hareket ettiği karmaşık bir dinamik ortam oluşturmaktadır. Bu türbülans, disk içinde şok dalgaları ve türbülanslı hareketler oluşturmakta bu da enerjinin daha küçük ölçeklere taşınmasını ve sonunda mikroskobik ölçekte dağılmasına (dissipasyonuna) sebebiyet vermektedir.^[8]

Enerji ve Momentum Taşınımı

Diskteki türbülanslı ve manyetik baskılar, toplam enerji yoğunluğunu şu şekilde etkilemektedir:

$\frac{B^2}{8\pi }+\frac{1}{2}\rho v_t^2=\rho v_A^2$

Bu enerji yoğunluğu, istasyoner durumda şu hızda çözülmektedir:

${\tau }_A=\frac{Q}{2H\rho v_A^2}=\frac{2}{3{\Omega }_K\alpha }$

Bu süre, türbülansın diskteki enerji taşıma etkinliğini ifade etmektedir. Bu süreçte enerji, radyasyon olarak dışarı salınmakta ve diskin dinamik kararlılığı sağlanmaktadır.

Modelin Termal ve Viskoz Kararsızlıkları Nelerdir?

Shakura-Sunyaev α-disk modeli, hem termal hem de viskoz açıdan kararsızlık gösterebilmektedir:

1. Termal Kararsızlık: Model, viskoziteyi toplam basınca bağlamaktadır. Burada radyasyon basıncı ve gaz basıncının toplamıdır: $p_{\text{toplam}}=p_{\text{radyasyon}}+p_{\text{gaz}}=\rho c_s^2$
2. Viskoz Kararsızlık: Viskozite şu şekilde ifade edilmektedir: $\nu =\alpha \frac{\rho \Omega }{p_{\text{tot}}}$

Burada 𝜈 viskozite katsayısını, 𝛼 parametrik bir viskozite faktörünü temsil etmektedir. Viskozitenin toplam basınca bağımlı olması diskteki enerji ve momentum taşınımında düzensizliklere yol açabilmektedir.^[9]

Shakura-Sunyaev modeline alternatif olarak önerilen β-disk modeli ise viskozitenin gaz basıncıyla orantılı olduğunu varsaymakta ve şu şekilde ifade edilmektedir:

$\nu \propto \alpha p_{\text{gaz}}$

Radyasyon Verimliliği Nedir? Radyasyonun Verimsiz Olduğu Durumlar Nasıl Gerçekleşmektedir?

Radyasyon verimliliği, akresyon diski tarafından üretilen radyasyon gücünün kütle akış oranı ile ışık hızının karesine oranı olarak tanımlanmaktadır ve genel olarak şu şekilde ifade edilmektedir:

$\eta =\frac{\dot{M}{c}^2}{L}$

Bu ifade, diskin enerji dönüşüm verimliliğini temsil etmekte ve radyasyonun akresyon sürecinde ne kadar etkin bir şekilde yayıldığını göstermektedir. İnce disklerde (İng: "thin disk") $\eta$ değeri genellikle 0.1–0.4 arasında değişmektedir. Ancak radyasyonun etkin bir şekilde yayılamadığı durumlarda akresyon disklerinin yapısı ve enerji taşınım mekanizmaları farklılaşmaktadır. Bu durumlara örnek olarak şunlar verilebilir:

• Taşınım Baskın Akresyon Akışı: Bu durumda disk "şişkin" bir torus (içi boş bir dairesel halkaya benzeyen, üç boyutlu bir yüzey) yapısına dönüşebilmekte ve üç boyutlu bir yapı kazanmaktadır. TBAA (İng: "advection-dominated accretion flow", TBAA) çözümleri genellikle akresyon hızının Eddington limitini birkaç yüzde birinden küçük olduğu durumlarda geçerlidir.
• Satürn'ün Halkaları: Düşük gaz yoğunluğuna sahip disklerde, açısal momentum taşınımı katı cisim çarpışmaları ve disk-uydu yerçekimi etkileşimleri tarafından kontrol edilmektedir.

Söz konusu örenklerden de anlaşıldığı üzere TBAA rejimi ve düşük gaz yoğunluğu diskleri, akresyon disklerindeki enerji taşınımının uç noktalarını temsil etmekte ve farklı fiziksel süreçlerin anlaşılmasında önemli bir rol oynamaktadır.^[10]

NASA

Sub-Eddington Akresyon Disklerinin Analitik Modelleri

Optik olarak kalın ve geometrik olarak ince akresyon diskleri, kara delik çevresindeki madde akışının temel özelliklerini açıklamak için yaygın olarak kullanılan bir modeldir. Sub-Eddington (Eddington altı) akresyon oranlarında ince akresyon diskleri, termal radyasyon ve Kepler yörüngeleriyle birlikte incelenmektedir. Sub-Eddington rejimlerinde ise disk geometrik olarak kalınlaşmakta ve enerji taşınımı, taşınım (İng: "advection") yoluyla gerçekleşmektedir.

Sub-Eddington rejiminde ve yüksek opasite koşullarında, geometrik olarak ince akresyon diskleri oluşmaktadır. Bu diskler, dikey yönde oldukça ince bir yapıya sahiptir ve gaz yoğunluğu nispeten daha soğuktur. Bu tür disklerde radyasyon basıncı genellikle ihmal edilebilir düzeydedir. Maddenin diske doğru hareketi, sıkı sarmallar halinde gerçekleşmekte ve bu hareket neredeyse dairesel ve Kepler yörüngesi yapısını andırmaktadır. İnce diskler, yüksek parlak özellikler göstermekle birlikte termal elektromanyetik spektruma sahiptir. Spektrumları, birden fazla kara cisim spektrumunun toplamına benzerlik göstermektedir. Bu durum, disklerin etkin radyatif soğutma mekanizmalarıyla ifade edilmesinden kaynaklanmaktadır.

İnce akresyon diskleriyle ilgili teorik temel ilk olarak 1974 yılında Shakura ve Sunyaev tarafından atılmıştır. Bu model, modern astrofizikte en çok atıf alan çalışmalar arasında yer almaktadır. Ayrıca, Lynden-Bell, Pringle ve Rees gibi bilim insanları, bu modelin geliştirilmesine önemli katkılarda bulunmuşlardır. Özellikle Pringle, 1981 yılında yayınladığı kapsamlı inceleme ile akresyon disk teorisinin temel kaynaklarından birini oluşturmuştur.^[11]

İç bölgelerde, özellikle merkezi cismin kara delik olduğu durumlarda, genel göreliliğin etkileri göz önüne alınmaktadır. Page ve Thorne ise kara delik çevresindeki bu bölgelerde genel görelilik etkilerini hesaba katan bir model geliştirmiştir. Bu model, ışık bükülmesinin ve Doppler etkilerinin neden olduğu asimetrik görüntüler oluşturmak için kullanılmaktadır.^[12] Luminet ve Marck, bu teoriyi kullanarak optik görüntüler üretmiş ve bu görüntülerde kara deliğin çevresindeki diskin hiçbir noktasının kara delik tarafından tamamen gizlenmediğini göstermiştir.^[13]

İnce Akresyon Disklerinin Matematiksel Özellikleri

İnce akresyon diskleri, Shakura-Sunyaev modeline dayalı olarak şu denklemlerle tanımlanabilmektedir:

$\dot{M}=2\pi r\Sigma v_r$

Burada $\dot{M}$ Kütle akış hızını, $r$ disk yarıçapını, $\Sigma$ disk yüzey yoğunluğunu, 𝑣 maddenin radyal hızını belirtmektedir.

Radyasyon verimliliği ve radyasyon gücü ise şu formülle hesaplanmaktadır:

$L=\eta \dot{M}{c}^2$

Burada $L$ diskin toplam radyatif gücünü (ışınım), $c$ ışık hızını ifade etmektedir.

İnce disklerin spektral enerji dağılımı (İng: "spectral energy distribution"), kara cisim spektrumu toplamına benzer bir büyük mavi çarpma (İng: "big blue bump") içermektedir. Bu durum radyasyon yoğunluğunun bir fonksiyonu olarak ifade edilmektedir:

$F_{\nu }\propto {\nu }^{1/3}\text{(optik ve moro¨tesi (UV) dalga boylarında)}$

Bunun anlamı, farklı sıcaklıklardaki disk bölgelerinin her birinin birer kara cisim gibi ışınım yaptığıdır. Diskin iç bölgeleri daha sıcak olduğu için bu bölgeler UV dalga boylarında daha fazla radyasyon yayarken dış bölgeler daha soğuktur ve optik dalga boylarında yayılım yapmaktadır.^[14]

Sub-Eddington rejiminde, taşınım baskın akresyon akışları (TBAA), düşük opasite koşullarında (bir malzemenin elektromanyetik radyasyonu) oluşan bir akresyon diski türü olarak öne çıkmaktadır. Bu akresyon diski türü, ilk olarak 1977 yılında Satoshi Ichimaru tarafından öne sürülmüştür. Ancak bu model 1990'lara kadar yaygın bir şekilde dikkate alınmamış ve Popham ve Narayan tarafından sayısal modellerle yeniden revize edildikten sonra geniş bir araştırma konusu haline gelmiştir.^[15]

TBAA, radyasyon yerine taşınım yoluyla soğuyan akresyon diskleridir. Enerji, madde içinde hapsedilmekte ve radyasyonla dışarı atılmamaktadır. Bu nedenle, TBAA'lar radyatif olarak oldukça verimsizdir. Geometrik olarak geniş bir yapıya sahiptirler ve çoğu zaman bir diskten ziyade küresel ya da koronal bir şekle benzemektedirler. Bu tür diskler, virial sıcaklığına (kütleçekimsel dengede olan bir sistemde gazın sıcaklığı) yakın değerlere ulaşabilen aşırı sıcak yapılardır. TBAA’lar, düşük radyatif verimlilikleri nedeniyle Shakura-Sunyaev ince disklerine kıyasla çok daha düşük parlaklık sergilemektedir.^[16]

Nature

Kalın Diskler ve Enerji Taşınımı

Sub-Eddington akresyon rejimleri, akresyon hızının Eddington limitini aştığı özel durumları ifade etmektedir. Bu rejimde, diske giren madde miktarı oldukça yüksek olduğu için klasik akresyon modellerinin ötesine geçilmesi gerekmektedir. Bu tür rejimlerde, ince disklerin yerini kalın diskler (İng: "slim disk") almaktadır. Kalın diskler, Sub-Eddington rejimlerinden farklı olarak geometrik olarak daha kalın bir yapıya sahiptir ve radyasyon verimliliği taşınım mekanizmaları nedeniyle oldukça düşüktür. Kalın disklerde şu özellikler gözlemlenmektedir:

1. Geometrik Kalınlık: Kalın diskler, dikey yönde genişlemiş bir yapıdadır ve çoğu zaman küresel veya koronal bir şekil almaktadır. Bu disklerde geometrik kalınlık ($H$) ve disk yarıçapı ($R$) oranı, klasik ince disklerden farklı olarak $H/R\sim 1$ civarındadır. Bu durum, diskin enerji taşınım mekanizmasının radyasyon yerine taşınıma dayalı olmasından kaynaklanmaktadır.
2. Radyasyon Verimliliği: Kalın disklerde radyasyon verimliliği ($\eta$), Sub-Eddington rejimlerinde görülen ince disklerin aksine oldukça düşüktür. Bunun temel nedeni, taşınımın baskın hale gelmesi ve enerji taşınım mekanizmasının foton kapanımı (İng: "photon trapping") ile sınırlanmasıdır. Böylelikle enerji, disk boyunca radyasyon olarak serbest bırakılmak yerine disk içinde taşınmaktadır.

Radyasyon verimliliği şu şekilde ifade edilmektedir:

${\eta }_{\text{kalın}}\sim {\eta }_{\text{ince}}\left(1-\frac{\dot{M}}{{\dot{M}}_{\text{Edd}}}\right)$

Burada ${\eta }_{\text{kalın}}$ kalın disklerdeki radyasyon verimliliğini, ${\eta }_{\text{ince}}$ ince disklerdeki radyasyon verimliliğini, ${\dot{M}}_{\text{Edd}}$ Eddington kütle akış hızını, $\dot{M}$ gerçekleşen kütle akış hızını ifade etmektedir.^[17]

ResearchGate

Kalın disklerin en belirgin özelliklerinden biri de foton kapanımıdır. Foton kapanımı, disk içerisindeki yoğun madde nedeniyle üretilen fotonların etkili bir şekilde dışarı çıkamaması ve maddeyle birlikte taşınma sürecini ifade etmektedir. Bu durum, radyasyonun serbest bırakılmasını sınırlamakta ve enerji taşınımını taşınım mekanizmalarına kaydırmaktadır. Bu süreç şu şekilde ifade edilmektedir:

$Q_{\text{taşınım}}\gg Q_{\text{ışınım}}$

Bu noktaya kadar, Sub-Eddington rejimlerinde oluşan ince akresyon disklerinin temel özellikleri ve TBAA detaylı bir şekilde ele alınmıştır.^[18]

Sonuç

Kara delik çevresindeki akresyon diskleri, astrofiziksel süreçlerin anlaşılmasında merkezi bir rol oynamaktadır. Bu çalışmada, Sub-Eddington rejimlerinde akresyon disklerinin fiziksel ve matematiksel özellikleri enerji taşınım mekanizmaları ve spektral özellikleri, ince akresyon diskleri, ışınımın ve enerji taşınımının etkin olduğu geometrik yapılar, disklerin iç dinamikleri, foton kapanımı ve manyetohidrodinamik türbülans gibi konular detaylı olarak incelenmiştir.

Sunulan matematiksel modeller ve teorik analizler, akresyon disklerinin yapısal ve dinamik özelliklerini açıklamakta önemli bir temel sağlamıştır. Bu bağlamda, makalede ele alınan modeller, yalnızca kara deliklerin çevresindeki madde akışını anlamakla kalmayıp aynı zamanda aktif galaksi çekirdekleri, kuasarlar ve çift yıldız sistemleri gibi astrofiziksel yapıların dinamiklerini çözümlemek için de geniş bir perspektif sunmaktadır.