Az univerzum egy felhajtólemez
A felhúzódó lemez egy olyan struktúra (gyakran egy közel csillag csillag), amelyet az anyag szétszórása képez a központi test körüli pályán. Egy ilyen központ általában csillag. A gravitáció a lemez anyagát spirálisan spirálisan a központi test felé irányítja. A gravitációs erők összenyomják az anyagot, ami elektromágneses sugárzást indukál. A sugárzás gyakorisága a központi objektumtól függ. A fiatal csillagok és proto-csillagok körüli felhúzási lemezek az infravörös tartományban bocsátanak ki; Ha a lemez egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk körül helyezkedik el, akkor a spektrum röntgen-tartományában bocsát ki.
A felszaporodási lemezek meglehetősen gyakoriak az asztrofizikában; aktív galaktikus magok, protoplanetáris lemezek és gamma-ray bursts-felhajtó lemezek mindenütt jelen vannak. Gyakran ezeken a lemezeken a fúvókák a központi objektumból származnak. Az ilyen sugárzások hatékony módja a csillagtárcsa rendszerének, hogy megszabaduljon a szögsebességtől, anélkül, hogy túl nagy tömegvesztést okozna.
A leglátványosabb felhajtólemezeket megtalálják a természetben az aktív galaktikus magok körül és a kvazárokban, amelyek központjaiban, úgy vélik, hatalmas fekete lyukak vannak. Amint az anyag a fekete lyuk felé fordul, a gravitációs gradiens nagy értéke miatt az anyag súrlódási erők következtében intenzíven melegszik; A fekete lyuk akkrációs lemeze elég erősen felmelegszik, hogy a röntgensugár tartományban is sugározzon, még az eseményhorizont miatt is. Úgy tűnik, hogy a kvazárok nagyfokú fényességét a gáz nagymértékű fekete lyukakkal történő felhalmozódása okozza. Ez a folyamat képes átalakítani az objektum tömegének mintegy 10% -át energiává, szemben a magfúziós folyamatok körülbelül 0,5% -ával.
A bináris rendszer masszívabb kulcseleme fejlődik gyorsabban és már lesz fehér törpe, neutroncsillag vagy fekete lyuk, míg a kevésbé masszív társa eléri óriás fázis és anyagáramok túl Roche üreget. Ezután a gáz a társtól a főcsillagig indul. A szögsebesség megőrzésének szükségessége kiküszöböli a közvetlen gázáramlás lehetőségét, és helyette akkreciós lemezt képez. A T Tauri csillagok vagy a Herbig csillagok körüli akreciós lemezeket protoplanetáris lemezeknek nevezik, mivel a bolygórendszerek előfutárai. Ebben az esetben, a gáz összegyűlt lerakódás a környező molekuláris felhő amely képződik egy csillag helyett túlfolyó csillag-partner.
Accretion disk physics:
Az 1940-es években az első modelleket az alapvető fizikai elvek alapján nyerték. A megfigyelések eredményeinek való megfelelés érdekében ezek a modellek egy olyan szögsebészeti elosztó mechanizmus alkalmazását követelték meg, amely még nem fedezett fel. Ha az anyagnak be kellett esnie, nemcsak gravitációs energiát kellett elveszítenie, hanem szögletes lendületet is. Mivel a teljes perdület a lemez állandó marad, csökkentve a perdület okozta őszén a tömege a központtól kell kompenzálni növekedése perdület a tömegek ügyet található távolabb a központtól. Más szavakkal, a szögsebességet a perifériára kell átvinni, hogy a növekedés megtörténjen.
A Rayleigh stabilitási kritériuma szerint,
ahol # 937; egy folyadékelem szögsebességét jelenti, és R a forgás középpontjától való távolsága, a felhajtólemeznek lamináris áramlásnak kell lennie. És ez nem teszi lehetővé a hidrodinamikai mechanizmusok felvételét a szögsebesség átviteléhez.