Cakera tokokan

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
(Dilencongkan dari Cakera akresi)
Imej yang diambil oleh teleskop angkasa Hubble tentang gas yang menokok ke dalam lohong hitam di galaksi NGC 4261.
Imej cakera lohong hitam di tengah galaksi elips supergergasi Messier 87

Cakera tokokan (Jawi: ‏چکرا توکوقن‎‎) atau cakera akresi (Inggeris: accretion disk) ialah struktur (selalunya cakera bulat) yang dibentuk oleh bahan meresap dalam gerakan mengorbit mengelilingi jasad pusat yang lebih besar. Jasad pusat tersebut biasanya ialah bintang. Geseran, sinaran tidak sekata, kesan magnetohidrodonamik, dan daya lain mendorong ketidakstabilan yang menyebabkan bahan yang mengorbit dalam cakera berputar ke dalam ke arah badan pusat. Daya graviti dan geseran memampatkan dan menaikkan suhu jasad, menyebabkan pelepasan sinaran elektromagnet. Julat frekuensi sinaran itu bergantung pada jisim objek pusat. Cakera tokokan bintang muda dan protobintang terpancar dalam inframerah; yang berada di sekeliling bintang neutron dan lohong hitam di bahagian X-ray daripada spektrum. Kajian tentang mod ayunan dalam cakera tokokan dirujuk sebagai diskoseismologi.[1][2]

Animasi tokokan lubang hitam
Animasi data superkomputer ini membawa penonton ke zon dalaman cakera tokokan lubang hitam berjisim bintang.
Video ini menunjukkan tanggapan artis tentang angin berdebu yang terpancar dari lubang hitam di tengah galaksi NGC 3783.

Fizik cakera tokokan[sunting | sunting sumber]

Konsepsi artis tentang bahan tarikan lubang hitam dari bintang berdekatan, membentuk cakera tokokan.

Pada tahun 1940-an, model pertama kali diperoleh daripada prinsip fizik asas.[3] Untuk bersetuju dengan pemerhatian, model tersebut terpaksa menggunakan mekanisme yang belum diketahui untuk pengagihan semula momentum sudut. Jika jirim jatuh ke dalam, ia mesti kehilangan bukan sahaja tenaga graviti tetapi juga kehilangan momentum sudut. Oleh kerana jumlah momentum sudut cakera dikekalkan, kehilangan momentum sudut jisim yang jatuh ke pusat perlu digantikan dengan penambahan momentum sudut jisim yang jauh dari pusat. Dalam erti kata lain, momentum sudut harus "diangkut" ke luar untuk jirim bertambah. Mengikut kriteria kestabilan Rayleigh,

iaitu mewakili halaju sudut bagi unsur bendalir dan ialah jaraknya ke pusat putaran, cakera tokokan dijangka menjadi aliran laminar. Ini menghalang kewujudan mekanisme hidrodinamik untuk pengangkutan momentum sudut.

Sementara itu, jelas bahawa tegasan likat akhirnya akan menyebabkan jirim ke arah pusat menjadi panas dan memancarkan sebahagian daripada tenaga gravitinya. Sebaliknya, kelikatannya sendiri tidak mencukupi untuk menerangkan pengangkutan momentum sudut ke bahagian luar cakera. Kelikatan yang dipertingkatkan oleh kegeloraan ialah mekanisme yang dianggap bertanggungjawab untuk pengagihan semula momentum sudut tersebut, walaupun asal-usul pergolakan itu sendiri tidak difahami dengan baik. Model yang konvensional memperkenalkan parameter boleh laras yang menerangkan peningkatan kelikatan berkesan akibat pergolakan pusar dalam cakera.[4][5] Pada tahun 1991, dengan penemuan semula ketidakstabilan putaran magnet (MRI), S. A. Balbus dan J. F. Hawley menetapkan bahawa cakera bermagnet lemah yang bertokok di sekeliling objek pusat yang berat dan padat akan menjadi sangat tidak stabil, menyediakan mekanisme langsung untuk pengagihan semula momentum sudut.[6]

Cakera buangan[sunting | sunting sumber]

Lawan cakera tokokan ialah cakera buangan iaitu bukannya bahan bertambah daripada cakera ke objek pusat, bahan dibuang dari pusat ke luar ke cakera. Cakera buangan terbentuk apabila bintang bergabung.[7]


Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Rujukanan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Nowak, Michael A.; Wagoner, Robert V. (1991). "Diskoseismology: Probing accretion disks. I - Trapped adiabatic oscillations". Astrophysical Journal. 378: 656–664. Bibcode:1991ApJ...378..656N. doi:10.1086/170465.
  2. ^ Wagoner, Robert V. (2008). "Relativistic and Newtonian diskoseismology". New Astronomy Reviews. 51 (10–12): 828–834. Bibcode:2008NewAR..51..828W. doi:10.1016/j.newar.2008.03.012.
  3. ^ Weizsäcker, C. F. (1948). "Die Rotation Kosmischer Gasmassen" [The rotation of cosmic gas masses]. Zeitschrift für Naturforschung A (dalam bahasa Jerman). 3 (8–11): 524–539. Bibcode:1948ZNatA...3..524W. doi:10.1515/zna-1948-8-1118.
  4. ^ Shakura, N. I.; Sunyaev, R. A. (1973). "Black Holes in Binary Systems. Observational Appearance". Astronomy and Astrophysics. 24: 337–355. Bibcode:1973A&A....24..337S.
  5. ^ Lynden-Bell, D.; Pringle, J. E. (1974). "The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 168 (3): 603–637. Bibcode:1974MNRAS.168..603L. doi:10.1093/mnras/168.3.603.
  6. ^ Balbus, Steven A.; Hawley, John F. (1991). "A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I – Linear analysis". Astrophysical Journal. 376: 214–233. Bibcode:1991ApJ...376..214B. doi:10.1086/170270.
  7. ^ Poindexter, Shawn; Morgan, Nicholas; Kochanek, Christopher S (2011). "A binary merger origin for inflated hot Jupiter planets". Astronomy & Astrophysics. 535: A50. arXiv:1102.3336. Bibcode:2011A&A...535A..50M. doi:10.1051/0004-6361/201116907. S2CID 118473108.
  • Frank, Juhan; Andrew King; Derek Raine (2002), Accretion power in astrophysics (ed. Third), 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

Pautan luar[sunting | sunting sumber]


Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Cakera_tokokan&oldid=5805572"