What we still don’t know about accretion disks

Title: Black Holes in Binary Systems: Observational Appearance

Authors: Nikolai I. Shakura & Rashid A. Sunyaev

Author’s Institutions (at the time of publication): Sternberg Astronomical Institute, Moscow & Institute of Applied Mathematics, Academy of Sciences, Moscow

Status: Published in A&A Journal [open access]


Today’s classics paper takes us back a whopping 47 years, to the development of an accretion disk model which revolutionised our understanding of not just accretion disks, but also their effect on galaxy evolution as a whole.

Things that rotate fast enough tend to form a disk. We see this for example in disk galaxies as well as in star and planet formation. Since the 1940s, astronomers built models from pure fundamental physics to try and understand accretion disks. Until very recently, observations were in no way powerful enough to really observe the disk itself, but we do observe much larger scale phenomena such as active galactic nuclei and jets, all originating from the accretion disk.

Artist's impression of a black hole and star binary system.
Figure 1: Artist’s impression of an X-ray binary, in which a black hole orbits with a companion star that feeds it. The black hole in this illustration has both an accretion disk and jets. Source: ESA/NASA/Felix Mirabel

Accretion disks are essentially all about angular momentum. Consider a binary system of a star and a black hole, similar to Figure 1. We can see the matter streaming out of the star and falling under the influence of gravity of the black hole. If the material from this star were to initially be at rest, it would fall directly into the black hole and there would be no accretion disk, no energy release, and we wouldn’t even notice. But this star is rotating, therefore the infalling material is not at rest at all. The material streaming from the star has a substantial amount of angular momentum, and in order to fall into the black hole it needs to get rid of it. As the material streams in, the centrifugal forces balance the gravitational force from the black hole and the material settles on a circular orbit, forming an accretion disk as we can see in this image. In order to fall into the black hole, the material must transfer its angular momentum. This process of material falling into and growing the central object, in this case the black hole, is the definition of ‘accretion’.

A short interlude on black hole radiation

‘Black holes do not radiate electromagnetic waves’, wrote Shakura & Sunyaev in 1973. Just a year later, Stephen Hawking published his theoretical papers outlining Hawking radiation. Whilst a remarkable work, when it comes to observations, the radiation we would observe from a supermassive or even an intermediate mass black hole would be undetectable. Hawking radiation is inversely proportional to mass and so the best place to look for it is very low mass black holes. For the most energetic black hole, you would have to capture all of the energy emitted for four months from Hawking radiation to compare to the energy carried by one single photon left over from the Big Bang. So signal-to-noise wise, it’s completely undetectable. Therefore, we can amend the original statement to ‘Black holes do not radiate detectable electromagnetic waves’. Instead, the radiation we observe comes only from the material surrounding the compact object: the accretion disk.

Shakura-Sunyaev model of angular momentum transfer

So, back to our picture of the accreting black hole. We have orbiting material happily travelling on circular paths, but in order to move inwards and be accreted, it has to somehow lose its angular momentum.

A particle orbiting a black hole is not orbiting alone. A kind of ‘friction’ with the rest of the material causes particles to lose angular momentum by transferring it to other particles. This ‘friction’ is labelled in this work as viscosity. The understanding of the mechanism of this viscosity was (and still is somewhat) debated, but Shakura & Sunyaev suggested it to be due to magnetic forces. They hypothesised this explanation with no observational evidence, but remarkably their hypothesis is likely the cause.

Shakura & Sunyaev noticed that the structure of the accretion disk and the energy released is almost entirely dependent on the rate of inflow of material. They also devised an analytical expression for the effective temperature of the accretion disk as a function of its radius. The effective temperature is the temperature an object would appear to be if it were a blackbody. With more advanced modern observations, this temperature relation also appears to hold true.

Black hole at the centre of the galaxy M87
Figure 2: Black hole at the centre of the galaxy M87. The image shows a bright ring formed as light bends in the intense gravity around a black hole that is 6.5 billion times more massive than the Sun. Source: Event Horizon Telescope Collaboration

Interestingly, since this publication back in 1973, accretion disk theory is still incomplete. The reason why it’s interesting to revive this topic is due to the major advancements in observations we have recently seen. The famous image of the black hole published last year (shown in Figure 2) is in fact an image of the accretion disk. And so now more than ever, we are on the cusp of being able to tie together this new era of observations with theory from the past 50 years to build a definitive model of accretion disks.

Disclaimer: When translating any text, literal translations do not always best capture the meaning of idioms and phrases. In cases like this, as translators we do our best to maintain the spirit of the piece if not the literal meaning of the words. We also try to provide links to concepts in the translated language rather than in the original one, where possible. We therefore want to acknowledge the nature of our translations as a collaboration between the original authors and the translators.

English-language article written by Jessica May Hislop & edited by Huei Sears
Featured image credit: Figure 1 of today’s paper

The author of this Astrobite also works at Rashid Sunyaev’s current institute, the Max Planck Institute for Astrophysics in Garching, Germany, but in a different research group.


Τι συνεχίζουμε να μην γνωρίζουμε για τους δίσκους επιπρόσθεσης

Adapted to Greek by Dimitrios Irodotou / Μεταφράστηκε στα Ελληνικά από τον Δημήτριο Ηροδότου

Το σημερινό άρθρο μας πηγαίνει 47 χρόνια πίσω στον χρόνο, τότε όπου ξεκίνησε να αναπτύσσεται ένα μοντέλο περιγραφής των δίσκων επιπρόσθεσης, το οποίο όχι μόνο έφερε την επανάσταση στην κατανόηση αυτών, αλλά και στην κατανόηση της επίδραση τους στην συνολική εξέλιξη του γαλαξία.

Αντικείμενα τα οποία περιστρέφονται (αρκετά) γρήγορα τείνουν να σχηματίζουν δίσκους. Αυτό το φαινόμενο παρατηρείται στους σπειροειδής γαλαξίες αλλά και κατά την διαδικασία σχηματισμού άστρων και πλανητών. Από τις αρχές της δεκαετίας του 1940, οι αστρονόμοι είχαν φτιάξει μοντέλα βασισμένα σε θεμελιώδεις νόμους της φυσικής για να μπορέσουν να κατανοήσουν τους δίσκους επιπρόσθεσης. Μέχρι προσφάτως, οι αστρονομικές παρατηρήσεις δεν ήταν αρκετά λεπτομερείς ώστε να μπορέσουν να “δουν” τους δίσκους επιπρόσθεσης, αλλά μπορούσαν να εντοπίσουν φαινόμενα μεγαλύτερης κλίμακας όπως ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες και πίδακες εκροής υλικού, τα οποία σχετίζονται άμεσα με τους δίσκους επιπρόσθεσης.

Artist's impression of a black hole and star binary system.
Γράφημα 1: Καλλιτεχνική αποτύπωση ενός διπλού αστρικού συστήματος όπου μια μαύρη τρύπα περιστρέφεται μαζί με έναν δευτερεύων αστέρα ο οποίος την τροφοδοτεί με μάζα. Στην μαύρη τρύπα φαίνονται και ο δίσκος επιπρόσθεσης και ο πίδακας εκροής υλικού. Πηγή: ESA/NASA/Felix Mirabel

Η βασική αρχή δημιουργίας/λειτουργίας των δίσκων επιπρόσθεσης έχει να κάνει με την στροφορμή του υλικού. Φανταστείτε ένα διπλό αστρικό σύστημα όπως αυτό του Γραφήματος 1. Βλέπουμε υλικό να διαφεύγει από τον αστέρα και να κατευθύνεται προς την μαύρη τρύπα λόγω της βαρυτικής της έλξης. Αν αυτό το υλικό βρισκόταν σε ηρεμία, τότε θα έπεφτε ευθύγραμμα προς την μαύρη τρύπα χωρίς να σχηματίσει πρώτα τον δίσκο επιπρόσθεσης, επομένως δεν θα έχανε/εξέπεμπε ενέργεια και δεν θα μπορούσαμε να το παρατηρήσουμε. Όμως, το συγκεκριμένο αστέρι περιστρέφεται, επομένως το υλικό του δεν βρίσκεται σε ηρεμία. Αυτό το υλικό διαθέτει στροφορμή την οποία πρέπει να “ξεφορτωθεί” για να μπορέσει εν τέλει να πέσει στην μαύρη τρύπα. Καθώς το υλικό του αστέρα προσεγγίζει την μαύρη τρύπα η φυγόκεντρος δύναμη εξισορροπείται από την βαρυτική με αποτέλεσμα το υλικό να εκτελεί κυκλική κίνηση και να σχηματίζει τον δίσκο επιπρόσθεσης, όπως φαίνεται στο Γράφημα 1. Για να μπορέσει το υλικό στον δίσκο να πέσει στην μαύρη τρύπα θα πρέπει να μεταφέρει στην στροφορμή του. Αυτή η διαδικασία ονομάζεται επιπρόσθεση υλικού.

Μια μικρή παρένθεση για να αναφερθούμε στην ακτινοβολία των μαύρων τρυπών

“Οι μαύρες τρύπες δεν εκπέμπουν ηλεκτρομαγνητική κύματα” είχαν γράψει οι Shakura & Sunyaev το 1973. Μόλις έναν χρόνο αργότερα, ο Stephen Hawking δημοσίευσε μια επιστημονική εργασία σχετικά με την ακτινοβολία Hawking. Αν και πρόκειται για μια εξαιρετική θεωρητική δουλειά, είναι πρακτικά αδύνατο να παρατηρήσουμε την ακτινοβολία Hawking από υπερμαζικές ή ενδιάμεσων μαζών μαύρες τρύπες. Η ακτινοβολία Hawking είναι αντιστρόφως ανάλογη της μάζας, επομένως η καλύτερη επιλογή θα είναι να ψάξουμε για μαύρες τρύπες με εξαιρετικά χαμηλή μάζα. Όμως ακόμα και η πιο ενεργή μαύρη τρύπα εκπέμπει σε τέσσερεις μήνες ενέργεια μέσω ακτινοβολίας Hawking η οποία είναι συγκρίσιμη με την ενέργεια ενός πρωτονίου κατάλοιπου από την Μεγάλη Έκρηξη. Επομένως το σήμα αυτό είναι εντελώς μη ανιχνεύσιμο. Οπότε μπορούμε να τροποποιήσουμε την αρχική μας δήλωση σε “Οι μαύρες τρύπες δεν εκπέμπουν ανιχνεύσιμα ηλεκτρομαγνητική κύματα”. Αντ’ αυτού η ακτινοβολία την οποία παρατηρούμε προέρχεται αποκλειστικά από το υλικό γύρω από το ουράνιο αντικείμενο: δηλαδή από τον δίσκο επιπρόσθεσης.

Το μοντέλο μεταφοράς στροφορμής των Shakura-Sunyaev

Ας πάμε τώρα πίσω στο Γράφημα 1 και τον δίσκο επιπρόσθεσης. Το υλικό στον δίσκο αυτό εκτελεί κυκλικές τροχιές όμως για να μπορέσει να προσληφθεί από την μαύρη τρύπα θα πρέπει κάπως να χάσει στροφορμή.

Ένα σωματίδιο το οποίο περιστρέφεται γύρω από την μαύρη τρύπα δεν είναι απομονωμένο. Η “τριβή” η οποία αναπτύσσεται μεταξύ των σωματιδίων τα αναγκάζει να μεταφέρουν στροφορμή σε γειτονικά σωματίδια και επομένως να χάσουν ένας μέρος της στροφορμή τους. Αυτή η “τριβή” ονομάζεται ιξώδες. Η αντίληψη για το ιξώδες ήταν (και ακόμα είναι) υπό συζήτηση, όμως οι Shakura & Sunyaev πρότειναν ότι το ιξώδες σχετίζεται με τις μαγνητικές δυνάμεις. Έκαναν αυτήν την υπόθεση με πλήρη έλλειψη παρατηρησιακών δεδομένων, όμως φαίνεται ότι ήταν σωστή.

Οι Shakura & Sunyaev είδαν ότι η δομή του δίσκου επιπρόσθεσης και η εκπεμπόμενη ενέργεια είναι σχεδόν απολύτως εξαρτημένες από τον ρυθμό εισροής υλικού. Επίσης ανέπτυξαν μια αναλυτική έκφραση για την ενεργό θερμοκρασία του δίσκου συναρτήσει της ακτίνας του. Η ενεργός θερμοκρασία είναι η θερμοκρασία ενός σώματος εάν αυτό ήταν μέλαν σώμα. Η μετέπειτα εξέλιξη των παρατηρησιακών οργάνων μπόρεσε να επιβεβαιώσει αυτήν την αναλυτική έκφραση.

Black hole at the center of the galaxy M87.
Γράφημα 2: Μαύρη τρύπα στο κέντρο του γαλαξία M87. Η εικόνα δείχνει ένα λαμπρό δαχτυλίδι το οποίο σχηματίζεται λόγω της στρέβλωσης του φωτός από το ισχυρό βαρυτικό πεδίο της μαύρης τρύπας η οποία είναι 6.5 δισεκατομμύρια φορές πιο μαζική από τον Ήλιο. Πηγή: Event Horizon Telescope Collaboration.

Από την δημοσίευση του άρθρου το 1973 μέχρι και σήμερα η θεωρία των δίσκων επιπρόσθεσης είναι ελλιπής. Ο κυρίως λόγος για τον οποίο πρέπει να συνεχιστεί η έρευνα στο συγκεκριμένο θέμα είναι η πρόσφατη μεγάλη τεχνολογική εξέλιξη των παρατηρησιακών οργάνων. Η γνωστή φωτογραφία της μαύρης τρύπας η οποία δημοσιεύτηκε πέρυσι (φαίνεται στο Γράφημα 2) είναι στην πραγματικότητα η εικόνα του δίσκου επιπρόσθεσης. Τώρα όσο ποτέ είμαστε σε θέση να μπορέσουμε να συνδέσουμε την νέα γενιά παρατηρησιακών δεδομένων με την προϋπάρχουσα θεωρία των τελευταίων 50 ετών και να δημιουργήσουμε ένα καθοριστικό μοντέλο περιγραφής των δίσκων επιπρόσθεσης.

Δήλωση: Όταν μεταφράζεται κάποιο κείμενο, η κυριολεκτική μετάφραση δεν είναι πάντοτε ικανή να συλλάβει την έννοια των ιδιωμάτων και των εκφράσεων. Σε τέτοιες περιπτώσεις, ως μεταφραστές/μεταφράστριες κάνουμε το καλύτερο δυνατό για να διατηρήσουμε το ύφος του κειμένου παρά την κυριολεκτική σημασία των λέξεων. Επίσης, προσπαθούμε να παραθέσουμε συνδέσεις μεταξύ εννοιών στην γλώσσα μετάφρασης παρά στην πρωτότυπη, όπου αυτό είναι δυνατό. Ως εκ τούτου, αναγνωρίζουμε ότι η φύση των μεταφράσεων μας αποτελεί μια συνεργασία μεταξύ των συγγραφέων του πρωτότυπου κειμένου και των μεταφραστών.

Το πρωτότυπο άρθρο γράφτηκε από την Jessica May Hislop και επιμελήθηκε από την Huei Sears.
Πηγή κεντρικής εικόνας: Γράφημα 1 από το
σημερινό άρθρο.

H συγγραφέας αυτού του Astrobite εργάζεται επίσης στο σημερινό ινστιτούτο του Rashid Sunyaev, στο Max Planck Institute for Astrophysics στο Garching της Γερμανίας, αλλά σε διαφορετική ερευνητική ομάδα.

About Jessica May Hislop

Doctoral Student at the Max Planck Institute of Astrophysics in Munich, Germany. Studying the formation of nuclear star clusters and intermediate mass black holes in high resolution simulations of dwarf galaxies.

Leave a Reply

Help us help you! Fill out the Astrobites Readership Survey!Click Here