Akkretionsscheibe

Eine Akkretionsscheibe ist in der Astrophysik eine um ein zentrales Objekt rotierende Scheibe, die Materie in Richtung des Zentrums transportiert (akkretiert). Sie kann als Standardscheibe aus atomarem Gas oder interstellarem Staub oder aus verschieden stark ionisiertem Gas (Plasma) bestehen.

Mechanismus der Akkretion in der Akkretionsscheibe

Da eine Gasscheibe nicht als starrer Körper, sondern differentiell um das Zentralobjekt rotiert (die inneren Bereiche rotieren aufgrund der Keplerschen Gesetze schneller), ergeben sich Reibungs- und Scherkräfte. Durch solche und andere turbulente Prozesse in der Scheibe werden Teilchen in Richtung des Zentralobjekts befördert, so dass das Zentralobjekt Masse gewinnt (akkretiert). Dazu müssen diese Teilchen ihren Drehimpuls nach außen abführen (Drehimpulserhaltung). Das geschieht, indem ein Teilchen seinen Drehimpuls auf ein anderes überträgt, das als Folge vom Zentralobjekt „weggedrückt“ wird.

Die molekulare Viskosität ist zu klein, um für den Drehimpulsübertrag (in der nötigen Größenordnung) verantwortlich zu sein. Deshalb nimmt man an, dass die Scheibe turbulent wird und die Turbulenz eine Viskosität erzeugt. Bei schwach ionisierten Scheiben übernehmen die Magnetfelder, die die Ionen unvermeidlich mit sich tragen, eine wichtige Rolle. Sie bewirken Instabilität (Magnetorotationsinstabilität (MRI)), die zu Turbulenz in der Scheibe und damit zu einer dynamischen Viskosität führen. Diese ermöglicht schließlich Akkretion, das heißt Zuführen des Scheibenmaterials zum Zentralkörper. Die Theorie zur Beschreibung von Plasmen in Magnetfeldern ist die Magnetohydrodynamik (MHD).

Die Temperatur eines Rings einer Akkretionsscheibe ist eine Funktion der Dichte, der Viskosität und der Rotationsgeschwindigkeit. Sie steigt daher in Richtung ihres Zentrums an und kann bis zu einige Millionen Kelvin in der Übergangsschicht erreichen. Das Strahlungsprofil einer Akkretionsscheibe ist in erster Näherung zusammengesetzt aus der Strahlung vieler Ringe unterschiedlicher Temperatur mit unterschiedlichen Abstand vom akkretierenden Objekt und reicht vom Infraroten bis hin zu harter Röntgenstrahlung.

Der Durchmesser von Akkretionsscheiben reicht von einigen hundert Astronomischen Einheiten bis zu hunderten Parsec bei Aktiven galaktischen Kernen. Die in den Akkretionsscheiben gespeicherte Materie kann die Masse des akkretierenden Objekts um eine bis zwei Größenordnung übersteigen. Diese Scheiben werden als selbst-gravitierende Scheiben beschrieben, weil die in der Scheibe gespeicherte Materie mit ihrer Gravitationskraft diese stabilisiert und zusammenhält.

Auftreten von Akkretionsscheiben

Typische Akkretionsscheiben befinden sich um junge Sterne während und einige Zeit nach der Sternentstehung. Hierzu gehören die T-Tauri-Sterne, Herbig-Ae/Be-Sterne und die FU-Orionis-Sterne. Bei älteren Sternen treten Akkretionsscheiben in Doppelsternsystemen auf, bei denen ein Massefluß von einem Spender zu einem kompakten Objekt stattfindet. Dazu zählen die Sternklassen der Symbiotischen Sterne, der Kataklysmischen Doppelsterne sowie die Röntgendoppelsterne. Die akkretierenden kompakten Objekte sind Neutronensterne, Schwarze Löcher sowie Weiße Zwerge und seltener um Hauptreihensterne in Algolsternen, Beta-Lyrae-Sternen und Doppelperiodische Veränderliche. Um mehrere Größenordnungen größere Radien und Massentransferraten sind bei den Akkretionsscheiben um die zentralen schwarzen Löcher in Galaxien gefunden worden. Diese manifestieren sich je nach Blickwinkel und Akkretionsrate als Quasare, Aktive galaktische Kerne oder Seyfertgalaxien. Bei Neutronensternen und Schwarzen Löchern wird in Akkretionsscheiben potentielle Gravitationsenergie umgesetzt, sodass durch die Viskosität in der differentiell rotierenden Scheibe diese hell aufleuchten. Dieser Mechanismus kann je nach Kompaktheit, dem Quotient aus Masse und Radius des Objektes, bis zu 20-mal so effektiv sein wie die Erzeugung von Strahlung durch nukleare Prozesse, wie zum Beispiel die Kernfusion.

Entstehung von Akkretionsscheiben

Eine Gaswolke kann sich unter dem Einfluss der Gravitation nur zusammenziehen, wenn es in irgendeiner Form Reibung zwischen sich begegnenden Teilen unterschiedlicher Geschwindigkeit gibt. Andernfalls würden sie auch nach Kollisionen im Mittel die gleiche kinetische Energie behalten und damit auf Dauer nicht weiter unten im Potentialtopf Platz nehmen (d.h. näher zum Zentrum driften).

Diese Dissipation ist umso größer, je größer die Relativgeschwindigkeiten der Teilchen sind, und umso kleiner, je geringer sie sind. Wenn die ganze sich zusammenziehende Wolke einen nennenswerten Gesamt-Drehimpuls hat, dann erfolgen Begegnungen parallel zur Achse im Mittel mit höherer Geschwindigkeit als senkrecht zur Achse. Dadurch werden diese Bewegungen stärker verlangsamt als die, deren Bahndrehimpuls mit dem Gesamtdrehimpuls übereinstimmt. Sobald die Bestandteile sich einigermaßen in einer Ebene bewegen, vermindert sich die Relativgeschwindigkeit deutlich und es bleibt eine Scheibe übrig. Es gibt Modelle für die Entstehung von Akkretionsscheiben. Bei diesen spielen Strahlungsprozesse für die Dämpfung eine wesentliche Rolle.<ref>Lexikon der Astrophysik: Akkretion</ref>

Disc Instability Model

Akkretionsscheiben pendeln bei einer Reihe von Sternklassen zwischen einem Zustand hoher und niedriger Massentransferraten. Dies betrifft sowohl enge Doppelsterne wie die Zwergnovae, AM-Canum-Venaticorum-Sterne und Röntgendoppelsterne geringer Masse als auch Einzelsterne wie die FU-Orionis-Sterne, die in Phasen mit geringer Akkretionsraten als T-Tauri-Sterne klassifiziert werden. Die Viskosität des Materials in der Scheibe ändert sich um einen Faktor 10 zwischen den beiden Zuständen und dies unabhängig von der chemischen Zusammensetzung, da die Akkretionsscheibe bei den AM-CVn-Sternen fast ausschließlich aus Helium besteht und in den anderen Fällen meist vom Wasserstoff dominiert wird. Im Fall einer hohen Viskosität heizt sich die Scheibe aufgrund der höheren inneren Reibung auf und dies führt zu einem starken Anstieg der elektromagnetischen Strahlung. Mit Hilfe des Disc Instability Model (dt. Scheibeninstabilitätsmodell) lassen die Eruptionen in den Sternklassen recht gut beschreiben, aber es ist bisher keine physikalische Ursache für die sprunghafte Änderung der Viskosität bekannt.<ref>Iwona Kotko, Jean-Pierre Lasota: The viscosity parameter α and the properties of accretion disc outbursts in close binaries. In: Astronomy & Astrophysics. 545, 2012, S. A115, doi:10.1051/0004-6361/201219618, arXiv:1209.0017</ref>

Siehe auch

• Protoplanetare Scheibe
• Sonnennebel

Literatur

• Juhan Frank, Andrew R. King, Derek J. Raine: Accretion power in astrophysics (= Cambridge Astrophysics Series 8). Cambridge University Press, Cambridge u. a. 1985, ISBN 0-521-24530-3.
•  Matias Montesinos Armijo: Review: Accretion disk theory. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1203.6851v1.

Weblinks

• Homepage von Andreas Müller → Lexikon → Akkretion
• Bericht bei Wissen.de

Einzelnachweise

<references />