قرص هاي برافزايشي
نويسنده: محسن شادمهري
ترديدي نيست که شناخت ما از ماهيت بسياري از اجرام نجومي، به ويژه طي چند دهه ي اخير، تحولات شگرفي را پشت سر گذاشته است. امروزه به ياري تلسکوپ هاي غول پيکرمي توانيم اطلاعات با ارزشي در طول موج هاي مختلف از اين اجرام و پديده هاي کيهاني به دست آوريم؛ و از سوي ديگر، ظهور رايانه ها (و ابررايانه ها) اين امکان را فراهم کرده است تا به شبيه سازي آن چه که در عالم مي بينيم، بپردازيم. در ميانه ي قرن گذشته، هيچ کدام از اين ها نه تنها مقدور نبوده، بلکه شايد برجسته ترين اختر فيزيکدانان هم نمي توانستند چنين تحولاتي را پيش بيني کنند. طبيعي است که گستره ي تنوع اجرام نجومي که امروزه آن ها را بررسي مي کنيم، بسيار متنوع تر از چند دهه ي پيش باشد. اغراق نيست اگر بگوييم در گذشته اي نه چندان دور، اجرام نجومي به ستاره ها، سياره ها، فضاي بين آن ها، کهکشان ها و خوشه هاي ستاره اي و يا کهکشاني خلاصه مي شدند. اما امروزه مي دانيم که اجرام نجومي فقط محدود به اين ها نمي شوند و يک گروه از اين اجرام شگفت انگيز، قرص هاي برافزايشي و به طور کلي فرايندهاي برافزايشي است که در سيستم هاي مختلف نجومي مشاهده مي شوند.
اما اهميت قرص هاي برافزايشي در چيست؟ هنگامي که بر افزايش رخ مي دهد، مقادير زيادي انرژي در بازه هاي مختلف انرژي آزاد مي شود که تابش گسيلي آن، با تلسکوپ هاي نوري و يا غير نوري قابل آشکارسازي است. ميزان انرژي آزاد شده، گاهي به اندازه اي است که مي توان نتيجه گرفت که همان قرص برافزايشي، موتور محرکه ي سيستم نجومي مورد نظر است. به عنوان مثال، در هسته هاي کهکشاني فعال شاهد چنين وضعيتي هستيم. بنابراين، هر نوع اطلاعاتي که از تابش گسيلي از قرص هاي برافزايشي چنين سيستم هايي به دست آوريم به شناخت ما کمک شاياني خواهند کرد. اما گاهي اوقات نيز قرص هاي برافزايشي به طور مستقيم منبع غني اطلاعات هستند. به عنوان مثال، اگر بخواهيم سياهچاله اي را بررسي کنيم، يکي از ابزارهاي مهم، تأثيراتي است که مي تواند در ساختار قرص برافزايشي اطرافش داشته باشد و بررسي اين تأثيرات، ما را به درک بهتري از سياهچاله ها مي رساند.
بيشتر ستاره ها، در مرحله اي پيش از تولدشان داراي قرص برافزايشي بوده اند. تلسکوپ فضايي هابل، تصاوير شگفت انگيزي را از يکي از محيط هاي شکل گيري ستاره ها در سحابي جبار، پيش روي ما قرار داده است. به وضوح مي توان توده هايي از گاز و غبار را در آن مشاهده کرد که در حقيقت، توده هاي پيش ستاره اي محسوب مي شوند. هر يک از اين توده ها به تدريج تحت تأثير جاذبه ي گرانشي شان مي رمبند و نه تنها توده اي متراکم تر در مرکز آنها شکل مي گيرد، بلکه ساختارشبه کروي نخستين آن ها، به قرص عظيمي از گاز پيرامون جسم مرکزي، تحول مي يابد. جسم مرکزي، سرانجام به ستاره اي جوان تبديل مي شود و مواد قرص اطرافش، طي فرايندهاي برافزايشي، به روي جسم مرکزي مي ريزند. البته ممکن است اين قرص، تکه تکه شود و سياره هايي نيز شکل بگيرند. طبيعي است که خصوصيات نهايي ستاره ي مرکزي، و حتي سياره هاي احتمالي اطراف آن، همه متأثر از فرايندهاي برافزايشي خواهند بود. اين موضوع اهميت بررسي فرايندهاي برافزايشي را بيشتر مي کند، زيرا اگر به دنبال سيارات فراخورشيدي هستيم، شناخت قرص هاي برافزايشي پيرامون ستاره هاي جوان به ما مي آموزد که سيارات چگونه شکل مي گيرند.
تصويري که در بالا از قرص هاي برافزايشي در سيستم هاي مختلف نجومي ارائه شد بسيار کلي و ساده است. طبيعت هميشه شگردهاي خاص خودش را دارد و درست زماني که گمان مي کنيم به همه ي پرسش ها پاسخ داده ايم، معماهايي عجيب رخ مي نمايانند. قرص هاي برافزايشي نيز چنين هستند و بدون ترديد هنوز در آغاز راه شناخت آن ها هستيم. چه فرايندهايي باعث مي شوند مواد در حالي که به دور جسم مرکزي در گردش اند، به تدريج شعاع مدارشان کاهش يابد و در نهايت بر روي ستاره ي مرکزي بريزند؟ آيا ويژگي هاي همه ي سيستم هاي نجومي که در آن ها به نظر مي رسد فرايندهاي برافزايشي نقش اساسي را بازي مي کنند، يکسان است؟ قرصهاي برافزايشي در چه طول موج هايي تابش مي کنند و عامل اصلي تابش آن ها چيست؟ امروزه اخترشناسان دريافته اند که حتي در قرصهاي برافزايشي اطراف ابرسياهچاله هاي پرجرم، مانند هسته هاي کهکشانيِ فعال، ستاره هاي جوان وجود دارند. اين ستاره ها چگونه مي توانند در چنين شرايط غير عادي شکل بگيرند؟ اين ها و بسياري از پرسش هاي ديگر، فقط بخشي از پرسش هاي بحث انگيز (و بدون پاسخ قطعي)! هستند که ذهن بسياري از اخترشناسان را به خود مشغول داشته اند.
آهنگ گردش بيشتر قرص هاي برافزايشي، تقريباً از الگوي يکساني پيروي مي کند. اگر جرم قرص در مقايسه با جرم جسم مرکزي کم باشد، مي توان از جاذبه ي گرانشي مواد خود قرص صرف نظر کرد و در نتيجه، ديناميک دوراني قرص تحت تاثير جاذبه ي گرانشي جسم مرکزي خواهد بود- مانند حرکت سيارات منظومه ي شمسي به دور خورشيد. با محاسباتي ساده مي توان نشان داد که در اين شرايط، سرعت دوراني متناسب با عکس جذر فاصله از جسم مرکزي کاهش مي يابد. اين الگوي چرخش قرص چون مانند سرعت گردش سيارات به گرد خورشيد است، به نام سرعت دوراني کپلري نيز شناخته مي شود. مشاهدات نيز تأييد مي کنند که در قرص هاي اطراف اجرام فشرده (ستاره ي نوتروني يا کوتوله ي سفيد)، سرعت دوراني قرص کپلري است. اما در مواردي که ممکن است جرم قرص قابل مقايسه با جرم مرکزي باشد - مثلاً در قرص هاي پيش ستاره اي - انحرافي آشکار از نمايه ي کپلري مشاهده مي شود که به سبب جاذبه ي گرانشي خودِ قرص است.
شعاع قرص هاي پيش سياره اي بين 0/01 تا 300 واحد نجومي تخمين زده مي شود که در مقايسه با منظومه ي شمسي با قطر 40 واحد نجومي، بسيار بزرگ هستند. اما ابعاد قرص برافزايشي در يک مجموعه ي دوتايي با مولفه ي ستاره ي نوتروني و يا سياهچاله، در حدود 7-10 تا 0/01 واحد نجومي است. قرص هاي اختروش ها و يا هسته هاي کهکشانيِ فعال (اگر جرم سياهچاله ي مرکزي را حدود يک ميليون برابر جرم خورشيد در نظر بگيريم) نيز ابعادي بين 0/1 تا 10000 واحد نجومي دارند بنابراين، همان طور که ديده مي شود اندازه ي قرص هاي برافزايشي يکسان نيست و سازوکارهايي که اندازه ي نهايي قرص برافزايشي را تعيين مي کنند، چندان شناخته شده نيستند. نکته ي ديگر در اين زمينه، ضخامت قرص است. معمولاً قرص هاي برافزايشي - همان طور که از نامشان بر مي آيد - ساختار تختي دارند؛ يعني ضخامت قرص در مقايسه با ابعادش بسيار کم است. اين نسبت در برخي از قرص هاي برافزايشي بين 0/01 تا حتي 0/001 است. بنابراين، در چنين قرص هاي نازکي، همه ي کميت هاي فيزيکي مانند چگالي و يا دما فقط به فاصله ازجسم مرکزي بستگي خواهند داشت. معمولاً زماني که قرص سرد باشد، مانند قرص هاي پيش سياره اي با دمايي بين چند درجه تا هزار درجه ي کلوين، ضخامتش در مقايسه با شعاعش بسيار کمتر خواهد بود. اما در ناحيه هاي بسيار نزديک به سياهچاله ها و يا حتي در ناحيه هاي مرکزي اختروش ها دما ممکن است به حدود صد هزار تا 10 ميليون درجه ي کلوين برسد. در اين شرايط فشار گرمايي بسيار بيشتر از جاذبه ي گرانشي در راستاي عمود بر قرص مي شود و در نتيجه، براي اين که اين دو به تعادل برسند، ضخامت قرص تا حدي افزايش مي يابد. پس ساختار نهايي ديگر قرص نيست، بلکه بيشتر شبه کروي است.
از سال 1991/1370 تا کنون بررسي هاي گسترده اي در اين زمينه صورت گرفته است و به ويژه، شبيه سازي هاي عددي نيز وجود چنين سازوکاري را تأييد مي کنند. ولي آيا در همه ي فرايندهاي برافزايشي، همين ناپايداري مغناطو - هيدروديناميکي عامل اصلي برافزايش است؟ اگر توجه کنيم که اين ناپايداري فقط در شرايطي خاص و - نه هميشه - مي تواند وارد عمل شود، اهميت اين پرسش بيشتر روشن خواهد شد. يکي از اين شرايط، وجود ميدان مغناطيسي در قرص است.
همان طور که مي دانيم، ميدان مغناطيسي فقط مي تواند با ذرات باردار برهم کنش داشته باشد. در حقيقت، فقط ذرات باردار هستند که مي توانند تحت تأثير نيروي ناشي از ميدان مغناطيسي قرار بگيرند. از سوي ديگر، حرکت ذرات باردار مي تواند به توليد جريان الکتريکي و در نهايت ايجاد ميدان مغناطيسي بينجامد. بنابراين، براي آن که در سيستمي ميدان مغناطيسي بتواند نقشي داشته باشد، وجود ذرات باردار الزامي است. در قرص هاي برافزايشي که شاره هستند، اين بدان معناست که قرص بايد به طور جزئي و يا کاملاً يونيده باشد.
اگر دما کم باشد، ميانگين انرژي جنبشي مولکول ها و يا اتم هاي شاره آن قدر نيست که محيط، يونيده شود. يعني، برخورد بين مولکول ها و اتم ها آن قدر موثر نيست که الکترون ها از هسته جدا شوند. اما هر چه دما بيشتر مي شود، اتم ها و مولکول ها با انرژي بيشتري با هم برخورد مي کنند و در نتيجه، سيستم مي تواند يونيده شود در محيط هاي گازي، اگر دما از حد مشخصي - که بستگي به نوع مولکول ها و يا اتم ها دارد - بيشتر شود، محيط کاملاً يونيده خواهد شد. به شاره اي که کاملاً يونيده باشد «پلاسما» گفته مي شود. اما همان طور که گفته شد، قرص هاي پيش سياره اي و ياپيش ستاره اي، معمولاً سرد هستند و بنابراين نمي توانند کاملاً يونيده باشند. اين در حالي است که دماي قرص هاي اطراف سياهچاله ها و يا ساير اجرام فشرده، بسيار بيشتر است به گونه اي که محيط کاملاً يونيده خواهد بود. در چنين شرايطي به سختي مي توان پذيرفت که در قرص هاي پيش سياره اي، فرايند مغناطو - هيدروديناميکي نقشي اساسي داشته باشد، يا دست کم، در نواحي اي از قرص که يونيده نيست، چنين وضعيتي داريم.
پس به نظر مي رسد که معما هنوز هم به قوت خودش باقي است و دوباره به خانه ي نخست بازگشتيم! در قرص هاي پيش سياره اي چه فرايندي باعث اتلاف انرژي دوراني قرص و برافزايش ماده مي شود؟ يکي از عواملي که مي تواند در يونيدگي قرص برافزايشي نقش مهمي داشته باشد؛ پرتوهاي کيهاني است. اين ذرات پر انرژي کيهاني مي توانند در برخورد با اتم ها و يا مولکول هاي قرص پيش سياره اي، آن ها را يونيده کنند. ميزان نفوذ پرتوهاي کيهاني به سيستم، به چگالي - در کنار عوامل ديگر - بستگي دارد. بنابراين، اگرچگالي قرص زياد باشد، حتي پرتوهاي کيهاني هم نمي توانند کاملاً به محيط نفوذ کنند و باعث يونيدگي آن شوند. يعني پرتوهاي کيهاني در بهترين شرايط، فقط مي توانند لايه هاي سطحي قرص پيش سياره اي را يونيده کنند و لايه هاي دروني تر، همچنان غير يونيده باقي مي مانند و از نظر مغناطيسي «مرده» محسوب مي شوند. بر اساس چنين استدلالي، اخترفيزيکدان جواني به نام گامي در سال 1998/1377 وجود چنين ناحيه اي را در قرص هاي پيش سياره اي پيش بيني کرد که امروزه آن را به نام «منطقه ي مرده» مي شناسند و به نظر مي رسد که نقشي اساسي در نحوه ي شکل گيري سيارات بازي مي کند.
از سوي ديگر، طيف برخي از سيستم هاي برافزايشي، از جمله قرص برافزايشي مرکز کهکشان خودمان، بر اساس مدل استاندارد قابل توجيه نيست. ميزان انرژي دريافتي از اين سيستم خيلي کمتر از مقداري است که طبق مدل استاندارد بايد تابش کند. نه تنها در مورد کهکشان خودمان، بلکه در قرص هاي هسته ي کهکشان هاي فعال نيز اين ناسازگاري ديده مي شود. چگونه مي توان اين تفاوت را توجيه کرد؟ شايد يک دليل اين باشد که گرماي ناشي از جريان هاي تلاطمي قرص، اين امکان را پيدا نمي کند که از قرص خارج شود. چنين ايده اي در سال 1994/1373، نارايان و يي از دانشگاه هاروارد را به سوي ارائه ي مدلي رهنمون ساخت که در آن - بر خلاف مدل استاندارد - گرمايش ناشي از تلاطم در سيستم باقي مي ماند و فقط بخش کمي از آن مي تواند به صورت تابش از مجموعه خارج شود. اين مدل به طرز شگفت انگيزي در توجيه طيف دريافتي از قرص مرکز کهکشان مان - و برخي سيستم هاي ديگر - موفق بوده است و امروزه بسط و گسترش زيادي يافته است. البته، پيش از نارايان و يي، يک اختر فيزيکدان ژاپني به نام اشيمورا در سال 1977/1356 ايده ي مشابهي را مطرح کرده بود ولي چندان مورد توجه قرار نگرفت.
امروزه مدل نارايان و يي مقبوليت زيادي پيدا کرده است، هر چند با گذشت زمان نقاط ضعف آن نيز هويدا مي شود. نکته ي جالب در اين مدل، شکل هندسي مجموعه است. بر خلاف مدل استاندارد که قرص در حال برافزايش بسيار نازک است، در مدل نارايان و يي، مجموعه ي در حال برافزايش ديگر اصلاً نازک نيست و شکلي تقريباً شبه کروي پيدا مي کند- هر چند هنوز هم آن را قرص برافزايشي مي ناميم. به علاوه چون گرماي ناشي از تلاطم به سختي از سيستم خارج مي شود، دماي قرص نيز بسيار زياد خواهد بود. اما هنوز به درستي روشن نيست که چه عامل و يا عواملي باعث مي شوند که سيستمي برافزايشي از مدل استاندارد پيروي کند و يا مدل نارايان و يي. به نظر برخي از اخترشناسان، در حالي که ناحيه هاي بسيار نزديک به جرم فشرده و يا سياهچاله ممکن است برافزايشي مشابه نارايان و يي داشته باشند، اما کمي دورتر، ساختار قرص همان مدل استاندارد است. به بيان ديگر، در توجيه تابش هاي دريافتي، مدل ترکيبي مي تواند موفق تر باشد.
چه سازوکارهايي منجر به ايجاد جت ها يا فوران ها مي شوند؟ ارتباط آن ها با ناپايداري مغناطو - هيدروديناميک چيست؟ آيا ممکن است قرص برافزايشي به تدريج تحت تاثير ناپايداري هاي مرتبط با گرانش تکه تکه شود و هر يک از تکه ها به سياره و يا حتي ستاره تبديل شوند؟ اگر اين طور است، اين اتفاق در چه فاصله اي از جسم مرکزي مي تواند رخ بدهد و جرم تکه ها چقدر مي تواند باشد؟ برخي بر اين باورند که همين برافزايش مي تواند خاستگاه انرژي در فورانگرهاي پرتو گاما هم باشد. آيا ساز وکار آن ها هم مشابه ساير سيستم هاي برافزايشي است؟ اين ها فقط بخشي از پرسش هاي بي پاسخي هستند که بسياري از اخترفيزيکدانان به دنبال پاسخ آن ها مي گردند. اما يک نکته قطعي است و آن هم اين است که هنوز در ابتداي راه هستيم و طبيعت هيچ وقت ساده نبوده است.
منبع: نجوم، شماره 191
کجا بر افزايش داريم؟
اما اهميت قرص هاي برافزايشي در چيست؟ هنگامي که بر افزايش رخ مي دهد، مقادير زيادي انرژي در بازه هاي مختلف انرژي آزاد مي شود که تابش گسيلي آن، با تلسکوپ هاي نوري و يا غير نوري قابل آشکارسازي است. ميزان انرژي آزاد شده، گاهي به اندازه اي است که مي توان نتيجه گرفت که همان قرص برافزايشي، موتور محرکه ي سيستم نجومي مورد نظر است. به عنوان مثال، در هسته هاي کهکشاني فعال شاهد چنين وضعيتي هستيم. بنابراين، هر نوع اطلاعاتي که از تابش گسيلي از قرص هاي برافزايشي چنين سيستم هايي به دست آوريم به شناخت ما کمک شاياني خواهند کرد. اما گاهي اوقات نيز قرص هاي برافزايشي به طور مستقيم منبع غني اطلاعات هستند. به عنوان مثال، اگر بخواهيم سياهچاله اي را بررسي کنيم، يکي از ابزارهاي مهم، تأثيراتي است که مي تواند در ساختار قرص برافزايشي اطرافش داشته باشد و بررسي اين تأثيرات، ما را به درک بهتري از سياهچاله ها مي رساند.
بيشتر ستاره ها، در مرحله اي پيش از تولدشان داراي قرص برافزايشي بوده اند. تلسکوپ فضايي هابل، تصاوير شگفت انگيزي را از يکي از محيط هاي شکل گيري ستاره ها در سحابي جبار، پيش روي ما قرار داده است. به وضوح مي توان توده هايي از گاز و غبار را در آن مشاهده کرد که در حقيقت، توده هاي پيش ستاره اي محسوب مي شوند. هر يک از اين توده ها به تدريج تحت تأثير جاذبه ي گرانشي شان مي رمبند و نه تنها توده اي متراکم تر در مرکز آنها شکل مي گيرد، بلکه ساختارشبه کروي نخستين آن ها، به قرص عظيمي از گاز پيرامون جسم مرکزي، تحول مي يابد. جسم مرکزي، سرانجام به ستاره اي جوان تبديل مي شود و مواد قرص اطرافش، طي فرايندهاي برافزايشي، به روي جسم مرکزي مي ريزند. البته ممکن است اين قرص، تکه تکه شود و سياره هايي نيز شکل بگيرند. طبيعي است که خصوصيات نهايي ستاره ي مرکزي، و حتي سياره هاي احتمالي اطراف آن، همه متأثر از فرايندهاي برافزايشي خواهند بود. اين موضوع اهميت بررسي فرايندهاي برافزايشي را بيشتر مي کند، زيرا اگر به دنبال سيارات فراخورشيدي هستيم، شناخت قرص هاي برافزايشي پيرامون ستاره هاي جوان به ما مي آموزد که سيارات چگونه شکل مي گيرند.
تصويري که در بالا از قرص هاي برافزايشي در سيستم هاي مختلف نجومي ارائه شد بسيار کلي و ساده است. طبيعت هميشه شگردهاي خاص خودش را دارد و درست زماني که گمان مي کنيم به همه ي پرسش ها پاسخ داده ايم، معماهايي عجيب رخ مي نمايانند. قرص هاي برافزايشي نيز چنين هستند و بدون ترديد هنوز در آغاز راه شناخت آن ها هستيم. چه فرايندهايي باعث مي شوند مواد در حالي که به دور جسم مرکزي در گردش اند، به تدريج شعاع مدارشان کاهش يابد و در نهايت بر روي ستاره ي مرکزي بريزند؟ آيا ويژگي هاي همه ي سيستم هاي نجومي که در آن ها به نظر مي رسد فرايندهاي برافزايشي نقش اساسي را بازي مي کنند، يکسان است؟ قرصهاي برافزايشي در چه طول موج هايي تابش مي کنند و عامل اصلي تابش آن ها چيست؟ امروزه اخترشناسان دريافته اند که حتي در قرصهاي برافزايشي اطراف ابرسياهچاله هاي پرجرم، مانند هسته هاي کهکشانيِ فعال، ستاره هاي جوان وجود دارند. اين ستاره ها چگونه مي توانند در چنين شرايط غير عادي شکل بگيرند؟ اين ها و بسياري از پرسش هاي ديگر، فقط بخشي از پرسش هاي بحث انگيز (و بدون پاسخ قطعي)! هستند که ذهن بسياري از اخترشناسان را به خود مشغول داشته اند.
مدل استاندارد
آهنگ گردش بيشتر قرص هاي برافزايشي، تقريباً از الگوي يکساني پيروي مي کند. اگر جرم قرص در مقايسه با جرم جسم مرکزي کم باشد، مي توان از جاذبه ي گرانشي مواد خود قرص صرف نظر کرد و در نتيجه، ديناميک دوراني قرص تحت تاثير جاذبه ي گرانشي جسم مرکزي خواهد بود- مانند حرکت سيارات منظومه ي شمسي به دور خورشيد. با محاسباتي ساده مي توان نشان داد که در اين شرايط، سرعت دوراني متناسب با عکس جذر فاصله از جسم مرکزي کاهش مي يابد. اين الگوي چرخش قرص چون مانند سرعت گردش سيارات به گرد خورشيد است، به نام سرعت دوراني کپلري نيز شناخته مي شود. مشاهدات نيز تأييد مي کنند که در قرص هاي اطراف اجرام فشرده (ستاره ي نوتروني يا کوتوله ي سفيد)، سرعت دوراني قرص کپلري است. اما در مواردي که ممکن است جرم قرص قابل مقايسه با جرم مرکزي باشد - مثلاً در قرص هاي پيش ستاره اي - انحرافي آشکار از نمايه ي کپلري مشاهده مي شود که به سبب جاذبه ي گرانشي خودِ قرص است.
شعاع قرص هاي پيش سياره اي بين 0/01 تا 300 واحد نجومي تخمين زده مي شود که در مقايسه با منظومه ي شمسي با قطر 40 واحد نجومي، بسيار بزرگ هستند. اما ابعاد قرص برافزايشي در يک مجموعه ي دوتايي با مولفه ي ستاره ي نوتروني و يا سياهچاله، در حدود 7-10 تا 0/01 واحد نجومي است. قرص هاي اختروش ها و يا هسته هاي کهکشانيِ فعال (اگر جرم سياهچاله ي مرکزي را حدود يک ميليون برابر جرم خورشيد در نظر بگيريم) نيز ابعادي بين 0/1 تا 10000 واحد نجومي دارند بنابراين، همان طور که ديده مي شود اندازه ي قرص هاي برافزايشي يکسان نيست و سازوکارهايي که اندازه ي نهايي قرص برافزايشي را تعيين مي کنند، چندان شناخته شده نيستند. نکته ي ديگر در اين زمينه، ضخامت قرص است. معمولاً قرص هاي برافزايشي - همان طور که از نامشان بر مي آيد - ساختار تختي دارند؛ يعني ضخامت قرص در مقايسه با ابعادش بسيار کم است. اين نسبت در برخي از قرص هاي برافزايشي بين 0/01 تا حتي 0/001 است. بنابراين، در چنين قرص هاي نازکي، همه ي کميت هاي فيزيکي مانند چگالي و يا دما فقط به فاصله ازجسم مرکزي بستگي خواهند داشت. معمولاً زماني که قرص سرد باشد، مانند قرص هاي پيش سياره اي با دمايي بين چند درجه تا هزار درجه ي کلوين، ضخامتش در مقايسه با شعاعش بسيار کمتر خواهد بود. اما در ناحيه هاي بسيار نزديک به سياهچاله ها و يا حتي در ناحيه هاي مرکزي اختروش ها دما ممکن است به حدود صد هزار تا 10 ميليون درجه ي کلوين برسد. در اين شرايط فشار گرمايي بسيار بيشتر از جاذبه ي گرانشي در راستاي عمود بر قرص مي شود و در نتيجه، براي اين که اين دو به تعادل برسند، ضخامت قرص تا حدي افزايش مي يابد. پس ساختار نهايي ديگر قرص نيست، بلکه بيشتر شبه کروي است.
چرا برافزايش رخ مي دهد؟
ناپايداري مغناطو - هيدروديناميکي : سرآغازي نوين
از سال 1991/1370 تا کنون بررسي هاي گسترده اي در اين زمينه صورت گرفته است و به ويژه، شبيه سازي هاي عددي نيز وجود چنين سازوکاري را تأييد مي کنند. ولي آيا در همه ي فرايندهاي برافزايشي، همين ناپايداري مغناطو - هيدروديناميکي عامل اصلي برافزايش است؟ اگر توجه کنيم که اين ناپايداري فقط در شرايطي خاص و - نه هميشه - مي تواند وارد عمل شود، اهميت اين پرسش بيشتر روشن خواهد شد. يکي از اين شرايط، وجود ميدان مغناطيسي در قرص است.
همان طور که مي دانيم، ميدان مغناطيسي فقط مي تواند با ذرات باردار برهم کنش داشته باشد. در حقيقت، فقط ذرات باردار هستند که مي توانند تحت تأثير نيروي ناشي از ميدان مغناطيسي قرار بگيرند. از سوي ديگر، حرکت ذرات باردار مي تواند به توليد جريان الکتريکي و در نهايت ايجاد ميدان مغناطيسي بينجامد. بنابراين، براي آن که در سيستمي ميدان مغناطيسي بتواند نقشي داشته باشد، وجود ذرات باردار الزامي است. در قرص هاي برافزايشي که شاره هستند، اين بدان معناست که قرص بايد به طور جزئي و يا کاملاً يونيده باشد.
اگر دما کم باشد، ميانگين انرژي جنبشي مولکول ها و يا اتم هاي شاره آن قدر نيست که محيط، يونيده شود. يعني، برخورد بين مولکول ها و اتم ها آن قدر موثر نيست که الکترون ها از هسته جدا شوند. اما هر چه دما بيشتر مي شود، اتم ها و مولکول ها با انرژي بيشتري با هم برخورد مي کنند و در نتيجه، سيستم مي تواند يونيده شود در محيط هاي گازي، اگر دما از حد مشخصي - که بستگي به نوع مولکول ها و يا اتم ها دارد - بيشتر شود، محيط کاملاً يونيده خواهد شد. به شاره اي که کاملاً يونيده باشد «پلاسما» گفته مي شود. اما همان طور که گفته شد، قرص هاي پيش سياره اي و ياپيش ستاره اي، معمولاً سرد هستند و بنابراين نمي توانند کاملاً يونيده باشند. اين در حالي است که دماي قرص هاي اطراف سياهچاله ها و يا ساير اجرام فشرده، بسيار بيشتر است به گونه اي که محيط کاملاً يونيده خواهد بود. در چنين شرايطي به سختي مي توان پذيرفت که در قرص هاي پيش سياره اي، فرايند مغناطو - هيدروديناميکي نقشي اساسي داشته باشد، يا دست کم، در نواحي اي از قرص که يونيده نيست، چنين وضعيتي داريم.
پس به نظر مي رسد که معما هنوز هم به قوت خودش باقي است و دوباره به خانه ي نخست بازگشتيم! در قرص هاي پيش سياره اي چه فرايندي باعث اتلاف انرژي دوراني قرص و برافزايش ماده مي شود؟ يکي از عواملي که مي تواند در يونيدگي قرص برافزايشي نقش مهمي داشته باشد؛ پرتوهاي کيهاني است. اين ذرات پر انرژي کيهاني مي توانند در برخورد با اتم ها و يا مولکول هاي قرص پيش سياره اي، آن ها را يونيده کنند. ميزان نفوذ پرتوهاي کيهاني به سيستم، به چگالي - در کنار عوامل ديگر - بستگي دارد. بنابراين، اگرچگالي قرص زياد باشد، حتي پرتوهاي کيهاني هم نمي توانند کاملاً به محيط نفوذ کنند و باعث يونيدگي آن شوند. يعني پرتوهاي کيهاني در بهترين شرايط، فقط مي توانند لايه هاي سطحي قرص پيش سياره اي را يونيده کنند و لايه هاي دروني تر، همچنان غير يونيده باقي مي مانند و از نظر مغناطيسي «مرده» محسوب مي شوند. بر اساس چنين استدلالي، اخترفيزيکدان جواني به نام گامي در سال 1998/1377 وجود چنين ناحيه اي را در قرص هاي پيش سياره اي پيش بيني کرد که امروزه آن را به نام «منطقه ي مرده» مي شناسند و به نظر مي رسد که نقشي اساسي در نحوه ي شکل گيري سيارات بازي مي کند.
تحولات جديدتر
از سوي ديگر، طيف برخي از سيستم هاي برافزايشي، از جمله قرص برافزايشي مرکز کهکشان خودمان، بر اساس مدل استاندارد قابل توجيه نيست. ميزان انرژي دريافتي از اين سيستم خيلي کمتر از مقداري است که طبق مدل استاندارد بايد تابش کند. نه تنها در مورد کهکشان خودمان، بلکه در قرص هاي هسته ي کهکشان هاي فعال نيز اين ناسازگاري ديده مي شود. چگونه مي توان اين تفاوت را توجيه کرد؟ شايد يک دليل اين باشد که گرماي ناشي از جريان هاي تلاطمي قرص، اين امکان را پيدا نمي کند که از قرص خارج شود. چنين ايده اي در سال 1994/1373، نارايان و يي از دانشگاه هاروارد را به سوي ارائه ي مدلي رهنمون ساخت که در آن - بر خلاف مدل استاندارد - گرمايش ناشي از تلاطم در سيستم باقي مي ماند و فقط بخش کمي از آن مي تواند به صورت تابش از مجموعه خارج شود. اين مدل به طرز شگفت انگيزي در توجيه طيف دريافتي از قرص مرکز کهکشان مان - و برخي سيستم هاي ديگر - موفق بوده است و امروزه بسط و گسترش زيادي يافته است. البته، پيش از نارايان و يي، يک اختر فيزيکدان ژاپني به نام اشيمورا در سال 1977/1356 ايده ي مشابهي را مطرح کرده بود ولي چندان مورد توجه قرار نگرفت.
امروزه مدل نارايان و يي مقبوليت زيادي پيدا کرده است، هر چند با گذشت زمان نقاط ضعف آن نيز هويدا مي شود. نکته ي جالب در اين مدل، شکل هندسي مجموعه است. بر خلاف مدل استاندارد که قرص در حال برافزايش بسيار نازک است، در مدل نارايان و يي، مجموعه ي در حال برافزايش ديگر اصلاً نازک نيست و شکلي تقريباً شبه کروي پيدا مي کند- هر چند هنوز هم آن را قرص برافزايشي مي ناميم. به علاوه چون گرماي ناشي از تلاطم به سختي از سيستم خارج مي شود، دماي قرص نيز بسيار زياد خواهد بود. اما هنوز به درستي روشن نيست که چه عامل و يا عواملي باعث مي شوند که سيستمي برافزايشي از مدل استاندارد پيروي کند و يا مدل نارايان و يي. به نظر برخي از اخترشناسان، در حالي که ناحيه هاي بسيار نزديک به جرم فشرده و يا سياهچاله ممکن است برافزايشي مشابه نارايان و يي داشته باشند، اما کمي دورتر، ساختار قرص همان مدل استاندارد است. به بيان ديگر، در توجيه تابش هاي دريافتي، مدل ترکيبي مي تواند موفق تر باشد.
چه سازوکارهايي منجر به ايجاد جت ها يا فوران ها مي شوند؟ ارتباط آن ها با ناپايداري مغناطو - هيدروديناميک چيست؟ آيا ممکن است قرص برافزايشي به تدريج تحت تاثير ناپايداري هاي مرتبط با گرانش تکه تکه شود و هر يک از تکه ها به سياره و يا حتي ستاره تبديل شوند؟ اگر اين طور است، اين اتفاق در چه فاصله اي از جسم مرکزي مي تواند رخ بدهد و جرم تکه ها چقدر مي تواند باشد؟ برخي بر اين باورند که همين برافزايش مي تواند خاستگاه انرژي در فورانگرهاي پرتو گاما هم باشد. آيا ساز وکار آن ها هم مشابه ساير سيستم هاي برافزايشي است؟ اين ها فقط بخشي از پرسش هاي بي پاسخي هستند که بسياري از اخترفيزيکدانان به دنبال پاسخ آن ها مي گردند. اما يک نکته قطعي است و آن هم اين است که هنوز در ابتداي راه هستيم و طبيعت هيچ وقت ساده نبوده است.
منبع: نجوم، شماره 191
