Аккреция — это процесс притягивания и накопления вещества под действием гравитационного поля. В случае чёрных дыр, обладающих колоссальной гравитацией, аккреция становится особенно эффективным и фундаментальным механизмом роста массы, генерации излучения и формирования астрофизических структур. В отличие от простого свободного падения, аккреция вокруг чёрной дыры обычно происходит в условиях сохранения углового момента, что приводит к формированию аккреционного диска.
Модель аккреции включает взаимодействие гравитационных, магнитных и радиационных процессов, а также термодинамику падающего вещества. При этом важным является то, что чёрная дыра не излучает сама по себе, но может быть мощным источником электромагнитного излучения благодаря аккрецирующему веществу.
При наличии ненулевого углового момента падающее вещество не может направиться к центру чёрной дыры по радиальной траектории. Вместо этого оно образует вращающийся диск, где частицы вещества постепенно теряют угловой момент из-за вязкости и магнитных взаимодействий. Аккреционный диск можно условно разделить на следующие зоны:
Если угловой момент падающего вещества мал, возможна квазисферическая аккреция, описываемая моделью Бонди. В этом случае вещество свободно падает на чёрную дыру со всех сторон, при этом скорость аккреции определяется плотностью и температурой окружающей среды. Для медленных и горячих сред характерна низкая скорость аккреции.
Предполагается, что вещество не имеет начального вращения. Скорость аккреции определяется выражением:
ṀBondi = πG2M2ρ∞/cs3
где ρ∞ — плотность газа на бесконечности, cs — скорость звука в среде, M — масса чёрной дыры.
Такая модель применима к одиночным чёрным дырам, поглощающим межзвёздный газ в слабо возмущённой среде.
Одна из самых распространённых моделей. Предполагается тонкий (геометрически плоский, но оптически толстый) аккреционный диск с высокой степенью радиационного охлаждения. Вязкость описывается параметром α (альфа-параметр Шакура):
τrφ = αP
где τrφ — тангенциальный компонент тензора напряжений, P — давление. Вещество медленно теряет угловой момент и спирально приближается к чёрной дыре. Излучение генерируется в основном в ближней части диска и может достигать больших яркостей.
В условиях малой плотности и высокой температуры излучение становится неэффективным, и значительная часть энергии переносится внутрь вместе с плазмой. Возникает advection-dominated accretion flow (ADAF). Такая аккреция характерна для чёрных дыр в неактивных галактиках и системах с низкой светимостью.
Аккреционное вещество при падении нагревается до температур порядка 105 − 109 K. Основные механизмы излучения включают:
Эти процессы обеспечивают широкий спектр излучения — от инфракрасного до жёсткого рентгена и γ-диапазона. В случае квазисферической аккреции доминирует рентгеновское излучение.
Многие аккрецирующие чёрные дыры формируют узкие релятивистские струи — джеты, выбрасываемые вдоль оси вращения. Их происхождение связано с переплетением магнитных полей в аккреционном диске и вращением чёрной дыры (механизм Бланфорда-Знайека). Джеты способны переносить значительную долю энергии системы на большие расстояния, достигая даже межгалактических масштабов.
Вращение чёрной дыры радикально влияет на структуру аккреционного потока. В метрике Керра радиус внутренней стабильной орбиты зависит от направления вращения:
Чем ближе ISCO, тем больше гравитационной энергии может быть преобразовано в излучение. Максимальное теоретически возможное значение эффективности для тонкого диска при экстремальном вращении достигает:
$$ \eta = \frac{L}{\dot{M} c^2} \approx 0.42 $$
В случае невращающейся чёрной дыры Шварцшильда эффективность около 6%.
Системы, состоящие из чёрной дыры и звезды-компаньона, представляют собой идеальные лаборатории для наблюдения аккреции. Газ перетекает через точку Лагранжа L1 и формирует диск. Эти системы проявляются как переменные источники рентгеновского излучения, с характерными временными шкалами и спектрами, обусловленными параметрами диска.
В центре многих галактик находятся сверхмассивные чёрные дыры массой 106 − 1010M⊙, окружённые мощными аккреционными дисками. Такие объекты — квазары, радиогалактики и сейфертовские ядра — являются самыми яркими источниками излучения во Вселенной. Их светимость может достигать или превышать предел Эддингтона:
$$ L_{\text{Edd}} = \frac{4\pi G M m_p c}{\sigma_T} \approx 1.3 \times 10^{38} \left( \frac{M}{M_\odot} \right) \text{ эрг/с} $$
При превышении этого предела давление излучения становится способным уравновесить гравитационное притяжение.
Современные модели аккреции активно изучаются с помощью методов численного моделирования в рамках общей и релятивистской магнитогидродинамики (GRMHD). Они позволяют исследовать сложную динамику дисков, формирование джетов, нагрев плазмы и конфигурации магнитных полей. Такие модели хорошо согласуются с наблюдаемыми спектрами и вариабельностью источников.
Космические обсерватории (Chandra, XMM-Newton, NuSTAR, Event Horizon Telescope) позволяют с высокой точностью фиксировать структуру излучения, переменность, поляризацию, спектры линий и тени чёрных дыр, что служит строгим тестом для теоретических моделей аккреции.
Накопление массы через аккрецию — главный механизм роста чёрных дыр. Он ограничивается как скоростью притока вещества, так и пределом Эддингтона. Для сверхмассивных чёрных дыр ранней Вселенной (на z > 6) требуется либо начальное образование массивных зародышей, либо фазы гипер-эддингтоновской аккреции, возможной в условиях сильного поглощения излучения аккрецирующей оболочкой.
Таким образом, аккреция играет ключевую роль в эволюции чёрных дыр, формировании крупномасштабной структуры Вселенной и генерации мощнейших источников излучения в природе.