disco de acreción

History

Las bases de la teoría de discos se sentaron a mediados del siglo XX. El modelo clave del 'disco α' fue propuesto por N. I. Shakura y R. A. Sunyaev en 1973. Antes, en 1916, Karl Schwarzschild encontró la solución de las ecuaciones de Einstein para un agujero negro sin rotación, y Subrahmanyan Chandrasekhar determinó en los años 30 la masa límite de las enanas blancas. En los años 60 el descubrimiento de los cuásares mostró que la acreción sobre agujeros negros supermasivos explica su colosal luminosidad.

How it works

Toda nube de gas tiene al menos una pequeña rotación propia. Al caer hacia el centro, conserva el momento angular (impulso rotacional) y por eso se aplasta en un disco. Luego, la fricción viscosa desempeña un papel clave: transfiere el momento angular de las capas interiores a las exteriores, permitiendo que el gas avance hacia dentro. La energía gravitatoria liberada durante la caída se convierte en calor y radiación, que es lo que observamos.

History

Las bases de la teoría de discos se sentaron a mediados del siglo XX. El modelo clave del 'disco α' fue propuesto por N. I. Shakura y R. A. Sunyaev en 1973. Antes, en 1916, Karl Schwarzschild encontró la solución de las ecuaciones de Einstein para un agujero negro sin rotación, y Subrahmanyan Chandrasekhar determinó en los años 30 la masa límite de las enanas blancas. En los años 60 el descubrimiento de los cuásares mostró que la acreción sobre agujeros negros supermasivos explica su colosal luminosidad.

How it works

Toda nube de gas tiene al menos una pequeña rotación propia. Al caer hacia el centro, conserva el momento angular (impulso rotacional) y por eso se aplasta en un disco. Luego, la fricción viscosa desempeña un papel clave: transfiere el momento angular de las capas interiores a las exteriores, permitiendo que el gas avance hacia dentro. La energía gravitatoria liberada durante la caída se convierte en calor y radiación, que es lo que observamos.

History

La teoría de la acreción por discos se desarrolló activamente desde los años 60. El modelo del disco α, que se convirtió en estándar, fue publicado por N. I. Shakura y R. A. Sunyaev en 1973. El descubrimiento de los cuásares (Maarten Schmidt, 1963) señaló la acreción como fuente de su increíble luminosidad. Las binarias de rayos X (por ejemplo, Cygnus X-1) se convirtieron en laboratorios naturales para verificar la teoría. Instrumentos modernos como Hubble, Chandra y Spektr-RG siguen afinando la imagen, y el Event Horizon Telescope fotografió por primera vez en 2019 el disco alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de M87.

How it works

En régimen estacionario, la estructura del disco está determinada por el equilibrio entre gravedad, presión y rotación. Para un disco kepleriano, la velocidad angular es Ω = √(GM/r³). El flujo de radiación a un radio r es: F(r) = (3GMṀ / 8πr³) [1 − √(r_in/r)], donde Ṁ es la tasa de acreción y r_in es el radio interior (ISCO). La luminosidad total es L = GMṀ / (2r_in). El transporte de momento angular lo asegura la inestabilidad magnetorrotacional (MRI), que genera viscosidad turbulenta. En campos gravitatorios intensos son importantes las correcciones de la relatividad general: la ISCO se desplaza hacia el horizonte para agujeros con rotación, aumentando el rendimiento energético. Parte de la energía puede extraerse de la rotación del agujero mediante el mecanismo de Blandford-Znajek y concentrarse en chorros relativistas.

Open problems & fun facts

Comprender el mecanismo de viscosidad y transporte de momento angular (papel de la inestabilidad magnetorrotacional y otros procesos).; Mecanismo de formación y aceleración de chorros relativistas.; Estabilidad de los discos dominados por radiación: inestabilidad térmica y viscosa.; Acreción con tasas superiores al límite de Eddington: descripción de discos gruesos (slim disks).; Interacción del disco con la magnetosfera de una estrella de neutrones o una enana blanca.

💡 La materia en el borde interior del disco alrededor de un agujero negro puede moverse a una velocidad cercana a la de la luz. Debido al efecto Doppler relativista, la cara del disco orientada hacia nosotros brilla muchas veces más.