b'\n_START_ARTICLE_\nAckretionsskiva\n_START_PARAGRAPH_\nAckretionsskiva \xc3\xa4r huvudsakligen ett begrepp inom h\xc3\xb6genergiastrofysiken, men det anv\xc3\xa4nds \xc3\xa4ven inom till exempel stj\xc3\xa4rnbildning. Det \xc3\xa4r en direkt\xc3\xb6vers\xc3\xa4ttning av det engelska accretion disk, som kommer fr\xc3\xa5n latinets accr\xc4\x93scere, att v\xc3\xa4xa. Det typiska exemplet p\xc3\xa5 hur en ackretionsskiva uppst\xc3\xa5r \xc3\xa4r i en t\xc3\xa4t dubbelstj\xc3\xa4rna best\xc3\xa5ende av ett kompakt objekt, en vit dv\xc3\xa4rg, en neutronstj\xc3\xa4rna eller ett svart h\xc3\xa5l, och en vanlig stj\xc3\xa4rna. Om den vanliga stj\xc3\xa4rnan fyller sin Roche-lob, s\xc3\xa5 kommer tidvattenkraften fr\xc3\xa5n det kompakta objektet att dra loss gas fr\xc3\xa5n stj\xc3\xa4rnans yta. Denna gas kommer sedan att falla in mot det kompakta objektet, men p\xc3\xa5 grund av stj\xc3\xa4rnans r\xc3\xb6relse har gasen s\xc3\xa5 mycket r\xc3\xb6relsem\xc3\xa4ngdsmoment att gasen inte kan falla ned p\xc3\xa5 det kompakta objektet. I st\xc3\xa4llet kommer gasen att bilda en ackretionsskiva runt det kompakta objektet. Gasen i skivan kommer gradvis att f\xc3\xb6rlora sitt r\xc3\xb6relsem\xc3\xa4ngdsmoment, och p\xc3\xa5 s\xc3\xa5 vis kan gasen l\xc3\xa5ngsamt driva in mot det kompakta objektet. P\xc3\xa5 s\xc3\xa5 vis frig\xc3\xb6rs gasens potentiella energi, vilken v\xc3\xa4rmer upp skivan. Om det kompakta objektet \xc3\xa4r en neutronstj\xc3\xa4rna eller ett svart h\xc3\xa5l, s\xc3\xa5 frig\xc3\xb6rs det mer energi p\xc3\xa5 detta vis \xc3\xa4n genom nukle\xc3\xa4r fusion, som \xc3\xa4r energik\xc3\xa4llan i vanliga stj\xc3\xa4rnor._NEWLINE_Ackretionsskivor kan ocks\xc3\xa5 uppst\xc3\xa5 i andra sammanhang d\xc3\xa5 gas med ett h\xc3\xb6gt specifikt r\xc3\xb6relsem\xc3\xa4ngdsmoment faller in mot ett massivt objekt Till exempel tycks det i centrum av de flesta galaxer finnas supermassiva svarta h\xc3\xa5l med massor upp till miljarder g\xc3\xa5nger st\xc3\xb6rre \xc3\xa4n Solen. D\xc3\xa5 gas eller stj\xc3\xa4rnor fr\xc3\xa5n resten av galaxen n\xc3\xa4rmar sig det svarta h\xc3\xa5let, kan det uppst\xc3\xa5 en ackretionsskiva kring det svarta h\xc3\xa5let. Skivan kan bli mycket stor, upp till \xc3\xa5tskilliga ljus\xc3\xa5r, det vill s\xc3\xa4ga m\xc3\xa5nga g\xc3\xa5nger st\xc3\xb6rre \xc3\xa4n v\xc3\xa5rt solsystem. I de fall det finns ett kraftigt infl\xc3\xb6de mot det svarta h\xc3\xa5let, kommer galaxk\xc3\xa4rnan att bli mycket ljusstark, och man talar d\xc3\xa5 om en aktiv galaxk\xc3\xa4rna._NEWLINE_Ett annat exempel \xc3\xa4r n\xc3\xa4r stj\xc3\xa4rnor bildas. Stj\xc3\xa4rnor bildas ur stora gasmoln som kollapsar under sin egen gravitation. Det totala r\xc3\xb6relsem\xc3\xa4ngdsmomentet bevaras medan molnet drar ihop sig, genom att molnet roterar allt snabbare. En effekt av denna rotation \xc3\xa4r att den yttre delen av molnet plattas ut till en skiva kring protostj\xc3\xa4rnan. Det \xc3\xa4r i denna skivan som planeterna senare bildas.\n_START_SECTION_\nStandardmodellen\n_START_PARAGRAPH_\nForskningen om ackretionsskivor tog fart omkring 1970 som ett resultat av uppt\xc3\xa4ckten av kvasarerna och insikten att flera av de starkaste kosmiska r\xc3\xb6ntgenk\xc3\xa4llorna \xc3\xa4r dubbelstj\xc3\xa4rnor best\xc3\xa5ende av en vanlig stj\xc3\xa4rna och en neutronstj\xc3\xa4rna eller ett svart h\xc3\xa5l. I standardmodellen f\xc3\xb6r en ackretionsskiva antar man gasen r\xc3\xb6r sig runt det kompakta objektet p\xc3\xa5 praktiskt taget cirkul\xc3\xa4ra banor med en rotationshastighet som ges av Keplers lagar. Detta inneb\xc3\xa4r att skivans radiella stabilitet ges av en balans mellan gravitationen fr\xc3\xa5n det kompakta objektet och gasens rotationshastighet, medan trycket \xc3\xa4r f\xc3\xb6rsumbart. Det l\xc3\xa5ga trycket ger att skivans tjocklek kommer att vara liten eftersom tjockleken best\xc3\xa4ms av en balans mellan trycket och gravitationen fr\xc3\xa5n det kompakta objektet. S\xc3\xa5dana ackretionsskivor kallas f\xc3\xb6r tunna. Trots att skivorna \xc3\xa4r tunna kommer de i allm\xc3\xa4nhet att vara ogenomskinliga, vilket betyder att varje del av skivan kommer att s\xc3\xa4nda ut svartkroppsstr\xc3\xa5lning motsvarande den lokala temperaturen. Temperaturen kan man ber\xc3\xa4kna genom att se hur mycket potentiell energi som frig\xc3\xb6rs lokalt d\xc3\xa5 gasen i skivan gradvis driver in\xc3\xa5t. Infl\xc3\xb6det av gasen genom skivan best\xc3\xa4ms i sin tur av att de sp\xc3\xa4nningar, som uppst\xc3\xa5r i skivan allt eftersom rotationshastigheten v\xc3\xa4xer in\xc3\xa5t, transporterar gasens r\xc3\xb6relsem\xc3\xa4ngdsmoment ut\xc3\xa5t._NEWLINE_Det stora problemet var att beskriva de sp\xc3\xa4nningskrafter som uppst\xc3\xa5r i skivan. Gasens vanliga viskositet \xc3\xa4r alltf\xc3\xb6r l\xc3\xa5g f\xc3\xb6r att driva infl\xc3\xb6det av gasen. I st\xc3\xa4llet antog man att p\xc3\xa5 grund av den differentiella rotationen uppst\xc3\xa5r det turbulens i skivan och att turbulensen i sin tur producerar en mycket kraftigare turbulent viskositet, som kan driva infl\xc3\xb6det. Shakura och Sunyaev f\xc3\xb6reslog 1973 en enkel fenomenologisk beskrivning av denna turbulenta viskositet. Deras arbete fr\xc3\xa5n 1973 om tunna ackretionsskivor \xc3\xa4r ett av de oftast citerade arbetena i modern astrofysik, och modellen har blivit k\xc3\xa4nd som -disk modellen, d\xc3\xa4r  \xc3\xa4r en fri parameter i beskrivningen av den turbulenta viskositeten. Enligt denna modell kan man dela upp en ackretionsskiva kring ett svart h\xc3\xa5l i tre delar: En yttre del d\xc3\xa4r skivan h\xc3\xa5lls uppe av vanligt gastryck och gasens ogenomskinlighet best\xc3\xa4ms av Kramers lag, en mellanliggande del d\xc3\xa4r trycket fortfarande ges av den ideala gaslagen, men v\xc3\xa4xelverkan mellan gasen och den elektromagnetiska str\xc3\xa5lningen ges av spridning mot fria elektroner i gasen, och slutligen en inre del i vilken str\xc3\xa5lningstryck dominerar \xc3\xb6ver gastryck och str\xc3\xa5lningen kopplar till materien genom elektronspridning. Denna innersta del av ackretionsskivan \xc3\xa4r dock instabil. Detta ledde till att en serie av andra modeller f\xc3\xb6r tunna ackretionsskivor utvecklades, till exempel en modell d\xc3\xa4r den innersta delen av Shakuras och Sunyaevs skiva ers\xc3\xa4tts av en geometriskt tjockare men genomskinlig del, i vilken protonerna \xc3\xa4r mycket varmare \xc3\xa4n elektronerna._NEWLINE_-receptet f\xc3\xb6r den turbulenta viskositeten, f\xc3\xb6rklarade inte hur turbulensen transporterade ut r\xc3\xb6relsem\xc3\xa4ngdsmomentet ur skivan eller ens hur skivan kunde bli turbulent. Tv\xc3\xa4rtom kan man enkelt visa att en skiva i keplersk rotation \xc3\xa4r hydrodynamiskt stabil, och d\xc3\xa4rmed inte b\xc3\xb6r utveckla turbulens. Dock kunde Balbus och Hawley 1991 visa att om det fanns ett svagt magnetf\xc3\xa4lt i skivan s\xc3\xa5 skulle den keplerska rotationen bli instabil,, vilket kunde leda till att det uppstod turbulens i skivan. Detta bekr\xc3\xa4ftades ocks\xc3\xa5 av senare numeriska simuleringar.\n_START_SECTION_\nTjocka ackretionsskivor\n_START_PARAGRAPH_\nModellen f\xc3\xb6r tunna ackretionsskivor \xc3\xa4r till\xc3\xa4mpbar s\xc3\xa5 l\xc3\xa4nge som att det inte \xc3\xa4r alltf\xc3\xb6r mycket materia som str\xc3\xb6mmar in genom skivan, det vill s\xc3\xa4ga som den frigjorda effekten \xc3\xa4r liten j\xc3\xa4mf\xc3\xb6rt med Eddington-luminositeten. N\xc3\xa4r skivans luminositet blir st\xc3\xb6rre \xc3\xa4n Eddington-luminositeten, kommer den att sv\xc3\xa4lla upp och bli geometriskt tjock._NEWLINE_I slutet p\xc3\xa5 1970-talet hade en grupp av polska forskare, d\xc3\xa4ribland Marek Abramowicz, utvecklat en modell f\xc3\xb6r tjocka ackretionsskivor, som blev kallade "Polish doughnuts". Intresset f\xc3\xb6r de tjocka skivorna avtog dock i mitten p\xc3\xa5 1980-talet sedan Papaloizou och Pringle hade visat att en grupp av s\xc3\xa5dana modeller var instabila._NEWLINE_Senare formulerade Abramowicz med kollegor en ny teori f\xc3\xb6r smala skivor, som har en luminositet strax under eller n\xc3\xa4ra Eddington-lumiositeten. Dessa skiljde sig fr\xc3\xa5n de tidigare modellerna f\xc3\xb6r tjocka skivor, i vilka man i detalj hade beskrivit skivans inre struktur, genom att i de smala modellerna anv\xc3\xa4nda vertikala genomsnitt precis som i de tunna skivmodellerna._NEWLINE_Vid mitten av 1990-talet fann Abramowicz l\xc3\xb6sningar f\xc3\xb6r ytterligare en typ av skivor. Utm\xc3\xa4rkande f\xc3\xb6r dessa \xc3\xa4r att de skickar ut ovanligt lite str\xc3\xa5lning. De har f\xc3\xa5tt namnet ADAF (Advection-Dominated Accretion Flows) och v\xc3\xa4ntas f\xc3\xb6rklara, varf\xc3\xb6r vissa typer av system med f\xc3\xb6rmodade kompakta objekt s\xc3\xa4nder ut s\xc3\xa5 lite str\xc3\xa5lning. Den infallande materien \xc3\xa4r i detta fall s\xc3\xa5 d\xc3\xa5lig p\xc3\xa5 att str\xc3\xa5la ut sin v\xc3\xa4rme att den ist\xc3\xa4llet tar med sig v\xc3\xa4rmen in i det svarta h\xc3\xa5let_NEWLINE_Sixten Heymans pris utdelades \xc3\xa5r 2007 till Marek Abramowicz, numera professor emeritus i astrofysik vid G\xc3\xb6teborgs universitet, f\xc3\xb6r hans forskning om ackretionsskivor runt kompakta objekt_NEWLINE_.\n_START_SECTION_\nAckretionsskivor kring unga stj\xc3\xa4rnor\n_START_PARAGRAPH_\nStj\xc3\xa4rnor bildas ur stora molekylmoln. Om det molnfragment som kollapsar ner till en enskild stj\xc3\xa4rna har en svag rotation fr\xc3\xa5n b\xc3\xb6rjan, s\xc3\xa5 kommer molnet att rotera allt snabbare efter hand som det drar ihop sig, eftersom dess r\xc3\xb6relsem\xc3\xa4ngdsmoment ska bevaras. Detta leder till att medan de centrala delarna av molnet kan bilda en sf\xc3\xa4risk protostj\xc3\xa4rna i mitten, kommer resten av molnet att bygga upp en skiva omkring protostj\xc3\xa4rna. Denna skiva kan betraktas som en ackretionsskiva eftersom material i skivan gradvis kommer att driva in\xc3\xa5t och falla ner p\xc3\xa5 stj\xc3\xa4rnan. I m\xc3\xa5nga fall \xc3\xa4r skivans huvudsakliga v\xc3\xa4rmek\xc3\xa4lla inte den potentiella energi som frig\xc3\xb6rs genom ackretionsfl\xc3\xb6det, utan ist\xc3\xa4llet v\xc3\xa4rms skivan upp av str\xc3\xa5lningen fr\xc3\xa5n den unga stj\xc3\xa4rnan. Det fr\xc3\xa4mst n\xc3\xa4r man har mycket omfattande ackretionsfl\xc3\xb6den, som i FU Orionis-stj\xc3\xa4rnor, som skivan v\xc3\xa4rms upp direkt av ackretionsprocessen. Den infrar\xc3\xb6da str\xc3\xa5lningen fr\xc3\xa5n klassiska T Tauri-stj\xc3\xa4rnor domineras av str\xc3\xa5lningen fr\xc3\xa5n skivan, medan de nakna T Tauri-stj\xc3\xa4rnorna inte tycks ha n\xc3\xa5gra ackretionsskivor, utan \xc3\xa4r betydligt svagare i infrar\xc3\xb6tt._NEWLINE_Det \xc3\xa4r i den h\xc3\xa4r skivan som det kan bildas planeter. Man antar att stoft i skivan gradvis klumpar ihop sig till st\xc3\xb6rre himlakroppar, planetesimaler, som blir s\xc3\xa5 tunga att de h\xc3\xa5lls ihop av sin gravitation. Planetesimalerna forts\xc3\xa4tter sedan att klumpa ihop sig till st\xc3\xb6rre objekt, vilka till sist \xc3\xa4r riktiga planeter. F\xc3\xb6r att slutresultatet ska bli en stor planet som Jupiter, s\xc3\xa5 m\xc3\xa5ste det f\xc3\xb6rst bildas en planet som \xc3\xa4r s\xc3\xa5 stor att dess gravitation kan f\xc3\xa5nga in gas fr\xc3\xa5n skivan. Ett problem f\xc3\xb6r teorin \xc3\xa4r att f\xc3\xb6rklara hur detta kan g\xc3\xa5 tillr\xc3\xa4ckligt snabbt, f\xc3\xb6r observationer visar att gasskivan har f\xc3\xb6rsvunnit n\xc3\xa4r stj\xc3\xa4rnan \xc3\xa4r ett par miljoner \xc3\xa5r gammal. Jordlika planeter tror man dock kan forts\xc3\xa4tta att bildas eftersom det finns kvar stoftskivor kring stj\xc3\xa4rnorna under flera miljoner \xc3\xa5r, och de jordlika planeterna kan d\xc3\xa5 forts\xc3\xa4tta att f\xc3\xa5nga in det h\xc3\xa4r stoftet under l\xc3\xa5ng tid, och p\xc3\xa5 s\xc3\xa5 vis tillv\xc3\xa4xa i storlek.\n_START_SECTION_\nAckretionsskivor och jets\n_START_PARAGRAPH_\nI en del fall, s\xc3\xa4rskilt svarta h\xc3\xa5l och unga stj\xc3\xa4rnor, \xc3\xa5tf\xc3\xb6ljs ackretionsfl\xc3\xb6det av gasstr\xc3\xa5lar som kastas ut fr\xc3\xa5n den inre delen av ackretionsskivan. De pol\xc3\xa4ra jetstr\xc3\xa5lar som kan ses str\xc3\xb6mma ut fr\xc3\xa5n galaxk\xc3\xa4rnor r\xc3\xb6r sig med hastigheter mycket n\xc3\xa4ra ljusets hastighet och kan str\xc3\xa4cka sig l\xc3\xa5ngt utanf\xc3\xb6r den synliga galaxen. Motsvarande jets fr\xc3\xa5n unga stj\xc3\xa4rnor r\xc3\xb6r sig betydligt l\xc3\xa5ngsammare, men \xc3\xa4ven dessa str\xc3\xa4cker sig l\xc3\xa5ngt ut._NEWLINE_De dominerande modellerna f\xc3\xb6r hur dessa gasstr\xc3\xa5lar bildas bygger p\xc3\xa5 att plasmat i skivan accelereras ut fr\xc3\xa5n ackretionsskivan l\xc3\xa4ngs ett magnetf\xc3\xa4lt p\xc3\xa5 grund av centrifugalkraften. Detta magnetf\xc3\xa4lt kommer ocks\xc3\xa5 att h\xc3\xa5lla ihop gasfl\xc3\xb6det i en smal str\xc3\xa5le l\xc3\xa4ngre ut.'