Кратко — основные физические различия аккреционных дисков и практическая наблюдаемая сигнатура.
1) Масштаб и базовые формулы
- Гравитационный радиус: $R_g=\frac{GM}{c^2}$.
- Эффективная температура стандартного тонкого диска (Shakura–Sunyaev):
$$T_{\mathrm{eff}}(R)={\left(\frac{3GM\dot{M}}{8\pi \sigma R^3}(1-\sqrt{\frac{R_{\mathrm{in}}}{R}})\right)}^{1/4}.$$ В переменных $r=R/R_g$ даёт масштабирование
$$T\propto {\left(\frac{\dot{M}}{M^2}\right)}^{1/4}{r}^{-3/4}.$$ При фиксированной доле Эддингтона $\dot{m}=\dot{M}/{\dot{M}}_{\mathrm{Edd}}$ получается
$$T_{\max }\propto {\dot{m}}^{1/4}{M}^{-1/4}.$$
2) Отличия стелларных (XRB) и супермассивных (AGN) дисков
- Температура и спектр:
- Стелларный BH ($M\sim 10M_{\odot }$): характерная $T_{\max }\sim 10^7\mathrm{K}$ (тепловой пик в мягких/жёстких рентгенах, $kT\sim 0.1-1\mathrm{keV}$).
- Супермассивный BH ($M\sim 10^6-10^9{M}_{\odot }$): $T_{\max }\sim 10^4-10^5\mathrm{K}$ (пик в ультрафиолете/оптике — «big blue bump»).
- Временные шкалы (на радиусах $\sim$ISCO): величина времени масштабируется ~$GM/c^3$, т.е. пропорционально $M$:
$$t_{\mathrm{ISCO}}\sim 2\pi \frac{GM}{c^3}{r}^{3/2}.$$ Приближённо: для $M\sim 10M_{\odot }$ $t_{\mathrm{ISCO}}\sim 4\times 10^{-3}\mathrm{s}$, для $M\sim 10^8{M}_{\odot }$ $t_{\mathrm{ISCO}}\sim 4\times 10^4\mathrm{s}$ ($\sim 10-12$ годин).
- Яркость и эффективность:
- Эддингтоновский предел: $L_{\mathrm{Edd}}=1.26\times 10^{38}\frac{M}{M_{\odot }}\mathrm{erg}{\mathrm{s}}^{-1}$.
- Отношение $\dot{M}/M$ и присутствие радиационного давления определяют геометрию (тонкий диск при $\dot{m}\lesssim 0.3$, радиационно‑давление/толстые диски при $\dot{m}\gtrsim 1$).
- Корона, джеты, линии:
- И в XRB, и в AGN обычно есть корона (комптоновый хвост в жёстких рентгенах). У AGN часто развиты узкие/широкие линии от BLR/NLR и радио‑джеты на больших масштабах.
3) Практическая наблюдаемая сигнатура для отличия AGN от яркого скопления звёзд
Рекомендуемая однозначная проверка — сочетание трёх признаков; если хотя бы два выполняются, вероятность AGN высока:
a) Наличие компактного жёсткого рентген‑источника с высокой $L_X$ и быстрыми флуктуациями.
- AGN: точечный X‑источник с сильным непиковым (power‑law) спектром и изменчивостью на времени $t_{\mathrm{var}}$ заметно меньшем, чем световой путь по радиусу звёздного скопления. Например, вариации за часы–дни ($t_{\mathrm{var}}\lesssim 10^5\mathrm{s}$) при централизованной высокой мощности говорят в пользу компактного аккреционного рисунка, тогда как световое время для 1 пк равняется $\sim 3.26\mathrm{yr}$ ($\sim 10^8\mathrm{s}$).
- Дополнительно: высокая отношение рентген/оптика ($L_X/L_{\mathrm{opt}}$) обычно выше для AGN, чем для обычных скоплений.
b) Спектральная подпись — «big blue bump» + широкие постоянные линии:
- Для SMBH диск даёт UV/оптический континуум («blue bump»). Наличие широких пермиттированных линий с FWHM $\gtrsim 10^3\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$ (BLR) и характерных высоких ионов (He II, C IV) — прямой признак AGN. Скопление звёзд даёт преимущественно звёздные абсорбционные линии и узкие эмиссионные линии, согласуемые со звёздными источниками.
c) Радио/джет и компактный радио‑ядро:
- Наличие компактного плоско‑спектрального радио‑ядра или коллимированного джета однозначно указывает на активный аккреционный двигатель, а не на звёздное скопление.
Рекомендация для наблюдений (практически):
- Снимки/спектры в X‑/UV/оптике плюс спектральные линии (BPT‑диагностика) и мониторинг на вариабельность. Если обнаружены: (i) точечный жёсткий X‑источник с быстрыми вариациями $t_{\mathrm{var}}\lesssim 10^5\mathrm{s}$, (ii) широкий UV/optical континуум и широкие линии FWHM $\gtrsim 10^3\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$, или (iii) компактное радио‑ядро — это AGN, а не просто яркое скопление звёзд.
Коротко: фундаментальное различие — масштаб (температура и время) задают различный спектр и вариабельность: стелларные диски — рентгеновые, быстрая мс–с вариабельность; супермассивные — UV/оптика, часы–дни–месяцы вариабельность. Лучший наблюдаемый маркер — сочетание компактного жёсткого X‑источника с быстрой вариабельностью и характерного AGN‑спектра (big blue bump + широкие линии).