Кратко и по существу — ключевые отличия «стелларных» (XRB) и сверхмассивных (AGN) аккрецирующих систем, и основные механизмы флеаринга и джетов.
1) Спектр эмиссии — компоненты и масштабирование
- Стандартный тонкий диск (Shakura–Sunyaev):
$$T_{\mathrm{eff}}(R)={\left(\frac{3GM\dot{M}}{8\pi \sigma R^3}(1-\sqrt{R_{\mathrm{in}}/R})\right)}^{1/4}.$$ Для внутреннего радиуса $R_{\mathrm{in}}\sim$ O(1) $R_g$ даёт скейлинг
$$T_{\mathrm{in}}\propto {\dot{M}}^{1/4}{M}^{-1/2}.$$ Если же фиксировать долю Эддингтонского потока $\dot{m}=\dot{M}/{\dot{M}}_{\mathrm{Edd}}$ (а ${\dot{M}}_{\mathrm{Edd}}\propto M$), то
$$T_{\mathrm{in}}\propto {\dot{m}}^{1/4}{M}^{-1/4}.$$
- Следствие для спектров:
- Для стелларных чёрных дыр ($M\sim 5-20M_{\odot }$) диск имеет $T_{\mathrm{in}}\sim 10^6-10^7$ K → пик в мягком X‑ray (0.1–few keV).
- Для SMBH ($M\sim 10^6-10^9{M}_{\odot }$) при похожем $\dot{m}$ $T_{\mathrm{in}}\sim 10^4-10^5$ K → пик в UV/оптике; X‑ray у AGN обычно от короны (комптоновская упругая компонентa) и рельефное отражение (Fe Kα).
- При малых $\dot{m}$ диск переходит в RIAF/ADAF: спектр синхротрон + комптоновское расширение + бремс­траhlung — сильнее радио/суб‑мм, слабее оптики/UV.
- При сверхкритическом аккреции — «слим‑диск», фотонное захватывание и мощные ветры, спектр расширяется и может быть перенаправлен в UV/soft X.
2) Временные шкалы и вариабельность — масштабирование с массой
- Гравитационная временная единица:
$$t_g=\frac{GM}{c^3}(\propto M).$$ - Динамическая, термальная и вязкая шкалы:
$$t_{\mathrm{dyn}}\sim {\Omega }^{-1}\sim {\left(\frac{R^3}{GM}\right)}^{1/2}\sim {\left(\frac{R}{R_g}\right)}^{3/2}{t}_g,$$ $$t_{\mathrm{th}}\sim \frac{t_{\mathrm{dyn}}}{\alpha },t_{\mathrm{visc}}\sim \frac{1}{\alpha }{\left(\frac{R}{H}\right)}^2{t}_{\mathrm{dyn}}.$$ - Следствие: все локальные времена (динамическое/термальное/вязкое) растут пропорционально $M$ при фиксированных $R/R_g$, $\alpha$, $H/R$. Примеры: ms–s–дни для XRB против минут–месяцев–годы для AGN (в зависимости от радиуса и параметров диска).
- Наблюдение: быстрые флуктуации (ms–s) у XRB соответствуют тем же физическим процессам, которые у AGN проявляются на часовых–годичных временных масштабах.
3) Механизмы флеаринга (вспышек)
- Магнитная рекомбинация в короне над диском: магнитные петли, накапливающие энергию через MRI‑турбулентность, внезапно высвобождают энергию — быстрый флеар в X/UV/оптике.
- Турбулентность и локальные нестационарности MRI: образование плазмоидов/реконнектирующих участков даёт импульсную эмиссию.
- Термально‑вязкие и ионизационные нестабильности диска: лимит‑циклы (например, X‑ray новы у XRB, возможный механизм для «changing‑look» AGN) — более медленные, крупномасштабные вспышки.
- Внешние события: приливное разрушение звезды (TDE) у SMBH — яркая длительная вспышка.
- В джетах: внутренние удары (internal shocks) при переменной подаче энергии, магнитная рекомбинация в Poynting‑доминирующем потоке и кинетические/кинетические неустойчивости создают быстрые флаеры (включая минутную волнообразную вариабельность у блазаров).
4) Джеты — запуск и мощность
- Основные механизмы:
- Blandford–Znajek (BZ): извлечение вращения чёрной дыры через крупномасштабное магнитное поле, мощность примерно
$$P_{BZ}\sim \kappa {\Phi }^2{\Omega }_H^2/c\sim \frac{B^2}{4\pi }{r}_g^{2}c{a}^2$$ (зависит от магнитного потока $\Phi$, угловой скорости горизонта ${\Omega }_H$ и спина $a$).
- Blandford–Payne (BP): центробежный MHD‑выброс из диска (полосы поля, идущее веерное поднятие).
- Роль магнитного потока: в состоянии MAD (magnetically arrested disk) джет мощный, $P_{jet}$ может быть сравним с $\dot{M}{c}^2$.
- Универсальность: механизмы одинаковы для всех масс, различия — в масштабах длины/времени и в связке с окружением (плотная среда AGN, межзвёздная среда XRB).
- Наблюдаемые различия: у XRB джеты сменяют состояния (короткие всплески, компактные сттаменные/транзиентные), у AGN — устойчивые квазипостоянные джеты, но при этом быстрые флаеры возможны в ближней зоне джета.
5) Почему поведение похоже, но различается
- Масштаб‑инвариантность основного MHD: одна и та же физика MRI, реконки, BZ/BP; поэтому наблюдаются универсальные связи (например, «fundamental plane» радио–X‑ray–масса).
- Различия задают: абсолютная длина (радиусы в pc), время (пропорц. $M$), окружающая среда (плотность, радиационное поле), режим аккреции ($\dot{m}$), степень магнизации (MAD vs SANE), спин.
6) Краткие прогнозы/проверки
- При увеличении $M$ пик термальной эмиссии смещается к более низким энергям ($X\to UV\to$ оптика), характерные флуктуации растягиваются пропорционально $M$.
- Быстрые (минутные-секундные) X‑ray флаеры у AGN требуют либо очень компактных зон (реконнекция в плазмоидах) либо джет‑дисковую интерференцию (пламоиды в джете), т.к. классические дисковые времена слишком велики.
Резюмируя: спектральная и временная эволюция при переходе от стелларных к сверхмассивным системам описывается простыми масштабными законами (температура и все характерные времена растут/спадают с $M$ по указанным степеням), а флеаринг и джеты объясняются в основном MHD‑процессами: MRI и магнитной рекомбинацией в короне/джете, и извлечением энергии через BZ/BP‑механизмы (усиление/ограничение мощностью магнитного потока и спином).