Accretion discs in the context of tidal disruption of stars in nuclei of galaxies

Abstract

Stars can be stretched and ripped apart by the super-massive black hole at the core of a galaxy. The remnant gaseous trail gradually circularizes in a ring of mass that spreads by the viscous forces into an accretion disc. In this thesis we have studied the spectral line profle time evolution of radiation refected by the accretion disc located around a super-massive black hole. We assume the central body to be a slowly rotating or non-rotating super-massive black hole with no charge, in the frst approximation represented by the Schwarzschild solution. In a sense of Shakura-Sunyaev standard accretion disc model with the kinematic viscosity parameter α ≈ 1 we allow the accretion disc evolution to be guided by the angular momentum transfer equation with the initial mass ring located at the tidal radius being the product of tidal disruption of a star passing by a super-massive black hole. During the simulations we keep varying the mass of the central body while we keep the mass and the radius of the star constant (M = 1M⊙ and R = 1R⊙), i.e. taking into account the solar-type stars only. We defer the prospects of the full analysis involving spin (and charge) of the central body for the future study as it will be necessary to use the equations for the redshift factor and the accretion disc evolution...

Hvězdy mohou být protaženy a roztrhány super-masivní černou dírou v jádru galaxie. Zbytková plynná stopa postupně cirkularizuje v hmotnostní prstenec, který se působením viskózních sil vyvíjí v akreční disk. V této práci jsme studovali evoluci časových proflů spektrálních čar záření odraženého akrečním diskem umístěným kolem super-masivní černé díry. Předpokládáme, že centrální těleso bude pomalu rotující nebo nerotující super-masivní černá díra bez náboje, v první aproximaci reprezentovaná Schwarzschildovym řešením. Ve smyslu mo- delu Shakura-Sunayevova standardního akrečního disku s parametrem kinema- tické viskozity α ≈ 1 povolíme akrečnímu disku vyvíjet se podle rovnice přenosu momentu hybnosti s počátečním hmotnostním prstencem umístěným na slapovém poloměru, který je výsledkem slapového trhání hvězdy prolétávající kolem super- masivní černé díry. Během simulací měníme hmotnost centrálního tělesa, zatímco hmotu a poloměr hvězdy udržujeme konstantní (M = 1M⊙ and R = 1R⊙), tj. bereme v úvahu jen hvězdy slunečního typu. Odkládáme vyhlídky plné analýzy zahrnující spin (a náboj) centrálního telesa pro budoucí studium, protože bude nutné použít rovnice pro posun frekvence...