吸積（Accretion）是天體周圍的氣體由于受到引力作用而朝著該天體下落的過程。
吸積過程在宇宙中非常普遍，吸積天體可以是星系、恒星、致密星、行星等。恒星和行星的形成都是通過吸積來完成的，超大質量黑洞的吸積是活動星系核的能源，中子星和恒星級黑洞的吸積則發生在X射線雙星和γ射線暴中，因此對吸積理論的研究是理解上述天文現象的關鍵。按天體類型吸積可以分為行星吸積?、?恒星吸積、?黑洞吸積?、白矮星與中子星吸積等；按吸積模式可以分為失控吸積?、?卵石吸積?等。
吸積這一概念最早由俄羅斯地球物理學奧托·施密特（Otto Schmidt，1891-1956）于1944年提出。1969年，林登—貝爾（Lynden-Bell）首創性地用吸積盤理論解釋了類星體的能源機制。
定義
定義
吸積（Accretion）是天體周圍的氣體由于受到引力作用而朝著該天體下落的過程。
相關定義
吸積盤（Accretion disk）是吸積物質在致密天體周圍形成的盤狀物。對于沒有磁場的致密星，或者在遠離強磁場的區域，吸積運動主要由致密星的引力場控制。這時，如果吸積物質沒有足夠的角動量，則入射流是徑向的，形成球對稱的吸積。如果吸積物質具有較大的角動量，它們就不會沿徑向軌道直接落到致密星上，而是圍繞致密星運動，形成一個繞致密星作較差轉動的盤狀物，稱為吸積盤。吸積盤上的物質，受粘滯性的影響，是沿著螺旋軌道向星體表面進動的。在星體表面附近，物質密度增加很快，并向外釋放能量。吸積盤的具體性質取決于致密星的具體情況，以及吸積物質的原始物理特性。有關X射線密近雙星的能源機制等問題，多采用吸積盤模型來解釋。
天體對周圍物質的吸積存在一個外邊界，通常稱為邦迪半徑。在邦迪半徑處，吸積氣體的內能與其引力勢能相等。在此半徑以內，引力勢能大于內能，因此氣體是束縛的，處于天體引力的控制范圍內。在此半徑之外，氣體可認為不受引力控制。吸積過程中由于總能量守恒，隨著吸積氣體的下落，勢能會逐漸轉化成動能和內能，氣體的溫度變得很高，因此就會發出強烈的輻射。吸積是宇宙中非常高效的釋能方式。單位時間內通過某一半徑向內吸積的氣體的總質量稱為吸積率，該總質量對應的靜質量能量轉化成輻射能的比例稱為輻射效率。吸積發出的輻射功率等于吸積率與輻射效率的乘積。
發現
歐美
吸積理論（又稱吸積）在天體物理學領域為行星及其他天體的形成提供了科學解釋。根據該理論，這些天體是由微小塵埃顆粒在引力作用下聚集形成。這一概念最早由俄羅斯地球物理學奧托·施密特（Otto Schmidt，1891-1956）于1944年提出。施密特假設在太陽系早期階段，一個由氣體和塵埃構成的巨大盤狀云團環繞著太陽。施密特提出，太陽在穿越銀河系時，與另一顆恒星共同經過一個富含塵埃和氣體的星云，從而獲得了這個云團。另一顆恒星的近距離存在幫助太陽捕獲了物質，這些物質隨后發生了凝聚。關于太陽系形成的假說可分為兩類：漸進說和災變說。漸進說認為太陽與行星通過單一演化過程形成，這一思想可追溯至伊曼努爾·康德（Immanuel Kant，1724-1804）和皮埃爾-西蒙·拉普拉斯（Pierre Simon de Laplace，1749-1827）提出的理論。第二種假說認為，重大天文事件（如恒星碰撞或近距離接觸）可能觸發了行星形成。施密特的假說最初被歸入此類解釋范疇。
1969年林登—貝爾（Lynden-Bell）首創性地用吸積盤理論解釋了類星體的能源機制。1973年Shakura和Sunyeav引入了α參數描述粘滯，建立了著名的α模型。對吸積盤不穩定性問題的研究，有利于解釋天體的周期、準周期光變現象。Lightman（1974）首先研究了α模型的不穩定性。Kato（1976）指出除了粘滯和熱不穩定性，還存在徑向振蕩不穩定性。Okuda（1992）等人及Chen和Tamm（1992）對脈動不穩定性進行了較深入的研究。此外，Bath-Pringle（1981）提出“有限循環”不穩定性模型，成功地解釋了矮新星的光變現象。由于許多活動天體的光度接近或超過亞瑟·埃丁頓極限，于是在80年代初期，出現了厚盤模型。在吸積盤理論中，磁場起著重要作用。近年來有大量工作是關于有磁吸積盤不穩定性問題的研究。當吸積盤本身的質量與中心質量可以相比擬時，則需要考慮盤的自引力的影響。徑向對流（Advection）的盤模型，引起了人們的廣泛關注。對這一盤模型的研究，將會有力地推動吸積盤理論的發展。
中國
中國天文學者在吸積盤理論研究領域，做出了一些有積極意義的貢獻。如中國科學技術大學張家鋁等在全球最先認識到電子對過程對吸積盤理論的重要意義，成功地解釋了天鵝座X-1的硬X射線難題。他們的論文發表至今，雖然過去了20年，仍不斷有人引用。張家鋁等人的研究工作，還從理論上嚴格證明了無論是牛頓理論還是廣義相對論情況，吸積盤都應有一種反常溫度分布輪廓存在。該項工作曾由德國學者Paul推廣，用于解釋一些高能天體現象。中國科學技術大學盧炬甫在吸積盤理論研究工作中得到了黑洞的有角動量吸積流運動方向的跨音速整體解，被國外學者肯定為相對論吸積流運動方程迄今僅有的兩個精確解之一，已被寫入有關綜合評述與專著中，被國外學者引用約達30次之多。盧炬甫等還證明了在給定邊界條件下黑洞吸積流定常態運動解總是惟一的，這一結果被國外有關學者稱之為“盧和Abramowicz的惟一定性定理”。國外引用已達十余次。
華中師范大學楊蘭田等在吸積盤不穩定性理論研究方面提出“軸對稱薄吸積盤徑向振蕩不穩定性模型”，該模型從一般吸積盤流體力學方程組出發，分別就不同情況下的不穩定性模式進行了討論，并找出一些有意義的不穩定性判據，所得結果成功地解釋了矮新星光變現象。該文被國外引用達30余次之多，成為全球研究吸積盤徑向振蕩不穩定性具有開創意義的兩篇論文之一。此后楊蘭田等與北京天文臺吳學兵，華中科技大學汪定雄等人將徑向振蕩不穩定性模型推廣到有磁吸積盤及自引力吸積盤，和具有角向和軸向振蕩的更為普遍的情況，成功地解釋了類星體、活動星系核，X射線雙星乃至年輕恒星FU Ori和T Tau型星的周期、準周期光變現象。以上成果，在全球天文、天體物理核心刊物（進入《SCI》檢索刊物）及中國天體物理學報等發表了系列論文多篇。
楊蘭田還出版了專著：《流體力學與吸積盤理論》（科學出版社，1992）。較為系統地闡述流體力學基礎理論與吸積盤的基本概念、原理及其在天體物理中的應用。華中師范大學楊丕博等研究了含正負電子對的雙溫吸積盤模型，指出對于軔致輻射盤，電子對的影響可以忽略；而對于軔致輻射康普頓化盤，電子對的密度可達10-2～1。可知電子對對盤的結構和光譜確有很大的影是有力的支持。中國科學院云南天文臺謝光中等將吸積盤的S型有限循環理論發展到高溫（T≥2×105K）和短時標光變的情況，成功地解釋了BL Lac天體On+231的準周期光變現象。
特征
吸積過程在宇宙中非常普遍，吸積天體可以是星系、恒星、致密星、行星等。恒星和行星的形成都是通過吸積來完成的，超大質量黑洞的吸積是活動星系核的能源，中子星和恒星級黑洞的吸積則發生在X射線雙星和γ射線暴中，因此對吸積理論的研究是理解上述天文現象的關鍵。
如果吸積氣體的角動量很小，則吸積過程可以近似用球對稱吸積來描述。在球對稱吸積中，氣體以接近自由下落的速度沿著徑向方向朝天體運動。較高的運動速度導致球對稱吸積的輻射效率比較低。球對稱吸積所能達到的最大輻射光度是亞瑟·埃丁頓極限光度。如果吸積氣體的角動量不可忽略，氣體會形成一個盤狀結構，稱為吸積盤。在吸積盤中，氣體一方面圍繞中心天體做圓周運動，一方面也存在一個徑向運動的速度，所以總的運動是沿著螺旋線下落。這種盤吸積模型的核心問題是如何將氣體的角動量轉移出去。這方面公認的機制是磁轉動不穩定性。盤吸積的輻射效率要比球吸積高得多。
根據吸積氣體溫度的不同，吸積盤可以分為冷吸積盤（如標準薄盤）以及熱吸積流兩種模式，這兩種吸積模式對應描述黑洞吸積的方程組的兩個系列解。當吸積率值高于大約愛丁頓吸積率的十分之一時，吸積屬于冷吸積盤模式；當吸積率低于亞瑟·埃丁頓吸積率的十分之一時，則屬于熱吸積流模式。含角動量的吸積過程一個重要現象是：氣體在吸積的同時往往伴隨著噴流與風。這兩者有時也合稱為外流。也就是說，并不是所有的進入邦迪半徑的氣體最終都會落入中心天體，有一部分氣體會通過風或者噴流的形式流失。
輻射、噴流、風是吸積系統三種主要的物質和能量輸出形式。對于活動星系核，這三種輸出會與活動星系核所在的宿主星系中的星際介質氣體相互作用，改變這些氣體的溫度、密度等物理性質。這一方面會影響著星系中的恒星形成進而影響星系的演化，另一方面也會影響星系中心超大質量黑洞的吸積。這一相互影響的過程稱為活動星系核反饋。這一機制被認為是影響星系演化的關鍵物理過程。
分類
按天體分類
行星吸積?
行星形成早期階段，通過氣體、塵埃及小天體聚集形成行星核心的過程。宇宙塵埃的自我積聚過程會加速粒子增長，從而形成星子或巨石。這些尺寸較大的星子能夠吸引并積聚更小的粒子，而有些則在碰撞時發生坍塌。吸積盤常見于近距離雙星系統中的較小恒星或恒星遺跡周圍，或星系中心的黑洞周圍。為了使盤中的氣體失去角動量并落到中央大質量天體上，諸如動力摩擦等某些動力學機制起著至關重要的作用。這一過程有時會導致恒星表面融合，該現象被稱為邦迪吸積。
類地行星或行星核的形成過程
在考慮類地行星或行星核的形成時，需考慮多個步驟。最初，氣體和塵埃粒子的碰撞通過范德華力和電磁力等過程形成微米級粒子，此時積聚機制主要為非引力機制。然而，對于形成厘米至米級星子的過程，人們尚不清楚，也沒有令人信服的解釋說明這些顆粒為何會積聚而非簡單反彈。特別是，這些物體如何成長為0.1-1公里大小的星子仍不明確；這一挑戰被稱為“米級障礙”。隨著塵埃粒子通過凝結核聚集增長，它們與附近其他粒子的相對速度增加，同時產生系統內部漂移速度，導致破壞性碰撞，最終將聚集體的大小限制在最大值范圍內。Ward（1996）認為，碰撞顆粒極低但非零的引力使它們在低速碰撞時不會飛散。人們還認為，顆粒破碎在補充小顆粒、維持盤的厚度以及保持各種尺寸固體的高含量方面起著至關重要的作用。
隨著時間的推移，顆粒聚集形成星子，大小可達山巒甚至更大。通過碰撞和引力作用，這些星子在0.1-100萬年內發展成月球大小的行星胚胎。最終，這些行星胚胎相互碰撞，在1000萬至1億年內形成完全成熟的行星。星子的質量足夠大，其引力相互作用對其演化有顯著影響。較小天體因氣體阻力而失去軌道能量，從而避免了被困在胚胎軌道之間，這有助于行星胚胎的成長。進一步的碰撞和聚集形成了類地行星或氣態巨行星的核心。
如果星子是通過特定卵石團塊的引力坍縮形成的，那么它們發展成行星胚胎和巨行星核心的過程主要受其他卵石團塊的影響。當物體靠近大型天體移動時，它們會經歷氣體阻力，這有助于卵石的積聚。氣體阻力導致卵石速度減慢至低于大質量天體的逃逸速度，從而使其呈螺旋狀移動并最終積聚其上。與星子吸積相比，卵石吸積過程可顯著加速行星的形成，速度提高1000倍，使巨行星在氣體盤消散之前形成。然而，通過卵石吸積形成的核心質量與天王星和海王星的最終質量和成分似乎不一致。
類地行星與巨行星的形成差異
類地行星的形成與巨行星（也稱為巨行星）的形成截然不同。類地行星由太陽系內凝結的金屬和巖石粒子組成。相比之下，巨行星起源于冰冷的星子，它們從太陽星云中捕獲了氫和氦氣。這兩種星子的區別由太陽星云中的霜凍線決定。
?恒星吸積
分子云坍縮導致新恒星形成的過程，通常伴隨對周圍物質的吸積。該過程貫穿恒星演化的始終：在恒星形成初期，氣體云中質量約為云初始質量0.01倍的靜力平衡核心通過吸積周圍物質逐漸成長為更大質量的恒星；吸積階段結束后，物質外流持續貫穿恒星生命期并阻礙進一步吸積。恒星演化末期可能形成白矮星、中子星或黑洞，對這些致密天體的吸積將產生多種可觀測現象。
?雙星系統的吸積特征?：密近雙星系統中，當主星進入巨星階段時會發生顯著質量流失，而伴星可在數千年內經歷質量劇增。此物質轉移過程被稱為物質溢流，其強度通常高于孤立恒星系統。溢流過程中釋放的引力能轉化為熱能并通過輻射散失，物質落入恒星時速度與溫度同步升高。物質吸積的具體模式取決于多重因素：恒星相對于周圍氣體的運動速度；單射氣體的動量；恒星電離氣體環境中是否存在有序磁場。
根據這些參數差異，可劃分以下四類典型吸積模式：（1）無規則磁場低動量球對稱吸積?：遵循質量守恒定律與伯努利方程，描述方程存在亞音速流與超聲速流轉換的特殊點；吸積曲線ACK速度向中心逐漸增大。無序小尺度磁場雖不破壞球對稱性，但通過動能→磁能→熱能的轉化（磁場湮滅與同步輻射）顯著提升能量釋放效率。（2）超聲速運動激波吸積?：恒星以超聲速穿越物質時，后方形成錐形激波層，吸積發生于該區域。（3）伴星物質高速吸積?：雙星系統中物質從正常恒星落入白矮星、中子星或黑洞時獲得高動量，離心力逐漸抵消引力，最終形成旋轉薄吸積盤。盤層間摩擦導致動量損失，氣體逐漸向中心遷移，能量以盤面輻射形式散失。（4）復合模式吸積?：當物質自帶磁場、攜帶高旋轉動量或落入運動恒星時，可能出現多種吸積模式的組合效應。
?黑洞吸積?
超大質量黑洞通過吸積周圍物質（如氣體與塵埃）實現質量增長的機制。黑洞磁化吸積的光度可達0.3Ms2（無磁場時僅為10??Mc2），顯示磁場對能量轉化的顯著增強作用。而吸積盤的能量釋放效率甚至超過核反應，解釋了活動星系核等高能現象。當氣體落入無表面的黑洞時，引力能僅在吸積盤中釋放。若黑洞擁有強磁場，磁場會阻止物質自由落體，該停止半徑稱為阿爾文半徑。物質隨后沿磁場線流向磁極附近，導致磁極比恒星表面其他部分顯著更熱。
白矮星與中子星吸積
在白矮星或中子星上，超過一半的引力能在恒星表面附近釋放。若無磁場，恒星表面會因入射流與表面碰撞產生的沖擊波能量或在吸積盤與緩慢旋轉恒星間的薄邊界層中釋放的能量而加熱。強磁場使吸積過程復雜化，物質需穿透磁層才能到達磁極，這通常因流體動力學不穩定性（如瑞利-泰勒不穩定性）的發展而發生。若輻射分布不均且中子星繞非磁軸旋轉，則觀察到X射線脈沖星現象，這在具有強烈吸積的雙星系統中尤為明顯。
吸積過程導致白矮星表面層與內部區域的化學組成不同。隨著白矮星表面氫-氦層質量的增加，其變得不穩定并發生核燃燒，導致熱閃光和新星的誕生。中子星表面層的熱核爆炸可解釋某些X射線源的爆發。
按模式分類
失控吸積?
當常規吸積調控機制失效時（如行星形成階段巨型氣體積聚），吸積速率持續上升直至物質耗盡或其他限制因素介入。
?卵石吸積?
行星胚胎通過吸積原行星盤內厘米至米級固態顆粒（卵石）實現快速生長，該機制顯著加速巨行星核心形成。
觀測
觀測方法主要包括以下幾種：
（1）直接觀測技術：這種方法利用特殊望遠鏡或探測器直接捕捉到吸積盤中的物質運動。例如，通過引力透鏡效應進行觀測，可以直接觀測到吸積盤的一些特征。
（2）間接觀測技術：通過觀察吸積盤附近的恒星運動、光譜變化等現象，科學家可以間接推斷出吸積盤的存在及其性質。
高能天體物理研究：結合高能天體物理數據，如X射線、γ射線等輻射信息，科學家能夠推斷出吸積盤的存在及其演化過程。
（3）引力波探測：通過引力波探測器捕捉并分析黑洞合并事件產生的引力波信號，科學家可以獲取關于吸積盤的重要信息。
（4）背景輻射（CMB）觀測：通過分析宇宙微波背景輻射中的微小擾動，科學家能夠間接探測到吸積盤對周圍環境產生的影響。
（5）多波段綜合觀測：結合不同波段（如光學、射電、紅外等）的觀測數據，科學家可以提高對吸積盤特性的理解和解釋能力，從而獲得更全面的吸積盤信息。
重大事件
中國
2023年9月，中國科學院上海天文臺、中國科學院高能物理研究所、武漢大學、浙江大學等，利用中國第一顆X射線天文衛星““慧眼”硬X射線調制望遠鏡”等多臺望遠鏡對黑洞X射線雙星MAXI J1820+070的爆發事件開展了多波段觀測研究，發現了黑洞噴流的射電輻射和黑洞吸積流外區的光學輻射相對于吸積流內區高溫氣體（熱吸積流）的硬X射線顯示出罕見的長時標延遲現象（分別滯后約8天和17天）。該研究首次揭示了黑洞吸積流中磁場運輸過程，以及黑洞附近熱吸積流中形成磁囚禁盤的完整過程，是對磁囚禁盤理論模型的最直接觀測證據，推進對不同量級黑洞吸積的大尺度磁場形成以及噴流供能和加速機制等關鍵科學問題的認知。9月1日，相關研究成果以《黑洞X射線雙星的觀測揭示了磁囚禁吸積盤的形成過程》（Observations of a 黑色 hole X-ray binary indicate formation of a magnetically arrested disk）為題，發表在《科學》（Science）上。
美國
2016年6月，耶魯大學一個研究小組報告稱，他們在一個鄰近星系中首次直接觀測到了超大黑洞冷吸積現象。研究人員表示，這一現象此前僅在理論和計算機模型中出現過，有望為弄清黑洞增長的原因提供新的線索。黑洞對周圍氣體的吞噬過程被稱為“黑洞吸積”，是宇宙中的一個基本物理過程。黑洞周圍氣體在強引力作用下會一邊旋轉一邊下落，繼而形成巨大的?“吸積盤”。根據吸積氣體的溫度，吸積模型分為冷吸積和熱吸積兩類。
在研究中，美國耶魯大學的格蘭特·特倫布萊和他的研究團隊使用位于智利的阿塔卡瑪大型毫米波天線陣（ALMA）對Abell?2597星系團中一個冷氣團的位置和運動進行了觀測，發現一些大塊、寒冷的分子云在向星系中心的一個超大黑洞墜入。研究人員稱，該發現和黑洞經典模型的描述存在巨大差異。經典模型認為，黑洞是在熱氣流的平穩吸入后增長的，而觀測到的卻是寒冷巨大的分子云。這種超大黑洞的冷吸積現象，此前只在一些理論和計算機模型中出現過，但從未被直接觀測到。此外，這一研究還發現，在適當的條件下，密集冷分子云在墜入黑洞時會投射出巨大陰影，黑洞此時則起到了背景燈的作用。
研究人員稱，這些研究結果支持了這樣一個假說——位于星系中間的超大黑洞可以通過氣體吸積增長，這或許為整個星系調控恒星的形成提供了能量。而星系中溫暖氣體只是一層薄膜，其中包裹著更加寒冷和巨大的分子云。相關論文發表在2016年的一期的《自然》雜志上。
研究價值
吸積是天文學中的一個基本過程，它塑造了天體的演化和宇宙的結構。通過理解吸積的機制與類型，人們能夠深入認識行星、恒星及超大質量黑洞的形成與成長。吸積仍然是一個活躍的研究領域，持續的研究和觀測正在幫助人們完善對這一基本過程的理解。
參考資料 >
吸積.中國大百科全書.2025-05-26
Accretion: Understanding the Process.astro22.2025-05-26
吸積盤.中國大百科全書.2025-05-26
What is accretion in astronomy?.clrn.2025-05-26
accretion.vaporia.2025-05-26
天文學家首次獲得黑洞磁場囚禁吸積盤形成的觀測證據.上海市科學技術委員會.2025-05-26
美首次直接觀測到黑洞冷吸積現象.中國科學院.2025-05-31