و پایه ای برای مطالعه قرص های برافزایشی به شكل امروزی تبدیل شد. اهمیت آزاد شدن انرژی توسط فرایند برافزایش جرم اولین بار توسط زلدوویچ و نوویكوو در سال 1964 و همچنین سالپیتر در همان سال مطرح شد. هایاكاوا و ماتسوكا در سال 1964 میلادی فرایند برافزایش در ستارگان دوتایی را به عنوان منبعی برای پرتو ایكس ستارگان مطرح كردند و شكلووسكی در سال 1967 میلادی Sco X_1 را به صورت برافزایش روی یك ستاره نوترونی تشریح كرد [4،5، 6،7].

در نیمه اول قرن بیستم کاوشهای بسیاری توسط اخترفیزیکدانان در آسمان صورت گرفت كه طی آن تعداد زیادی منابع رادیویی كشف شد كه از این منابع می توان به اخترنماها اشاره كرد. اخترنماها به صورت قابل توجهی درخشان هستند و در تمام طول موج های الكترومغناطیسی، از رادیویی تا پرتو ایكس و گاما تابش كرده و درخشندگی آنها در طول زمان تغییر می كنند. این دو خصوصیت باعث شد تا شرایط ویژه ای برای تشریح و توجیه منبع انرژی در اخترنماها به وجود بیاید. سوالی كه مطرح شد این بود كه منبع انرژی عظیم اخترنماها چیست؟

1-2  برافزایش بوندی

        یك برافزایش یكنواخـت متقـارن كروی را تحت میدان گرانشـی اطراف یك جرم نقطه ای در نظـر می گیریم. برافزایش كروی روی یك جسم گرانشی اولین بار توسط بوندی در سال 1952 میلادی مورد بررسی قرار گرفت و این نوع برافزایش به برافزایش بوندی مشهور است.

حال یك جریان متقارن كروی را در اطراف جسمی به جرم M در نظر می گیریم. جریان یكنواخت بوده و در جهت شعاعی یك بعدی می باشد. در این تقریب می توان از وشكسانی، میدان مغناطیسی و تابشی صرف نظر كرده و فرایند را بی دررو در نظر گرفت. تحت تقریب نیوتونی برای معادلات پیوستگی و اندازه حركت، به ترتیب خواهیم داشت:    

به طوریكه ν سرعت شاره بوده و برای برافزایش، منفی و برای بادها، مثبت است.

با در نظر گرفتن رابطه پلی تروپیك  داریم:     

در حالیكه γ ,K  ثابت هستند.

با انتگرال گیری به معادلات پیوستگی جرم و برنولی  می رسیم: 

به طوریكه  آهنگ برافزایش جرم است و در حال حاضر ثابت بوده و E  هم ثابت برنولی می باشد.

در حالت همدما داریم γ=1 و در انتها معادله برنولی به رابطه زیر تبدیل می شود:    

1-3  مفهوم قرص های برافزایشی

        با استفاده از تابندگی اندازه گیـری شده و محاسبه طول عمر اخترنـماها، انرژی تابشـی آن ها از مرتبه   erg1060 تخمین زده می شود، همچنین می توان اندازه منبع انرژی در اخترنماها را محاسبه كرد كه به نوعی كمتر از cm 1015 می شود. اگر چنانچه فرض كنیم كه منبع این انرژی مانند منبع انرژی ستارگان، منبعث از واكنش همجوشی هسته ای است، با توجه به اینكه بازدهی واكنش هسته ای حدود 7/0 درصد می باشد، برای حصول انرژی تابشی اخترنماها، به جرمی معادل با 108 برابر جرم خورشید احتیاج داریم كه در شعاعی كمتر از cm 1015قرار گرفته باشد، كه اگر چنین جرمی در این شعاع قرار گرفته باشد، آنگاه انرژی گرانشی بیشتر از انرژی هسته ای می شود و می بینیم كه چنانچه انرژی گرانشی غالب باشد، با توجه به رابطه گرانشی E~GM2/R مقدار انرژی بدست آمده برای اخترنماها به راحتی حاصل می شود. در سال 1969 بود كه لیندن بل  مفهوم قرص های برافزایشی در اطراف یك سیاهچاله پرجرم را ارائه داد و نشان داد كه منبع عظیم انرژی این اجرام ناشی از تشكیل قرص های برافزایشی در اطراف یك سیاهچاله مركزی می باشد.

      برافزایش در حالت كلی شامل سقوط ماده روی یك پتانسیل گرانشی می باشد و عاملی برای استخراج این انرژی گرانشی محسوب می شود [8]. زمانیكه مولكول های گاز حول یك جسم چگال مركزی با پتانسیل گرانشی قدرتمند در مدارهایی دایروی در حال چرخش باشند، می توانند در یك مسیر مارپیچی شكل به سمت جسم مركزی حركت كرده و اصطلاحا فروریزش كنند، كه این امر در صورتی امكان پذیر می باشد كه انرژی مولكول های گاز و تكانه زاویه ای ناشی از حركت در مدار دایروی آن ها بنابر عواملی مانند وشكسانی، تابش و … از آن ها گرفته شود [5،9].

        اگر ذره ای به جرم m از بینهایت روی سطح ستاره ای به جرم M و شعاع R* سقوط كند، انرژی آزاد شده برابر خواهد بود با:    

كه Rs در آن شعاع شوارتزشیلد است.

        برای یك ستاره متراكم مانند ستاره نوترونی با جرم حدود  و شعاع حدود  ، انرژی آزاد شده كسر قابل توجهی از جرم در حال سكون ذره است، یعنی چیزی حدود 20% ، كه نشان دهنده كارآمدتر بودن برافزایش نسبت به همجوشی هسته ای به عنوان منبع انرژی می باشد.

        ستاره ای كه در یك محیط گازی یكنواخت و ساكن قرار دارد، جرم را از اطرافش جمع می كند، كه البته این برافزایش كروی یا همان برافزایش بوندی تنها زمانی اتفاق می افتد كه گاز تكانه زاویه ای قابل چشمپوشی داشته باشد و ساده ترین نوع جریان برافزایشی محسوب می شود.

        ذره ای را در یك مسیر دایره ای در اطراف یك ستاره در نظر بگیرید. اگر مدار ذره بتواند از شعاع بزرگتر R به شعاع كوچكتر r≪R برسد، انرژی آزاد شده تقریبا برابر با انرژی بستگی مدار كوچكتر یعنی  خواهد شد و برای رسیدن به این مقدار، تقریبا تمام تكانه زاویه ای مدار بزرگتر، یعنی مقدار  باید منتقل شود. در نجوم، بیشتر جریان های برافزایشی چرخش سریعی دارند و یكی از مشكلات اصلی این است كه چگونه تكانه زاویه ای منتقل شود، به طوریكه برافزایش همچنان پابرجا بماند. درحالیكه در جریان های اتلافی، انرژی می تواند به گرما تبدیل شود و سپس تابش شود، اما تكانه زاویه ای سخت تر منتقل می شود و یك قرص برافزایشی جریانی است كه انتقال تكانه زاویه ای به سمت بیرون را انجام می دهد.

        در حالیكه كل عالم در حال انبساط است، بیشتر موضوعات مورد مطالعه در نجوم، بدلیل رمبش گرانشی شكل گرفته اند. یك ابر كروی گازی یكنواخت و ساكن را در نظر بگیرید كه تحت عامل خود گرانشی رمبش می كند. انتظار می رود كه رمبش كروی  و متقارن بوده و آنگاه جسمی شكل می گیرد كه فشار در آن در تقابل با گرانش است. اگر ابر در ابتدا دارای چرخش یكنواخت باشد، آنگاه دینامیك آن تحت تاثیر نیروی جانب مركز قرار گرفته كه در مقابل رمبش در صفحه عمود بر محور چرخش، ایستادگی می كند. حتی اگر در حالت اولیه نیروی جانب مركز ناچیز باشد، پس از رمبش ابر قابل ملاحظه می شود و قرصی با چرخش سریع در اطراف مركز چگال شكل می گیرد كه عمدتا توسط نیروی جانب مركز در مقابل گرانش ایستادگی می كند [10].