Yıldızlara yakın dönme hızlarında

Toplanma diskleri astrofizikte her yerde bulunur. Doğrudan bir sonuç olarak, aşağıdaki soru için önemlidirler.

$M$$\dot{M}$$M/\dot{M}$

Toplama diskinin her yerinde yerel hareketi neredeyse daireseldir ve neredeyse Kepleri'dir. Bu nedenle, yıldız ve disk arayüzünde disk her zaman yıldızı neredeyse Kepleri hızlarında döndürmeye meyillidir. Diğer taraftan, eğer yıldızların dış kısımları neredeyse Kepleri hızlarında dönecek olsaydı, bu parçalar yıldızın şekli ve yapısı için önemli sonuçlara yol açacak şekilde yerçekiminden yıldızdan kopar. Elbette, süreç yavaş olacak ve kazanılan açısal momentum yıldız içinde yeniden dağıtılacaktır.

Şimdi soru: Yıldız, böyle bir dönme nedeniyle neredeyse parçalanma hızlarına yaklaşırsa ne olacak? Bu birkaç alt soruyu içerir: Dönme hızı gerçekten kritik olana ne kadar yaklaşabilir? Yeterince yakınlaşabilirse, tüm süreç nasıl olurdu? Yani, dönmenin etkileri yapısını etkilemeye başladığında yıldıza kısa vadede ne olurdu? Uzun vadede yıldıza ne olur?

Bu sorunu tamamen hidrodinamik bir sorun olarak tutmak istiyorum. Yani, ilgili tek yasaların hidrodinamik ve yerçekimi yasaları olduğunu ve bazı sabit toplanma oranlarının desteklendiğini varsayalım. Gerçekte manyetik alanlar bazı yıldızlar için de önemli bir rol oynayacaktır ve yıldız rüzgarları da önemli olabilir.

Açıklanan sistemlerin örnekleri çoktur. Kataklismik değişkenler, milisaniye pulsarlar, bir protoplantary diskte ana-öncesi dizi yıldızı ve çok daha fazlası ile ilgili olabilir.

Soruyu bütünüyle cevaplama yeterliliğim yok ama soru ilginç (epizodik olarak bir deformasyon diski ile çevrelenmiş ve neredeyse kritik hızlarda dönen Be Stars üzerinde çalıştım. Be yıldızlarındaki fenomen, yıldızları biriktirmekten farklıdır. Subkritik hızın tek sonuçları düzleştirilmiş bir zarf ve iç yapısının ve bu yıldızlarda bulunan salınım modlarının modifikasyonudur (zamanınız ve merakınız varsa, Keplerian dönen decretion diski ile düzleştirilmiş yıldızın iyi bir örneği Achernar, bir Be yıldızı interferometri kullanılarak gözlemlendi -> Meilland ve arkadaşlarına bir göz atın 2007: www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/10/aa4848-06.pdf)

Neyse ...

Eleştirel olarak dönen aktörler hakkında bu makaleyi buldum. Sorularınızın yanıtlarını burada veya referanslarında bulabilirsiniz (sorgunuz için nasa reklamları sitesini kullanın: http://adsabs.harvard.edu/ ). http: //arxiv.org/pdf/1306.1348v2.pdf Girişte, kritik hıza ulaşmayla ilgili sorularınıza bazı yanıtlar var gibi görünüyor.

Toplanan kütle, yıldız kritik hıza ulaşana kadar dönüş hızını artırabilir.

"Tipik bir 6 + 3,6 M⊙ sistemi için, başlangıç ​​periyodu Pinit = 2,5 gün, eğirme mekanizmalarının yokluğunda, RLOF tarafından aktarılan toplam madde miktarının sadece yüzde 3'ü (0,12 M⊙) (5 M⊙'dan fazla), kazanıcıyı kritik rotasyona kadar döndürmek için yeterlidir. "

Ancak hala kazanıcının kritik hıza gerçekten ulaşıp ulaşamayacağını bilmiyoruz. Bazı kağıtlar, kazancının kritik hıza ulaşmasına izin vermeyen kırılma mekanizmalarıyla uğraşmaktadır: gelgitler tarafından aşağı doğru döndürme, manyetik kırılma, toplanma diski ile etkileşim yoluyla toplanma açısal momentumunun sınırlandırılması, toplanma mekanizmasının durdurulması ...

Eminim nasa reklamlarında size sorularınıza cevap verecek birçok makale bulacaksınız.