Зірки з майже швидкістю обертання розриву

Екскреційні диски всюди зустрічаються в астрофізиці. Як прямий наслідок, вони важливі для наступного питання.

Розглянемо наступну модель, яка представляє одну з найпростіших моделей накопичувальних дисків. Центральним об'єктом є зірка (до MS, WD або NS, але не БХ) масою , оточена тонким плоским диском матеріалу, який безперервно подає зірку зі швидкістю , така що набагато більша, ніж тепловий та динамічний часовий масштаб зірки (тобто швидкість наростання повільна).$M$$\dot{M}$$M/\dot{M}$

Скрізь на носі накопичувальний диск локальний рух майже круговий і майже кеплеріанський. Тому на інтерфейсі зірки та диска диск завжди буде прагнути змушувати зірку обертатися з майже-кеплеріанськими швидкостями. З іншого боку, якби зоряні зовнішні частини оберталися з майже-кеплеріанськими швидкостями, ці частини ставали б гравітаційно відірваними від зірки, що спричинило б значні наслідки для зоряної форми та структури. Безумовно, проте процес буде повільним, і набутий кутовий імпульс буде перерозподілятися всередині зірки.

Тепер питання: Що буде з зіркою, якщо вона наблизиться до майже швидкості розбиття внаслідок такого обертання? Це включає декілька підпитів: Наскільки близький показник обертання може насправді дійти до критичного? Якщо він може наблизитися досить близько, як би виглядав увесь процес? Тобто, що за короткий термін стане зіркою, коли наслідки обертання почнуть впливати на її структуру? Що буде з зіркою в довгостроковій перспективі?

Я хотів би зберегти цю проблему як чисто гідродинамічну. Тобто, припустимо, що єдиними законами є гідродинамічні та гравітаційні, з підтримкою деякої постійної швидкості нарощування. Насправді магнітні поля також відіграватимуть важливу роль для деяких зірок, а зоряні вітри також можуть бути важливими.

Прикладів декірованих систем безліч. Це може стосуватися катаклізматичних змінних, мілісекундних пульсарів, зірки перед головною послідовністю в протопланетному диску та багато іншого.

Я не маю кваліфікації відповідати на питання в цілому, але питання цікаве (я працював над Be Stars, який епізодично оточений декреційним диском і який обертається з майже критичною швидкістю. Явище Be Stars у зірок відрізняється від акредуючих зірок. Єдині наслідки докритичної швидкості - це сплющена оболонка та зміна її внутрішньої структури та режимів коливань, знайдених у цих зірках (якщо у вас є час і цікавість, хороший приклад сплющеної зірки з кеплеріанським диском декретування, що обертається, - це Ахернар, зірка Be спостерігається за допомогою інтерферометрії -> Погляньте на Meilland et al. 2007: www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/10/aa4848-06.pdf)

Все одно ...

Я знайшов цю статтю про критично обертаються акререти. Можливо, ви знайдете відповіді на свої запитання тут або в його довідниках (використовуйте веб-сайт оголошень nasa для свого запиту: http://adsabs.harvard.edu/ ). http: //arxiv.org/pdf/1306.1348v2.pdf Схоже, у вступі є деякі відповіді на ваші запитання щодо досягнення критичної швидкості.

Накопичена маса може збільшувати швидкість обертання, поки зірка не досягне критичної швидкості.

Кажуть: "Для типової системи 6 + 3,6 М⊙ з початковим періодом Пініт = 2,5 дня, за відсутності механізмів віджимання лише 3 відсотки (0,12 М⊙) від загальної кількості речовини, переданої RLOF (більше 5 М⊙) достатньо, щоб обертати підсилювач до критичного обертання ".

Але ми досі не знаємо, чи може гейнер дійсно досягнути критичної швидкості. У деяких документах розглядаються механізми розбиття, які не дозволяють гейнеру досягти критичної швидкості: відведення відливів, магнітне розрив, обмеження імпульсу кута наростання через взаємодію з накопичувальним диском, зупинка механізму нарощування ...

Я впевнений, що ви знайдете багато робіт про рекламу наса, які дадуть відповіді на ваші запитання.