Gwiazdy przy prawie zerowej prędkości rotacji

Dyski akrecyjne są wszechobecne w astrofizyce. Jako bezpośredni skutek są one ważne dla następującego pytania.

Rozważ następujący model, reprezentujący jeden z najprostszych modeli dysków akrecyjnych. Głównym celem wynalazku jest gwiazda (pre-MS, WD i NS, ale nie BH) masowego , otoczony cienką płaską płytę z materiału, który continuosly doprowadza gwiazdę z szybkością ˙ M tak, że M / ˙ M jest znacznie większa niż termiczna i dynamiczna skala czasu gwiazdy (tzn. szybkość akrecji jest wolna).$M$$\dot{M}$$M/\dot{M}$

Wszędzie na dysku akrecyjnym jego lokalny ruch jest prawie okrągły i prawie Keplerowski. Dlatego na granicy gwiazdy i dysku dysk będzie zawsze powodował, że gwiazda obraca się z prędkością prawie Keplerowską. Z drugiej strony, jeśli gwiezdne części zewnętrzne miałyby obracać się z prędkościami prawie Keplerowskimi, części te zostałyby grawitacyjnie odłączone od gwiazdy, co miałoby znaczące konsekwencje dla kształtu i struktury gwiazdy. Z pewnością proces ten będzie jednak powolny, a uzyskany moment pędu zostanie rozdzielony w gwiazdę.

Teraz pytanie: co stanie się z gwiazdą, jeśli zbliży się do prędkości prawie zerowych z powodu takiego rozpadu? Wiąże się to z kilkoma pytaniami: jak blisko prędkości rotacji można faktycznie dotrzeć do wartości krytycznej? Jeśli może być wystarczająco blisko, jak wyglądałby cały proces? To znaczy, co stałoby się w krótkim czasie z gwiazdą, gdy efekty rotacji zaczną wpływać na jej strukturę? Co stałoby się z gwiazdą na dłuższą metę?

Chciałbym zachować ten problem jako czysto hydrodynamiczny. To znaczy, załóżmy, że jedynymi związanymi z tym prawami są prawa hydrodynamiczne i grawitacyjne, przy pewnym stałym współczynniku akrecji. W rzeczywistości pola magnetyczne odgrywałyby również ważną rolę dla niektórych gwiazd, a wiatry gwiezdne mogłyby być również ważne.

Przykłady opisywanych systemów są liczne. Może to dotyczyć zmiennych kataklizmicznych, pulsarów milisekundowych, gwiazdy sekwencji głównej głównej w dysku protoplanetarnym i wielu innych.

Nie mam kwalifikacji, aby odpowiedzieć na pytanie w całości, ale pytanie jest interesujące (pracowałem nad Be Stars, które są epizodycznie otoczone dyskiem decrecji i które obracają się z prawie krytycznymi prędkościami. Zjawisko w gwiazdach Be różni się od gwiazd akrecyjnych. Jedynymi konsekwencjami prędkości podkrytycznej jest spłaszczona obwiednia i modyfikacja jej wewnętrznej struktury oraz trybów oscylacji występujących w tych gwiazdach (jeśli masz czas i ciekawość, dobrym przykładem spłaszczonej gwiazdy z obrotowym dyskiem keplerowskim jest dysk Acretar, gwiazda Be zaobserwowane za pomocą interferometrii -> Spójrz na Meilland i wsp. 2007: www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/10/aa4848-06.pdf)

Tak czy siak...

Znalazłem ten artykuł o krytycznie rotujących akretorach. Być może znajdziesz odpowiedzi na swoje pytania tutaj lub w odnośnikach (skorzystaj z witryny reklam nasa dla swojego zapytania: http://adsabs.harvard.edu/ ). http: //arxiv.org/pdf/1306.1348v2.pdf Wydaje się, że we wstępie jest kilka odpowiedzi na twoje pytania dotyczące osiągnięcia prędkości krytycznej.

Akrecjonowana masa może zwiększać prędkość obrotową, aż gwiazda osiągnie prędkość krytyczną.

Mówi się: „Dla typowego układu 6 + 3,6 M⊙, z początkowym okresem Pinit = 2,5 dnia, przy braku mechanizmów spin-down, tylko 3 procent (0,12 M⊙) całkowitej ilości materii przenoszonej przez RLOF (więcej niż 5 M⊙) wystarczy, aby obrócić wzmacniacz do krytycznego obrotu. ”

Ale nadal nie wiemy, czy gainer naprawdę może osiągnąć prędkość krytyczną. Niektóre prace dotyczą mechanimów rozpadu, które nie pozwalają gainerowi osiągnąć prędkości krytycznej: spinowanie przez przypływy, łamanie magnetyczne, ograniczenie momentu kątowego akrecji poprzez interakcję z dyskiem akrecyjnym, zatrzymanie mechanizmu akrecyjnego ...

Jestem pewien, że znajdziesz wiele artykułów na temat reklam NASA, które dadzą ci odpowiedzi na twoje pytania.