Gwiazdy przy prawie zerowej prędkości rotacji

15

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.M.˙M./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.

Alexey Bobrick
źródło
1
Nie do końca to, o co pytasz, ale prawdopodobnie nadal jest interesujące: tablica CHARA została faktycznie wykorzystana do zobrazowania niektórych obiektów gwiezdnych obracających się z dużym procentem prędkości rozpadu, a deformacje kształtu i dziwny rozkład strumienia powierzchni są wyraźnie widoczne w zrekonstruowane obrazy. (Nie mam pod ręką cytatów, ale prawdopodobnie mogę je wykopać ...)
Shinrai
@Shinrai, bardzo miło! Dziękuję bardzo, postaram się je znaleźć.
Alexey Bobrick,

Odpowiedzi:

4

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.

użytkownik107149
źródło
Niesamowicie wielkie dzięki za miłą odpowiedź i za zawarte w niej linki! Zgadzam się, że przeprowadzono wiele badań na ten temat, w szczególności dotyczy to również niektórych protogwiazd, a jest to częściowo spowodowane wieloma możliwymi efektami, jak wspominasz, że pola magnetyczne są szczególnie ważne dla niektórych gwiazd. Ciekawe byłoby jednak wiedzieć, co by się stało, gdybyśmy ograniczyli modelowanie do czystego hydro.
Alexey Bobrick,