Sterne mit einer Rotationsrate nahe dem Aufbrechen

Akkretionsscheiben sind in der Astrophysik allgegenwärtig. Als direkte Konsequenz sind sie für die folgende Frage wichtig.

Betrachten Sie das folgende Modell, das eines der einfachsten Modelle für Akkretionsscheiben darstellt. Eine zentrale Aufgabe ist ein Stern (pre-MS, WD oder NS, aber keinen BH) Massen , die durch eine dünne flache Platte aus einem Material umgeben, die continuosly den Stern mit einer Geschwindigkeit speist ˙ M , so dass M / ˙ M ist viel größer als die thermische und dynamische Zeitskala des Sterns (dh die Akkretionsrate ist langsam).$M$$\dot{M}$$M/\dot{M}$

Überall in der Akkretionsscheibe ist ihre lokale Bewegung nahezu kreisförmig und nahezu keplerisch. Daher neigt die Scheibe an der Grenzfläche zwischen Stern und Scheibe immer dazu, den Stern mit annähernd Kepler-Geschwindigkeiten rotieren zu lassen. Wenn sich andererseits die äußeren Teile des Sterns mit annähernd Kepler-Geschwindigkeit drehen würden, würden sich diese Teile von der Gravitation des Sterns lösen, was erhebliche Konsequenzen für die Gestalt und Struktur des Sterns hätte. Sicher ist jedoch, dass der Prozess langsam sein wird und der erlangte Drehimpuls innerhalb des Sterns umverteilt wird.

Nun die Frage: Was passiert mit dem Stern, wenn er sich aufgrund eines solchen Spin-Ups nahezu Auflösungsgeschwindigkeiten nähert? Dies beinhaltet einige Unterfragen: Wie nahe kann die Rotationsrate tatsächlich an die kritische heranreichen? Wenn es eng genug werden kann, wie würde der gesamte Prozess aussehen? Das heißt, was würde kurzfristig mit dem Stern passieren, wenn die Auswirkungen der Rotation beginnen, seine Struktur zu beeinflussen? Was würde auf lange Sicht mit dem Stern passieren?

Ich möchte dieses Problem als rein hydrodynamisches Problem betrachten. Dies bedeutet, dass die einzigen beteiligten Gesetze hydrodynamische und Gravitationsgesetze sind, wobei eine konstante Akkretionsrate unterstützt wird. In der Realität spielen Magnetfelder für einige Sterne ebenfalls eine wichtige Rolle, und Sternwinde könnten möglicherweise ebenfalls wichtig sein.

Beispiele für die beschriebenen Systeme sind zahlreich. Es könnte sich um kataklysmische Variablen, Millisekundenpulsare, den Stern vor der Hauptsequenz in einer protoplanetaren Scheibe und vieles mehr handeln.

Ich habe nicht die Qualifikation, die Frage in ihrer Gesamtheit zu beantworten, aber die Frage ist interessant (ich habe an Be Stars gearbeitet, die episodisch von einer Dekretionsscheibe umgeben sind und sich mit nahezu kritischen Geschwindigkeiten drehen. Das Phänomen in Be Stars unterscheidet sich von ansteigenden Sternen. Die einzige Konsequenz der subkritischen Geschwindigkeit ist eine abgeflachte Hüllkurve und die Veränderung ihrer inneren Struktur und der Schwingungsmodi dieser Sterne (wenn Sie Zeit und Neugier haben, ist Achernar, ein Be-Stern, ein gutes Beispiel für abgeflachten Stern mit rotierender Kepler-Dekretionsscheibe) mittels Interferometrie beobachtet -> Schauen Sie sich Meilland ua 2007 an: www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/10/aa4848-06.pdf)

Wie auch immer...

Ich habe dieses Papier über kritisch rotierende accretors gefunden. Möglicherweise finden Sie hier oder in den Referenzen Antworten auf Ihre Fragen (verwenden Sie die Website für NASA-Anzeigen für Ihre Suchanfrage: http://adsabs.harvard.edu/ ). http: //arxiv.org/pdf/1306.1348v2.pdf In der Einleitung scheinen einige Antworten auf Ihre Fragen zum Erreichen der kritischen Geschwindigkeit zu stehen.

Die akkumulierte Masse kann die Rotationsrate erhöhen, bis der Stern die kritische Geschwindigkeit erreicht.

Es heißt: "Für ein typisches 6 + 3,6 M⊙-System mit einer Anfangsperiode von Pinit = 2,5 Tagen, ohne Spin-Down-Mechanismen, werden nur 3 Prozent (0,12 M⊙) der gesamten Materiemenge vom VKE übertragen (mehr als 5 M⊙) reicht aus, um den Gainer bis zur kritischen Umdrehung zu drehen. "

Wir wissen aber immer noch nicht, ob der Gainer wirklich die kritische Geschwindigkeit erreichen kann. Einige Artikel befassen sich mit Aufbrechmechanismen, die es dem Gainer nicht ermöglichen, eine kritische Geschwindigkeit zu erreichen: Herunterschleudern durch Gezeiten, magnetisches Brechen, Begrenzung des Akkretionsdrehimpulses durch Wechselwirkung mit der Akkretionsscheibe, Stoppen des Akkretionsmechanismus ...

Ich bin mir sicher, dass Sie auf NASA-Anzeigen viele Artikel finden werden, die Ihnen Antworten auf Ihre Fragen geben.