거의 별다른 회전 속도의 별

가속 디스크는 천체 물리학에서 어디에나 존재합니다. 직접적으로는 다음과 같은 질문에 중요합니다.

다음은 accretion disc를위한 가장 간단한 모델 중 하나를 나타내는 모델입니다. 중앙 물체는 스타 질량 (WD 또는 NS 아니지만 BH-MS 사전) continuosly 속도 별 피드 재료의 얇은 평평한 디스크 둘러싸인 등 그 은 별의 열적 및 동적 시간 스케일보다 훨씬 큽니다 (즉, 가속 속도가 느림).$M$$\dot{M}$$M/\dot{M}$

accretion disc의 모든 곳에서 로컬 모션은 거의 원형이며 거의 Keplerian입니다. 따라서, 별과 디스크의 경계면에서 디스크는 항상 별을 거의 킬로 비안 속도로 회전시키는 경향이 있습니다. 다른 한편으로, 별의 바깥 부분이 거의 케플러의 속도로 회전한다면,이 부분들은 별에서 분리 된 중력 분석이되어, 별의 모양과 구조에 중대한 결과를 가져올 것입니다. 그럼에도 불구하고, 프로세스는 느려질 것이고, 획득 된 각 운동량은 별 내에서 재분배 될 것입니다.

이제 질문 : 별이 그런 회전으로 인해 거의 이별 속도에 도달하면 별은 어떻게 될까요? 여기에는 몇 가지 하위 질문이 포함됩니다. 회전 속도가 실제로 임계 속도에 얼마나 근접 할 수 있습니까? 충분히 가까워지면 전체 과정이 어떻게 보일까요? 즉, 회전 효과가 구조에 영향을주기 시작할 때 별에 단기적으로 어떤 일이 일어날까요? 장기적으로 스타에게 어떤 일이 일어날까요?

이 문제를 순수한 유체 역학적 문제로 유지하고 싶습니다. 즉, 관련된 유일한 법칙은 유체 역학 및 중력 법칙이며 일정한 증가율이 지원된다고 가정하십시오. 실제로 자기장은 또한 일부 별들에게 중요한 역할을 할 것이며, 별 풍도 중요 할 수 있습니다.

기술 된 시스템의 예는 다수이다. 그것은 대변동 변수, 밀리 초 펄서, 원형 행성 디스크의 사전 주 계열성 등을 포함 할 수 있습니다.

나는 그 질문에 전체적으로 답할 자격이 없지만 그 질문은 흥미 롭다 (나는 Decretion 디스크에 의해 episodically 둘러싸여 있고 거의 중요한 속도로 회전하는 Be Stars에서 작업했다. Be Star의 현상은 별을 얻는 것과는 다르다. 아 임계 속도의 유일한 결과는 평평한 봉투와 내부 구조 와이 별에서 볼 수있는 진동 모드의 수정입니다. 간섭 측정법을 사용하여 관찰-> Meilland et al. 2007 참조 : www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/10/aa4848-06.pdf)

어쨌든...

비판적으로 회전하는 accretors에 관한이 논문을 찾았습니다. 귀하의 질문에 대한 답변을 여기 또는 참조에서 찾을 수 있습니다 ( https://adsabs.harvard.edu/ ). http : //arxiv.org/pdf/1306.1348v2.pdf 소개에는 임계 속도에 도달하는 것에 대한 질문에 대한 답변이있는 것 같습니다.

누적 질량은 별이 임계 속도에 도달 할 때까지 회전 속도를 증가시킬 수 있습니다.

"스핀 다운 메커니즘이 없을 때 초기 기간 Pinit = 2.5 일인 일반적인 6 + 3.6 M⊙ 시스템의 경우 RLOF가 전달한 총 물질량의 3 % (0.12 M⊙) (5M 이상) 게인을 임계 회전까지 회전시키기에 충분합니다. "

그러나 우리는 여전히 이득이 임계 속도에 도달 할 수 있는지 알 수 없습니다. 일부 논문은 게인이 임계 속도에 도달 할 수없는 해체 메커니즘을 다루고 있습니다 : 조수에 의한 스핀 다운, 자기 파괴, 가속 디스크와의 상호 작용을 통한 가속 각 운동량의 제한, 가속 메커니즘의 정지 ...

나는 당신이 당신의 질문에 대한 답변을 줄 nasa 광고에 많은 논문을 찾을 것이라고 확신합니다.