Étoiles à des taux de rotation proches de la rupture

Les disques d'accrétion sont omniprésents en astrophisique. En corollaire direct, ils sont importants pour la question suivante.

Considérez le modèle suivant, représentant l'un des modèles les plus simples pour les disques d'accrétion. Un objet central est une étoile (pré-MS, WD ou NS, mais pas un BH) de masse , entourée d'un mince disque plat de matière, qui alimente continuellement l'étoile à un rythme , tel que est beaucoup plus grande que l'échelle de temps thermique et dynamique de l'étoile (c'est-à-dire que le taux d'accrétion est lent).$M$$\dot{M}$$M/\dot{M}$

Partout dans le disque d'accrétion, son mouvement local est presque circulaire et presque Keplerien. Par conséquent, à l'interface de l'étoile et du disque, le disque aura toujours tendance à faire tourner l'étoile à des vitesses presque Keplerian. D'un autre côté, si les parties externes stellaires devaient tourner à des vitesses presque kepleriennes, ces parties se détacheraient gravitationnellement de l'étoile, ce qui aurait des conséquences importantes sur la forme et la structure stellaires. Certes, cependant, le processus va être lent et le moment angulaire acquis sera redistribué au sein de l'étoile.

Maintenant, la question: qu'arrivera-t-il à l'étoile si elle s'approche des vitesses de rupture à cause d'une telle rotation? Cela implique quelques sous-questions: dans quelle mesure le taux de rotation peut-il réellement atteindre le taux critique? S'il peut se rapprocher suffisamment, à quoi ressemblerait l'ensemble du processus? Autrement dit, qu'arriverait-il à court terme à l'étoile lorsque les effets de la rotation commenceront à affecter sa structure? Qu'arriverait-il à la star à long terme?

Je voudrais garder ce problème comme purement hydrodynamique. Autrement dit, supposons que les seules lois impliquées soient hydrodynamiques et gravitationnelles, avec un certain taux d'accrétion constant pris en charge. En réalité, les champs magnétiques joueraient également un rôle important pour certaines étoiles, et les vents stellaires pourraient également être importants.

Les exemples des systèmes décrits sont nombreux. Il pourrait s'agir de variables cataclysmiques, de pulsars millisecondes, d'étoiles de séquence pré-principale dans un disque protoplanétaire, et bien d'autres.

Je n'ai pas la qualification pour répondre à la question dans son ensemble mais la question est intéressante (j'ai travaillé sur des Be Stars qui sont entourées épisodiquement d'un disque de décrétion et qui tourne à des vitesses presque critiques. Le phénomène dans les étoiles Be est différent des étoiles accrétantes. La seule conséquence de la vitesse sous-critique est une enveloppe aplatie et une modification de sa structure interne et des modes d'oscillations trouvés dans ces étoiles (si vous avez le temps et la curiosité, un bon exemple d'étoile aplatie avec un disque de décrétion rotatif Keplerian est Achernar, une étoile Be observé par interférométrie -> Jetez un œil à Meilland et al.2007: www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/10/aa4848-06.pdf)

En tous cas...

J'ai trouvé cet article sur les accréteurs à rotation critique. Peut-être trouverez-vous des réponses à vos questions ici ou dans ses références (utilisez le site d'annonces nasa pour votre requête: http://adsabs.harvard.edu/ ). http: //arxiv.org/pdf/1306.1348v2.pdf Il semble que dans l'introduction, il y a quelques réponses à vos questions sur l'atteinte de la vitesse critique.

La masse accrétée peut augmenter la vitesse de rotation jusqu'à ce que l'étoile atteigne la vitesse critique.

Il est dit: "Pour un système typique de 6 + 3,6 M⊙, avec une période initiale Pinit = 2,5 jours, en l'absence de mécanismes de rotation, seulement 3% (0,12 M⊙) de la quantité totale de matière transférée par RLOF (plus de 5 M⊙) est suffisant pour faire tourner le gainer jusqu'à la rotation critique. "

Mais nous ne savons toujours pas si le gainer peut vraiment atteindre la vitesse critique. Certains articles traitent de mécanismes de rupture qui ne permettent pas au gaineur d'atteindre une vitesse critique: ralentissement par les marées, rupture magnétique, limitation du moment angulaire d'accrétion par interaction avec le disque d'accrétion, arrêt du mécanisme d'accrétion ...

Je suis sûr que vous trouverez de nombreux articles sur les annonces de la nasa qui vous donneront des réponses à vos questions.