Estrelas com taxas de rotação próximas à ruptura

Os discos de acreção são onipresentes na astrofísica. Como corolário direto, eles são importantes para a seguinte pergunta.

Considere o modelo a seguir, representando um dos modelos mais simples para discos de acréscimo. Um objeto central é uma estrela (pré-MS, WD ou NS, mas não uma BH) de massa , cercada por um disco plano fino de material, que alimenta continuamente a estrela a uma taxa ˙ M , de modo que M / ˙ M é muito maior que a escala de tempo térmica e dinâmica da estrela (ou seja, a taxa de acúmulo é lenta).$M$$\dot{M}$$M/\dot{M}$

Em todo lugar no disco de acreção, seu movimento local é quase circular e quase kepleriano. Portanto, na interface da estrela e do disco, o disco sempre tenderá a fazer a estrela girar a velocidades quase Keplerianas. Por outro lado, se as partes externas estelares girassem a velocidades quase Keplerianas, essas partes se separariam gravitacionalmente da estrela, o que teria consequências significativas para a forma e estrutura estelares. Certamente, porém, o processo será lento e o momento angular adquirido será redistribuído dentro da estrela.

Agora a pergunta: o que acontecerá com a estrela se ela se aproximar das velocidades de ruptura devido a essa rotação? Isso envolve algumas subquestões: Quão perto a taxa de rotação pode realmente chegar da crítica? Se ele puder se aproximar o suficiente, como seria o processo inteiro? Ou seja, o que aconteceria a curto prazo com a estrela quando os efeitos da rotação começarem a afetar sua estrutura? O que aconteceria com a estrela a longo prazo?

Eu gostaria de manter esse problema como puramente hidrodinâmico. Ou seja, suponha que as únicas leis envolvidas sejam hidrodinâmicas e gravitacionais, com alguma taxa de acréscimo constante suportada. Na realidade, os campos magnéticos também teriam um papel importante para algumas estrelas, e ventos estelares também poderiam ser importantes.

Exemplos dos sistemas descritos são numerosos. Pode dizer respeito a variáveis ​​cataclísmicas, pulsares de milissegundos, estrela de sequência pré-principal em um disco protoplanetário e muito mais.

Não tenho a qualificação necessária para responder à pergunta em sua totalidade, mas a pergunta é interessante (trabalhei em Be Stars, que são episodicamente cercadas por um disco de decretação e que gira a velocidades quase críticas. O fenômeno em Be stars é diferente de acumular estrelas. As únicas conseqüências da velocidade subcrítica são um envelope achatado e uma modificação de sua estrutura interna e dos modos de oscilação encontrados nessas estrelas (se você tiver tempo e curiosidade, um bom exemplo de estrela achatada com disco de decretão rotativo Kepleriano é Achernar, uma estrela Be observado por interferometria -> Veja Meilland et al. 2007: www.aanda.org/articles/aa/pdf/2007/10/aa4848-06.pdf)

De qualquer forma...

Encontrei este artigo sobre rotadores críticos. Talvez você encontre respostas para suas perguntas aqui ou em suas referências (use o site de anúncios da nasa para sua consulta: http://adsabs.harvard.edu/ ). http: //arxiv.org/pdf/1306.1348v2.pdf Parece que, na introdução, há algumas respostas para suas perguntas sobre como atingir a velocidade crítica.

A massa acumulada pode aumentar a taxa de rotação até que a estrela atinja a velocidade crítica.

Diz-se: "Para um sistema típico de 6 + 3,6 M⊙, com período inicial Pinit = 2,5 dias, na ausência de mecanismos de spin-down, apenas 3% (0,12 M⊙) da quantidade total de matéria transferida pelo RLOF (mais de 5 M⊙) é suficiente para girar o ganho até a rotação crítica ".

Mas ainda não sabemos se o ganhador pode realmente atingir a velocidade crítica. Alguns trabalhos estão lidando com mecanismos de desagregação que não permitem que o ganhador atinja velocidade crítica: giro pelas marés, quebra magnética, limitação do momento angular da acumulação por meio da interação com o disco de acumulação, parada do mecanismo de acumulação ...

Tenho certeza de que você encontrará muitos artigos sobre anúncios da NASA que fornecerão respostas para suas perguntas.