Vesijättö

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 12. heinäkuuta 2022 tarkistetusta versiosta . vahvistus vaatii 1 muokkauksen .

Accretio ( lat. accrētiō "lisää, kasvaa" sanoista accrēscere "kasvu") on prosessi, jossa taivaankappaleen massa kasvaa aineen ( yleensä kaasun ) vetovoiman avulla siihen ympäröivästä avaruudesta [1] .

Kasvu homogeenisessa väliaineessa

Kaasumaisessa väliaineessa, joka on liikkumaton suhteessa kehoon, kasautuminen on pallosymmetristä . Säteilevien kappaleiden ( tähdet ) tapauksessa pallosymmetrinen kaasun lisääntyminen on mahdollista vain sillä ehdolla, että kappaleen valoisuus ei ylitä kriittistä valoisuutta eli painovoimat ylittävät gravitaatiokappaleen säteilypaineen.

Liikkuville gravitaatiokappaleille lisääntyminen on lähellä pallosymmetristä kappaleen nopeudella, joka on pienempi kuin äänen nopeus väliaineessa. Gravitoivan kappaleen yliäänenopeuksilla kaasumaisen väliaineen läpi tapahtuvassa liikkeessä kertyminen siihen tapahtuu kartiossa, joka sijaitsee kappaleen takana (tarkemmin sanottuna kappaleen nopeusvektorin takana) ja jota rajoittaa sen aiheuttama iskuaalto .

Kasvu magneettikentässä

Plasman kertymisen aikana taivaankappaleeseen, jolla on oma magneettikenttä , akkrektiomekanismit määräytyvät plasman magnetohydrodynaamisen vuorovaikutuksen perusteella magneettikentän kanssa.

Jos magneettikentän paine taivaankappaleen läheisyydessä ylittää lisääntyvän plasman kaasunpaineen, akkreetti pysähtyy Alfvenin säteen etäisyydelle eli magnetosfäärin rajalle ja suuntautuu magneettiseen taivaankappaleen navat. Välttämätön edellytys plasman kertymiselle magneettinapoihin on sen tunkeutuminen magnetosfääriin, mikä johtuu Rayleigh-Taylor- tyyppisten magnetohydrodynaamisten epävakauksien kehittymisestä . Magnetosfäärin raja ( magnetopaussi ) määräytyy magneettikentän ja vastaantulevan plasman paineiden yhtäläisyyden perusteella, eli magnetosfäärin säde (Alfvén-säde ) määräytyy suhteella: $r_{A}$

{1 \over {8\pi }}B^{2}(r_{A})={1 \over 2}\rho V^{2}(r_{A}),

missä on taivaankappaleen magneettikenttä ja ovat vastaavasti tulevan plasmavirran tiheys ja nopeus. $B$ $\rho$ $V$

Kertyminen läheisissä binäärijärjestelmissä

Binäärijärjestelmien tapauksessa kasautuminen on olennaisesti epäsymmetristä ja voi vaikuttaa merkittävästi sekä järjestelmän itsensä että sen komponenttien kehitykseen . Voimakkain kasautuminen binäärijärjestelmissä tapahtuu, kun evoluution aikana yksi komponenteista täyttää sen Roche-keilan , mikä johtaa aineen virtaukseen naapuritähteen Lagrange -sisäpisteen kautta . Tässä prosessissa ylivuotava aine muodostaa kertymäkiekon , joka on vastuussa monista röntgenlähteiden havaitsemista ilmiöistä. $L_{1}$

Kasvun aiheuttamat tähtitieteelliset ilmiöt

Mielenkiintoisimmat ilmiöt johtuvat kertymisestä binäärijärjestelmän kompaktiin kehittyneeseen komponenttiin.

Ei-stationaarinen lisääntyminen valkoisiin kääpiöihin , jos seuralaisena on massiivinen punainen jättiläinen , johtaa kääpiönovien (U Gem (UG) -tyypin tähdet) ja novan kaltaisten muuttuvien tähtien syntymiseen.
Valkoisiin kääpiöihin, joilla on voimakas magneettikenttä, kerääntyminen suuntautuu valkoisen kääpiön magneettinapojen alueelle, ja sirkumpolaarisilla alueilla kertyvän plasman syklotronisäteilymekanismi aiheuttaa voimakkaan säteilyn polarisaation näkyvällä alueella ( polarisaatiot ja keskinapaiset ).
Vetyrikkaan aineen kerääntyminen valkoisiin kääpiöihin johtaa sen kerääntymiseen pintaan (joka koostuu pääasiassa heliumista ) ja kuumenemiseen heliumin fuusioreaktion lämpötiloihin, mikä termisen epävakauden tapauksessa johtaa räjähdykseen, joka havaitaan novana . räjähdys .
Riittävän pitkä ja intensiivinen kertyminen massiiviseen valkoiseen kääpiöön johtaa sen massan ylittymiseen Chandrasekharin rajan ja painovoiman romahtamiseen , joka havaitaan tyypin Ia supernovaräjähdyksenä .
Neutronitähtien kerääntyminen pinnalle kerääntyessään sen pinnalle ja rappeutuneen kuoren muodostuminen (katso degeneroitunut kaasu ), jossa on runsaasti vetyä ja heliumia, johtaa räjähtävään lämpöydinfuusioon. Tällaisia esineitä havaitaan leijailevina röntgenlähteinä useista tunteista useisiin päiviin ( purskeet ).
Kasvussa voimakkaan magneettikentän omaaviin neutronitähtiin neutronitähden magnetosfäärissä olevan magneettikentän painetta verrataan ionisoituneen aineen kertyvän virtauksen paineeseen ja se ohjaa lisääntyvän plasman virtauksen magneettikentän alueelle. pylväät. Neutronitähden pyörimisestä johtuen havaittu säteilyvuo on jaksollinen; tällaisia järjestelmiä havaitaan röntgenpulsareina .
Kun akretoituu mustiin aukkoihin , röntgenlähteenä havaitaan superkuuma accretion kiekko .

Katso myös

Bondin lisääntyminen

Muistiinpanot

↑ Kasvu // Kosmonautiikka. Tietosanakirja / Ch. toim. V. P. Glushko. - Moskova: Neuvostoliiton tietosanakirja, 1985. - S. 18. - 528 s.

Linkit

Postnov K.A. Luennot yleisestä astrofysiikasta fyysikoille
Samus N.N. muuttuvia tähtiä
Suleimanov V.F. röntgen tähtitiede
Bryan Gaensler et ai . Astrofysiikka, abstrakti astro-ph / 0312362
Mark A. Garlickin avaruustaide

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri tanskalainen Suuri katalaani iso kiinalainen Britannica (verkossa)

tähtienvälinen väliaine
Komponentit	tähtienvälinen kaasu tähtienvälinen pöly tähtienvälinen pilvi kosmiset säteet Magneettikenttä
Sumut	Diffuusi (kevyt) sumu tumma sumu emissio sumu heijastussumu supernova jäännös planetaarinen sumu protoplanetaarinen sumu
Tähtien muodostumisen alueet	molekyylipilvi Rae Alue HII
Ympyrätähtimuodostelmat	Ympäröivä levy ( Accretion disk protoplanetaarinen levy jäljellä oleva levy ) Polaariset suihkut Herbig Object - Haro
Säteily	Tähtien tuuli