Back to site
Since 2004, our University project has become the Internet's most widespread web hosting directory. Here we like to talk a lot about web development, networking and server security. It is, after all, our expertise. To make things better we've launched this science section with the free access to educational resources and important scientific material translated to different languages.

Падвойныя зоркi

1. Увядзенне

Нядаўнія назіральныя даследаванні частата сустракаемасцю папярэдне галоўнай паслядоўнасці падвойных зорак ўзмацнілі падазрэнні, што ранее''бинарных фарміравання першаснага аддзялення, працэс фарміравання зоркі''(Мацье 1994). Як і інш Боденхеймер. (1993) разгледзелі, колькасць розных тэорый было прапанавана растлумачыць перавага падвойных зорак. Клейн і інш. (1998) паказана, як прамое фрагментацыі протозвездных аблокі газу могуць узнікаць на ранніх стадыях распаду (на аблокі шчыльнасці п = 10 3 - 10 10 см -3). Але пры больш высокай шчыльнасці, аблокі не ў стане эфектыўна астуджаць пры сціску. Такім чынам, прамыя фрагментацыя становіцца праблематычным. Таму што вышэй сярэдняй шчыльнасці, звязаных з сістэмамі, якія маюць кароткі дынамічных раз, можна прыйсці да разгледзець іншыя механізмы, чым прамыя фрагментацыі аблокі для фарміравання бінарных сістэм з арбітальнымі перыядамі менш, чым некалькі сотняў гадоў. Тут мы даследуем такія файлы могуць форме спантанага дзялення хутка верціцца протозвезды.


2. Класічная гіпотэза дзялення

Як Чандрасекара (1969) правёў агляд (гл. таксама Durisen і Tohline 1985), калі протозвездных аб'екты лічацца самогравитирующей несжимаемой вадкасці з раўнамерным віхуры, можна паказаць аналітычна, што дазволіла іх раўнаважкіх канфігурацый вызначаюцца сфероидов або эліпсоіду. Класічна, мадэлі, якія апісваюць павольнае скарачэнне верцяцца протозвездных газавыя аблокі былі сфармуляваны вакол такіх аналітычна які можа быць набытым па даўнасці раўнаважкіх канфігурацый. Напрыклад, вялікі, павольна верціцца газавага аблокі з адносна малым стаўленнем да вярчальным гравітацыйны патэнцыял энергіі Т/| W | будзе нагадваць сфероида Маклорена. Як кантрактаў захавання моманту імпульсу і масы, яе эвалюцыя пойдзе па паслядоўнасці Маклорена праз паступова ліслівіць канфігурацыі вышэй T/| W |. Пры досыць высокіх Т/| W |, можна выявіць, што осесимметричной канфігурацыі больш не ніжэйшым энергетычным стане даступныя. Замест гэтага, ёсць эллипсоидальной канфігурацыі якой газавага аблокі аддаюць перавагу развівацца. Акрамя таго, калі прасачыць эвалюцыю па ўсё больш і больш скажоным эллипсоидальной паслядоўнасці (напрыклад, паслядоўнасць Якобі або любы з паслядоўнасцяў Рыма), можна выявіць, што, магчыма, іншых канфігурацый з яшчэ больш высокім скажэнні парадку паверхні стаць энергетычна выгадным. Напрыклад (гл. мал. 3 з Durisen і Tohline 1985), есть''гантели-двайковай паслядоўнасці'', што галіны плаўна прэч Якобі эліпсоіду паслядоўнасці. Можна сабе ўявіць, таму, што двайныя зоркі форме ад павольнага скарачэння хутка верціцца газавага аблокі ўздоўж Маклорена, то Якобі (або Рыма), то гантэлі-двайковых паслядоўнасцяў. На самай справе, фатаграфія не гэта ясна. Самае галоўнае, дэталёвая работа па эллипсоидальной фігуры раўнавагі толькі была завершана для несжимаемой вадкасці сістэмы. Гэта не зусім ясна, у якой ступені вынікі пераносяцца на больш рэалістычныя структуры, якія маюць сцісканай раўнанняў стану.


3. Праблемы Садзейнічанне дзялення гіпотэзы

Пры разглядзе структуры верцяцца газавых аблокаў, што форма сцісканай аналагі сфероидов Маклорена, Острайкер і Боденхеймер (1968) паказалі, што мадэлі з дастатковай ступенню сціскальнасці павінна ўключаць у сябе значную ступень дыферэнцыяльнага кручэння, калі яны валодаюць дастаткова высокімі значэннямі Т/| W | і, такім чынам, быць фізічна цікавым у кантэксце дзялення гіпотэзы. Выкарыстоўваючы 3D лікавыя метады гідрадынамікі, Durisen і інш. (1986), Williams & Tohline (1988), і Хаўзер і інш. (1994) даследавалі адносную стабільнасць хутка верціцца, сцісканай аблокі газу, якія першапачаткова ў осесимметричных раўнавагі, але якія пражываюць проста міма крытычнай пункту біфуркацыі па осесимметричной паслядоўнасці ў адпаведнасці з Острайкер і Боденхеймер (1968). Нязменна гэтыя сімуляцыі паказалі, што мадэлі з T/| W |> 0,27 дынамічна няўстойлівыя да росту неосесимметричных дэфармацыі, але, у адрозненне ад іх раўнамерна верцяцца, несжимаемой калегамі, моды, у якой гэтыя структуры па ўсёй бачнасці, мае няўстойлівыя спіральныя характар.

Movie1
Quicktime
(5907 K)
Выкарыстоўваючы значна палепшылася вядома-рознасных мадэлявання кода і паляпшэнне прасторавага дазволу (128 3 зоны сеткі), нядаўна мы паўтарылі мадэлявання, што ўпершыню стала вядома ў Durisen і інш. (1986). Movie1 паказвае нелінейнага развіцця дзвюх ўзброеных, спіраль-рэжыме нестабільнасці. Эвалюцыя паказана ў інерцыяльны сістэме адліку і ахоплівае 20 цэнтральных пачатковыя перыяды кручэння. Кожны кадр Movie1 адлюстроўвае чатыры укладзеных контураў isodensity на г/г макс = 0,8, 0,4, 0,04 і 0,004. Праз задні спіральнай структуры, гравітацыйных момантаў здольныя эфектыўна пераразмяркоўваць момант на дынамічных маштабе часу; адносна невялікая колькасць матэрыялу, льецца ў экватарыяльнай дыск (гэта рэчывы дыска не адлюстроўваецца ў Movie1 таму R дыск <0,004 г макс) ; і цэнтральны аб'ект (змяшчае найбольш масавага пачатковага аб'екта) размяшчаецца ў новай канфігурацыі раўнавагі. Відавочна, эвалюцыя двайны зорнай сістэмы, як гэта прапануецца па класічнай гіпотэзы дзялення не адбываецца. Гэта перш за ўсё таму, мадэляванне гэтага тыпу не далі двайны зорнай сістэмы, што класічныя гіпотэзы дзялення страціў у карысць зоркі фарміруецца супольнасць на працягу апошняга дзесяцігоддзя (Боденхеймер і інш. 1993).


4. Дзяленне Гіпотэза Ажыўшыя

Цікава, што нестабільнасць ілюструецца Movie1 вырабляе канчатковага стану аб'екта ўстойлівы (далей как''''окончательного бар), які дынамічна стабільнай, мае T/| W | = 0,25, і рашуча неосесимметричных структуры. Шмат у чым гэта канчатковае бар, здаецца, сцісканай аналаг эліпсоіду Рыма, але, як Movie2 ілюструе, канфігурацыі валодае нетрывіяльнай ўнутраных рухаў. У першым кадры Movie2, 108 пробных часціц былі выстраіліся ўздоўж галоўнай восі канчатковага бар. Пасля гэтага часціцы вынікаюць, як яны рухаюцца ўздоўж экватарыяльнай плоскасці току плыні, як разглядаць у сістэме адліку, што круціцца з агульнай хуткасці структура канчатковага бар. Ілюструецца паток цалкам prograde і ў значнай ступені дыферэнцыяльных, але ёсць невялікі аб'ём недалёка ад цэнтра канфігурацыі, што рухаецца гарманічна. У Movie3 мы Праілюструем 3D патоку вобласці канчатковага бар. У першым кадры Movie3, вертыкальны ліст пробных часціц была alligned з вялікай восі канчатковага бар. Наступнага руху гэтых часціц паказвае, што існуе адносна невялікае вертыкальнае рух вадкасці, і, хоць гэта залежыць ад R і Q, кутні хуткасцю (х) амаль не залежыць ад z. Магчыма, таму, каб зразумець гэта і аналагічных сістэм у тэрмінах уласцівасцяў просты, 2D неосесимметричных структур.

Movie2
Quicktime
(5747 K)
Movie3
Quicktime
(3376 K)

Андалиба (1998) нядаўна распрацавала самосогласованного поля метад, які можа быць выкарыстаны для

Movie4
Quicktime
(6927 K)
Пабудуем раўнавагу мадэлі бясконца тонкай, самогравитирующих газавых дысках з () сцісканай раўнанняў стану, (б) неосесимметричных структур, і (с) нетрывіяльных ўнутраных рухаў. Патрабуючы, што дыскі маюць раўнамернае vortensity (вызначаецца як стаўленне віхуры да шчыльнасці масы), Андалиба паспяхова пабудаваныя раўнавагі дыскі з политропного індэксы 0 <N <1,3 і малое-вялікі восі адносін у дыяпазоне 0,06 B </ 0,80. < Movie4 ілюструе ўнутраны паток з чатырох сцісканай дыскаў Андалиба з неосесимметричных структур: адна з поўнай рэтраградна ўнутраных рухаў (R), адзін з цалкам prograde ўнутраных рухаў (P), адзін з віхурамі заціснутай паміж асобнымі рэгіёнамі prograde і рэтраградна патоку (V) і агульнай абалонкі бінарных (гантелевидных) канфігурацыі (D).

Падабенства патоку паказана на Movie2 і плыні ў мадэлі P Андалиба's (Movie4) дзівіць. Мабыць у мадэлі Андалиба забяспечвае добрую 2D аналаг 3D''окончательного бар'', які ўтвараецца ў выніку нашага поўнага гідрадынамічнага мадэлявання двуруком, спіраль нестабільнасці рэжыму (Movie1). Акрамя таго, праца Андалиба дэманструе, што мадэль P з'яўляецца толькі адным з серыі сцісканай мадэлі з нетрывіяльнай ўнутраных патокаў, якія вызначае роўную эліптычную-гантэлі-бінарную паслядоўнасць. Мы падазраем, таму, што канчатковае бары сядзіць на аналагічны (3D) паслядоўнасці і што, калі ён астуджаецца павольна, яна будзе развівацца ўздоўж паслядоўнасці агульнай абалонкі бінарнай канфігурацыі, такія як адзін ілюструе мадэль D у Movie4. Дадатковая падтрымка для гэтай гіпотэзы зыходзіць ад новых і Tohline (1997), якія паказалі, што стабільная, роўнай масе агульнай абалонкі двайковыя файлы могуць быць пабудаваныя для цалкам 3D вадкасці сістэмы з досыць сцісканай ўраўненні стану. Такім чынам, уяўляецца відавочным, што шырокі спектр хутка верціцца, неосесимметричных сістэмы могуць быць пабудаваны з сцісканай раўнанняў стану. Гэтая праца дае нам упэўненасць, што ізноў дзялення прапануе надзейны шлях да бінарнай зоркаўтварэньня. Будучыя даследаванні прызначаны для мадэлі павольнага астуджэння і сціску першапачаткова неосесимметричных канфігурацый як канчатковы бар апісаныя вышэй, павінны прадэманстраваць Ці гэты сцэнар з'яўляецца правільным.


5. Падзякі

Гэтая праца была падтрымана, у прыватнасці, ад Нацыянальнага навуковага фонду ЗША праз гранты АСТ-9528424 і, у прыватнасці, за кошт субсідый з высокага - вылічальных час выступлення на Сан-Дыега суперкамп'ютэрны цэнтр і праз праграму ПЭТ з гидрографическое кіраванне ВМС DoD Асноўныя Агульны рэсурсны цэнтр у Стеннис, MS.


6. Спіс літаратуры

Андалиба, SW (1998), Структура і стабільнасць выбраных, 2-D самогравитирующих сістэмы, к.т.н. Дысертацыя, Дзяржаўны універсітэт Луізіяны

Боденхеймер П., Ruzmaikina, Т. і Мацье, RD (1993), у протозвезды і планет, III, выд. Э. Леві і СА Lunine. Універсітэт Арызоны Прэс, Тусоне, Арызона, ЗША стар 367

Чандрасекара, С. (1969), Эллипсоидальное фігур раўнавагі. Ельскага універсітэта, Нью-Хейвен, штат Канэктыкут, ЗША

Durisen, RH, Gingold, RA, Tohline, JE і Boss, А. П. (1986), Ap.J., 305 стр. 281

Durisen, RH і Tohline, JE (1985), у протозвезды і планет, II, выд. DC Чорны і М. Мэцьюз. Універсітэт Арызоны Прэс, Тусоне, Арызона, ЗША стар 534

Хаўзер, JL, Центрелла, Дж., Сміт, SC (1994), Phys. Вялебны Lett., 72, стр. 1314

Клейн А.Г., Маккей, CF і Фішэр, Р. (1998), гэтыя разбору

Мацье, RD (1994), Эн. Вялебны астранамічны. Ар., 32, стр. 465

Новы, KBC і Tohline, JE (1997), Ap.J., 490, стар 311

Острайкер, JP і Боденхеймер, П. (1968), Ap.J., 151, стар 1089

Уільямс, HA і Tohline, JE (1988), Ap.J., 334, стар 449

Published (Last edited): 31-03-2011 , source: http://www.phys.lsu.edu/astro/nap98/bf.final.html