2015
Magnetorotational instability in decretion disks of critically rotating stars and the outer structure of Be and Be/X-ray disks
KRTIČKA, Jiří, Petr KURFÜRST a Iva KRTIČKOVÁZákladní údaje
Originální název
Magnetorotational instability in decretion disks of critically rotating stars and the outer structure of Be and Be/X-ray disks
Název česky
Magnetorotační nestabilita v dekrečních discích kriticky rotujících hvězd a vnější struktura disků hvězd typu Beas
Autoři
KRTIČKA, Jiří (203 Česká republika, garant, domácí), Petr KURFÜRST (203 Česká republika, domácí) a Iva KRTIČKOVÁ (203 Česká republika, domácí)
Vydání
Astronomy and Astrophysics, EDP Sciences, 2015, 0004-6361
Další údaje
Jazyk
angličtina
Typ výsledku
Článek v odborném periodiku
Obor
10308 Astronomy
Stát vydavatele
Francie
Utajení
není předmětem státního či obchodního tajemství
Odkazy
Impakt faktor
Impact factor: 4.378 v roce 2014
Kód RIV
RIV/00216224:14310/15:00080617
Organizační jednotka
Přírodovědecká fakulta
UT WoS
000346901300087
Klíčová slova česky
hvězdy: ztráta hmoty; hvězdy: vývoj; hvězdy: rotace; hydrodynamics; magnetohydrodynamics
Klíčová slova anglicky
stars: mass-loss; stars: evolution; stars: rotation; hydrodynamics; magnetohydrodynamics
Příznaky
Mezinárodní význam, Recenzováno
Změněno: 7. 4. 2016 09:39, Ing. Andrea Mikešková
V originále
Vývojové modely rychle rotujících hvězd vedou k výsledku, podle kterého rotační rychlost hvězdy může dosáhnout kritické rotační rychlosti. Kriticky rotující hvězdy se již nemohou otáčet rychleji a proto ztrácí nadbytečný moment hybnosti odtékajícím diskem. Radiální dosah disku není známý, částečně proto, že nemáme informaci o radiální závislosti viskozity. V článku studujeme magnetorotační nestabilitu, která je považována za původ anomální viskozity v odtékajících discích. Využíváme analytické výpočty pro studium nestability odtékajících disků ponořených v magnetickém poli. Magnetorotační nestabilita se objeví v blízkosti hvězdy v případě, že plazmatický parametr je dostatečně velký. Ve velkých vzdálenostech od hvězdy nestabilita vymizí v oblasti, kde je oběžná rychlost zhruba rychlosti zvuku. Magnetorotační nestabilita je vhodným zdrojem viskozity v odtékajících discích i v oblastech, kde se radiální rychlost látky blíží rychlosti zvuku. Zvukový bod může být tedy považován za efektivní poloměr disku. Ztráta momentu hybnosti může být počítána právě na tomto poloměru. Studojee možné ověření vnějšího poloměru disku na základě pozororování hvězd a rentgenových dvojhvězd typu Be.
Česky
Evolutionary models of fast-rotating stars show that the stellar rotational velocity may approach the critical speed. Critically rotating stars cannot spin up more, therefore they lose their excess angular momentum through an equatorial outflowing disk. The radial extension of such disks is unknown, partly because we lack information about the radial variations of the viscosity. We study the magnetorotational instability, which is considered to be the origin of anomalous viscosity in outflowing disks. We used analytic calculations to study the stability of outflowing disks submerged in the magnetic field. The magnetorotational instability develops close to the star if the plasma parameter is large enough. At large radii the instability disappears in the region where the disk orbital velocity is roughly equal to the sound speed. The magnetorotational instability is a plausible source of anomalous viscosity in outflowing disks. This is also true in the region where the disk radial velocity approaches the sound speed. The disk sonic radius can therefore be roughly considered as an effective outer disk radius, although disk material may escape from the star to the insterstellar medium. The radial profile of the angular momentum-loss rate already flattens there, consequently, the disk mass-loss rate can be calculated with the sonic radius as the effective disk outer radius. We discuss a possible observation determination of the outer disk radius by using Be and Be/X-ray binaries.
Návaznosti
| GA13-10589S, projekt VaV |
|