The infall of gas onto a binary sys

The infall of gas onto a binary system allows the formation of circumstellar and circumbinary discs. The formation of such a disc will occur for any binary system in which infalling gas which contains some degree of angular momentum.[4] A general progression of disc formation is observed with increasing levels of angular momentum:

Circumprimary disc is one which orbits the primary (i.e. more massive) star of the binary system.[4] This type of disc will form through accretion if any angular momentum is present in the infalling gas.[4]
Circumsecondary disc is one which orbits around the secondary (i.e. less massive) star of the binary star system. This type of disc will only form when a high enough level of angular momentum is present within the infalling gas. The amount of angular momentum required is dependent on the secondary-to-primary mass ratio.
Circumbinary disc is one which orbits about both the primary and secondary stars. Such a disc will form at a later time than the circumprimary and circumsecondary discs, with an inner radius much larger than the orbital radius of the binary system. A circumbinary disc may form with an upper mass limit of approximately 0.005 solar masses,[5] at which point the binary system is generally unable to perturb the disc strongly enough for gas to be further accreted onto the circumprimary and circumsecondary discs.[4] An example of a circumbinary disc may be seen around the star system GG Tauri.[6]
Once a circumstellar disc has formed, spiral density waves are created within the circumstellar material via a differential torque due to the binary's gravity.[4] The majority of these discs form axissymmetric to the binary plane, but it is possible for processes such as the Bardeen-Petterson effect,[7] a misaligned dipole magnetic field[8] and radiation pressure[9] to produce a significant warp or tilt to an initially flat disc.

Strong evidence of tilted discs is seen in the systems Her X-1, SMC X-1, and SS 433 (among others), where a periodic line-of-sight blockage of X-ray emissions is seen on the order of 50–200 days; much slower than the systems' binary orbit of ~1 day.[10] The periodic blockage is believed to result from precession of a circumprimary or circumbinary disc, which normally occurs retrograde to the binary orbit as a result of the same differential torque which creates spiral density waves in an axissymmetric disc.

Evidence of tilted circumbinary discs can be seen through warped geometry within circumstellar discs, precession of protostellar jets, and inclined orbits of circumplanetary objects (as seen in the eclipsing binary TY CrA).[5] For discs orbiting a low secondary-to-primary mass ratio binary, a tilted circumbinary disc will undergo rigid precession with a period on the order of years. For discs around a binary with a mass ratio of one, differential torques will be strong enough to tear the interior of the disc apart into two or more separate, precessing discs.[5]

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

การก่อตัวของ circumstellar และ circumbinary infall ก๊าซลงในระบบฐานสองได้ การก่อตัวของแผ่นดิสก์ดังกล่าวจะเกิดขึ้นสำหรับระบบไบนารีใด ๆ ซึ่งก๊าซ infalling ซึ่งประกอบด้วยบางส่วนของโมเมนตัมเชิงมุม [4] ความก้าวหน้าทั่วไปของการสร้างแผ่นดิสก์เป็นที่สังเกต ด้วยการเพิ่มระดับของโมเมนตัมเชิงมุม:Circumprimary ดิสก์เป็นหนึ่งที่ orbits หลัก (เช่นมากขึ้น) ดาวระบบฐานสอง [4] ดิสก์ชนิดนี้จะฟอร์มผ่าน accretion ที่จดจำหากโมเมนตัมเชิงมุมใด ๆ ที่มีอยู่ในก๊าซ infalling [4]Circumsecondary ดิสก์เป็นหนึ่งที่โคจรใกล้ดาวรอง (เช่นน้อยกว่าขนาดใหญ่) ของระบบดาวคู่ ดิสก์ชนิดนี้จะเป็นเฉพาะเมื่อโมเมนตัมเชิงมุมในระดับสูงพอที่มีอยู่ในก๊าซ infalling จำนวนโมเมนตัมเชิงมุมที่ต้องจะขึ้นอยู่กับอัตราส่วนมวลมัธยมประถมCircumbinary ดิสก์เป็นหนึ่งที่วงโคจรคือดาวทั้งสองหลัก และรอง แผ่นดิสก์จะฟอร์มในภายหลังกว่า circumprimary และ circumsecondary แผ่น มีรัศมีภายในใหญ่กว่ารัศมีวงโคจรของระบบไบนารี ดิสก์ circumbinary อาจเป็น ด้วยข้อจำกัดโดยรวมของประมาณ 0.005 มวลดวงอาทิตย์, [5] ซึ่งในขณะที่ระบบไบนารีโดยทั่วไปไม่สามารถ perturb ดิสก์อย่างยิ่งพอสำหรับแก๊สจะเพิ่มเติมนั้นลงบนแผ่น circumprimary และ circumsecondary [4] ตัวอย่างของแผ่น circumbinary อาจจะเห็นรอบระบบดาว GG Tauri [6]เมื่อแผ่นดิสก์ circumstellar มีเกิดขึ้น เกลียวคลื่นความหนาแน่นถูกสร้างขึ้นภายในวัสดุ circumstellar ผ่านแรงบิดแตกต่างกันเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของไบนารี [4] ส่วนใหญ่เหล่านี้ดิสก์แบบ axissymmetric ไปยังเครื่องบินไบนารี แต่เป็นไปได้สำหรับกระบวนการเช่นบาร์ดีน Petterson ผล, [7] สนามแม่เหล็กตรงไดโพล [8] และรังสีความดัน [9] การ warp สำคัญ หรือไม่เอียงจะเป็นแผ่นแบนตอนแรกหลักฐานของแผ่นเอียงจะเห็นในระบบ X-1, SMC X-1 และเธอ SS 433 (กลุ่มอื่น ๆ), ซึ่งมีให้เห็นการอุดตันเส้นของสายตาเป็นครั้งคราวปล่อยเอ็กซเรย์ระหว่าง 50-200 วัน ช้ามากลงกว่าไบนารีของระบบโคจรของ ~ 1 วัน [10] อุดตันเป็นครั้งคราวก็เชื่อว่าเป็นผลมาจากการหมุนควงของ circumprimary หรือ circumbinary ดิสก์ ซึ่งโดยปกติเกิดขึ้นกลไกการโคจรไบนารีเป็นผลมาจากแรงบิดแตกต่างเดียวที่สร้างเกลียวคลื่นความหนาแน่นในการดิสก์ axissymmetricหลักฐานของแผ่นเอียง circumbinary สามารถมองเห็นผ่านผิดรูปเรขาคณิตภายในดิสก์ circumstellar การหมุนควงของ protostellar jets และเอียงวงโคจรของวัตถุ circumplanetary (เท่าที่เห็นในไบนารี eclipsing TY CrA) [5] สำหรับดิสก์โคจรต่ำมัธยมประถมมวลอัตราส่วนไบนารี แผ่นเอียง circumbinary จะได้รับการหมุนควงแข็ง มีระยะเวลาระหว่างปี สำหรับดิสก์รอบอัตราส่วนมวลของไบนารี torques ต่างจะแข็งแรงพอที่จะฉีกออกจากกันภายในของดิสก์เป็นสอง หรือมากกว่าสองแผ่นแยก precessing [5]

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

infall ของก๊าซเข้าสู่ระบบเลขฐานสองจะช่วยให้การก่อตัวของแผ่นดิสก์ที่ล้อมรอบและ circumbinary การก่อตัวของแผ่นดิสก์ดังกล่าวจะเกิดขึ้นสำหรับระบบเลขฐานสองใด ๆ ในที่ที่ตกลงก๊าซที่มีระดับของโมเมนตัมเชิงมุมบาง. [4] ความก้าวหน้าทั่วไปของการสร้างแผ่นดิสก์เป็นที่สังเกตมีการเพิ่มระดับของโมเมนตัมเชิงมุม:

. แผ่นดิสก์ Circumprimary หนึ่งที่โคจรหลัก (คือใหญ่กว่า) ดาวเด่นของระบบเลขฐานสอง [4] ประเภทของแผ่นนี้จะฟอร์มผ่านเพิ่มถ้าโมเมนตัมเชิงมุมใด ๆ ที่มีอยู่ในก๊าซที่ตกลง. [4]
แผ่นดิสก์ Circumsecondary หนึ่งที่โคจรรอบรอง (เช่นขนาดใหญ่น้อยกว่า) ดาวของระบบดาวคู่ ประเภทของแผ่นดิสก์นี้จะเกิดขึ้นเมื่อระดับสูงพอโมเมนตัมเชิงมุมเป็นปัจจุบันภายในก๊าซที่ตกลง ปริมาณของโมเมนตัมเชิงมุมที่จำเป็นขึ้นอยู่กับอัตราส่วนโดยมวลรองเพื่อหลัก
แผ่นดิสก์ Circumbinary หนึ่งที่โคจรรอบเกี่ยวกับทั้งระดับประถมศึกษาและมัธยมศึกษาดาว เช่นแผ่นดิสก์จะฟอร์มในเวลาต่อมากว่าแผ่น circumprimary และ circumsecondary มีรัศมีภายในมีขนาดใหญ่กว่ารัศมีโคจรของระบบเลขฐานสอง แผ่น circumbinary อาจมีข้อ จำกัด มวลบนของประมาณ 0.005 เท่าของดวงอาทิตย์ [5] จุดที่ระบบเลขฐานสองโดยทั่วไปไม่สามารถที่จะรบกวนแผ่นดิสก์อย่างมากพอสำหรับก๊าซที่จะรับรู้เพิ่มเติมลงบนแผ่น circumprimary และ circumsecondary. [4] ตัวอย่างของแผ่นดิสก์ circumbinary อาจจะมองเห็นได้รอบระบบดาว GG Tauri. [6]
เมื่อแผ่นดิสก์ที่ล้อมรอบได้เกิดขึ้น คลื่นความหนาแน่นของเกลียวจะถูกสร้างขึ้นภายในวัสดุที่ล้อมรอบผ่านแรงบิดค่าเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของไบนารี. [4] ส่วนใหญ่ของแผ่นดิสก์เหล่านี้ในรูปแบบ axissymmetric กับระนาบไบนารี แต่มันเป็นไปได้สำหรับกระบวนการต่าง ๆ เช่นผล Bardeen-Petterson [7] สนามแม่เหล็ก misaligned ขั้ว [8] และความดันรังสี [9] การผลิตวิปริตอย่างมีนัยสำคัญหรือเอียง เพื่อแผ่นแบนแรก

หลักฐานของแผ่นเอียงจะเห็นในระบบของเธอ X-1, SMC X-1 และเอสเอส 433 (อื่น) ซึ่งเป็นสายของสายตาเป็นระยะการอุดตันของการปล่อยรังสีเอ็กซ์มีให้เห็นในการสั่งซื้อของ 50- 200 วัน; ช้ากว่าวงโคจรไบนารีระบบของ ~ 1 วัน. [10] การอุดตันเป็นระยะ ๆ เชื่อว่าจะเป็นผลมาจากการหมุนควงของแผ่นดิสก์หรือ circumprimary circumbinary, ซึ่งปกติจะเกิดขึ้นถอยหลังเข้าคลองไป Binary Orbit ที่เป็นผลมาจากแรงบิดค่าเดียวกันซึ่งจะสร้างคลื่นความหนาแน่นของเกลียวในแผ่นดิสก์ axissymmetric

หลักฐานของแผ่น circumbinary เอียงสามารถมองเห็นผ่านรูปทรงเรขาคณิตเหยเกภายในแผ่นล้อมรอบ, precession ของเครื่องบิน protostellar และวงโคจรเอียงของวัตถุ circumplanetary (เท่าที่เห็นใน TY ไบนารี eclipsing CRA). [5] สำหรับแผ่นโคจรต่ำไบนารีอัตราส่วนโดยมวลรองเพื่อหลักแผ่น circumbinary เอียงจะได้รับการ precession แข็งมีระยะเวลาในการสั่งซื้อของปีที่ผ่านมา สำหรับแผ่นรอบไบนารีที่มีอัตราส่วนมวลหนึ่ง, แรงบิดค่าจะมีความแข็งแรงพอที่จะฉีกขาดภายในของแผ่นดิสก์ออกจากกันเป็นสองคนหรือมากกว่าที่แยกต่างหากแผ่น precessing. [5] หลักฐานของแผ่น circumbinary เอียงสามารถมองเห็นผ่านรูปทรงเรขาคณิตเหยเกภายในแผ่นล้อมรอบ, precession ของเครื่องบิน protostellar และวงโคจรเอียงของวัตถุ circumplanetary (เท่าที่เห็นใน TY ไบนารี eclipsing CRA). [5] สำหรับแผ่นโคจรต่ำไบนารีอัตราส่วนโดยมวลรองเพื่อหลักแผ่น circumbinary เอียงจะได้รับการ precession แข็งมีระยะเวลาในการสั่งซื้อของปีที่ผ่านมา สำหรับแผ่นรอบไบนารีที่มีอัตราส่วนมวลหนึ่ง, แรงบิดค่าจะมีความแข็งแรงพอที่จะฉีกขาดภายในของแผ่นดิสก์ออกจากกันเป็นสองคนหรือมากกว่าที่แยกต่างหากแผ่น precessing. [5] หลักฐานของแผ่น circumbinary เอียงสามารถมองเห็นผ่านรูปทรงเรขาคณิตเหยเกภายในแผ่นล้อมรอบ, precession ของเครื่องบิน protostellar และวงโคจรเอียงของวัตถุ circumplanetary (เท่าที่เห็นใน TY ไบนารี eclipsing CRA). [5] สำหรับแผ่นโคจรต่ำไบนารีอัตราส่วนโดยมวลรองเพื่อหลักแผ่น circumbinary เอียงจะได้รับการ precession แข็งมีระยะเวลาในการสั่งซื้อของปีที่ผ่านมา สำหรับแผ่นรอบไบนารีที่มีอัตราส่วนมวลหนึ่ง, แรงบิดค่าจะมีความแข็งแรงพอที่จะฉีกขาดภายในของแผ่นดิสก์ออกจากกันเป็นสองคนหรือมากกว่าที่แยกต่างหากแผ่น precessing. [5] แผ่น circumbinary เอียงจะได้รับการ precession แข็งมีระยะเวลาในการสั่งซื้อของปีที่ผ่านมา สำหรับแผ่นรอบไบนารีที่มีอัตราส่วนมวลหนึ่ง, แรงบิดค่าจะมีความแข็งแรงพอที่จะฉีกขาดภายในของแผ่นดิสก์ออกจากกันเป็นสองคนหรือมากกว่าที่แยกต่างหากแผ่น precessing. [5] แผ่น circumbinary เอียงจะได้รับการ precession แข็งมีระยะเวลาในการสั่งซื้อของปีที่ผ่านมา สำหรับแผ่นรอบไบนารีที่มีอัตราส่วนมวลหนึ่ง, แรงบิดค่าจะมีความแข็งแรงพอที่จะฉีกขาดภายในของแผ่นดิสก์ออกจากกันเป็นสองคนหรือมากกว่าที่แยกต่างหากแผ่น precessing. [5]

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

การ infall ก๊าซบนระบบไบนารี ช่วยสร้างและ circumstellar circumbinary แผ่นดิสก์ การก่อตัวของแผ่นดิสก์จะเกิดขึ้นกับระบบไบนารีที่ infalling ก๊าซซึ่งประกอบด้วยบางส่วนของโมเมนตัมเชิงมุม [ 4 ] ความก้าวหน้าทั่วไปของการพัฒนาดิสก์และเพิ่มระดับของโมเมนตัมเชิงมุม :circumprimary แผ่นหนึ่งซึ่งวงโคจรหลัก ( เช่นขนาดใหญ่มากกว่า ) ดาวของระบบไบนารี [ 4 ] ดิสก์ชนิดนี้จะฟอร์มผ่านหรือไม่ถ้าโมเมนตัมเชิงมุมอยู่ใน infalling แก๊ส [ 5 ]circumsecondary แผ่นหนึ่งซึ่งโคจรรอบรอง ( เช่นขนาดใหญ่น้อย ) ดาวของระบบดาวคู่ . ดิสก์ชนิดนี้จะฟอร์มเมื่อระดับที่สูงพอของโมเมนตัมเชิงมุมอยู่ภายใน infalling ก๊าซ ปริมาณของโมเมนตัมเชิงมุมต้องขึ้นอยู่กับอัตราส่วนมวลระดับประถมศึกษาcircumbinary แผ่นหนึ่งซึ่งโคจรเกี่ยวกับทั้งประถมศึกษาและมัธยมศึกษาที่ดาว เช่นแผ่นดิสก์จะฟอร์มในเวลาต่อมา กว่าแผ่น และ circumsecondary circumprimary กับภายในรัศมีขนาดใหญ่กว่ารัศมีวงโคจรของระบบไบนารี แผ่น circumbinary อาจฟอร์มกับขีดจำกัดมวลบนประมาณ 0.005 แสงอาทิตย์มวล , [ 5 ] ที่จุดระบบไบนารีโดยทั่วไปไม่สามารถที่จะทำให้ยุ่งเหยิงแผ่นดิสก์อย่างมากเพียงพอ สำหรับก๊าซจะเพิ่มเติม accreted ลงบนแผ่นดิสก์และ circumprimary circumsecondary [ 4 ] ตัวอย่างของแผ่นดิสก์ circumbinary อาจจะเห็นรอบ ๆ GG ระบบสตาร์ tauri [ 6 ]เมื่อ circumstellar ดิสก์มีรูปแบบเกลียวคลื่นสร้างขึ้นภายในของวัสดุ circumstellar ผ่านแรงบิดจากความแตกต่างของไบนารีแรงโน้มถ่วง [ 4 ] ส่วนใหญ่ของแผ่นเหล่านี้รูปแบบไบนารี axissymmetric ไปยังเครื่องบิน แต่มันเป็นไปได้สำหรับกระบวนการเช่นผลเพ็ตเตอร์สัน บาร์ดีน [ 7 ] [ รงขั้วสนามแม่เหล็ก 8 ] และความดันของการแผ่รังสี [ 9 ] ผลิตบิดหรือเอียงไปทางแบนในตอนแรกหลักฐานที่แข็งแกร่งของแผ่นเอียงให้เห็นเป็นระบบของเธอ X-1 , SMC X-1 และ SS 433 ( ของผู้อื่น ) ที่บรรทัดเป็นระยะสายตาจุกปล่อยรังสีเอกซ์จะเห็นในการสั่งซื้อ 50 – 200 วัน ช้ากว่าระบบไบนารีวงโคจรของ ' ~ 1 วัน [ 10 ] จุกเป็นระยะ ๆ เชื่อว่าผลของการหมุนควงของแผ่นดิสก์ circumprimary หรือ circumbinary ซึ่งปกติเกิดขึ้นจะโคจรถอยหลังไบนารีผลเหมือนกันค่า แรงบิดเกลียวคลื่นที่สร้างความหนาแน่นในแผ่นดิสก์ axissymmetric .หลักฐานของการเอียง circumbinary แผ่นดิสก์ที่สามารถมองเห็นผ่านทางเรขาคณิตเหยเกภายใน circumstellar ดิสก์ protostellar การหมุนควงของเครื่องบิน และเอียงวงโคจรของวัตถุ circumplanetary ( เท่าที่เห็นในประเภทไบนารีไท CRA ) [ 5 แผ่น ] โคจรต่ำรองหลักอัตราส่วนมวลไบนารี circumbinary เอียงแผ่นดิสก์จะผ่านดาวนิวตรอนที่มีระยะเวลาในงวด ลำดับของปี สำหรับดิสก์รอบไบนารีด้วยอัตราส่วนโดยมวลของค่าแรงบิดจะเข้มแข็งพอที่จะฉีกภายในแผ่นดิสก์ออกจากกันเป็นสองหรือมากกว่าประมวลผลแยกแผ่น [ 5 ]