洛希瓣

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洛希瓣是包圍在恆星周圍的空間,在這個範圍內的物質會受到該天體的引力約束而在軌道上環繞著。如果恆星膨脹至洛希瓣的範圍之外,這些物質將會擺脫掉恆星引力的束縛。如果這顆恆星是聯星系統,則這些物質會經由內拉格朗日點落入伴星的範圍內。等位面的臨界引力邊界形狀類似淚滴形,淚滴形的尖端指向另一顆伴星(尖端位於系統的L1拉格朗日點)。它不同於洛希極限,後者是僅由引力維繫在一起的物質受到潮汐力作用開始崩解的距離;它也與洛希球不同,那是在一個天體周圍的空間,在受到另一個它所環繞的更巨大天體的攝動時,仍能維持小天體的軌道穩定,接近球形的引力球。洛希瓣、洛希極限和洛希球都是以法國天文學家愛德華·洛希的名字命名的。

洛希瓣的定義[编辑]

在質量比為2的聯星中,在相同轉動方向系統下的三度空間洛希等位面。在等位面下面底部的淚滴形圖被稱為恆星的洛希瓣。L1, L2 and L3是引力互相抵消的拉格朗日點。如果恆星的物質已經充滿了洛希瓣,則物質可以從恆星L1點的鞍部流向它的伴星Source

在有著圓軌道的聯星系統中,它通常能在隨著天體一起轉動的座標系統中很有效的描述。除了重力之外還必須考慮離心慣性力。可以用勢能一起描述這兩種力,因此,例如,恆星的表面可以沿著等位面表面伸展。

在靠近個別的恆星時,相同的重力等位面形狀是接近球形的,並且與靠近的恆星是同心球。在離恆星系統較遠處,等位面的形狀接近橢球體,並且延伸的方向平行於兩顆恆星的聯心軸線的方向。臨界的等位面和系統本身的L1拉格朗日點相交會,在各自瓣圖中形成在兩顆恆星之間的8字形瓣圖。這個臨界的等位面定義出洛希瓣[1]

當相對於共同轉動系統中的物質流動時,似乎會採取像科氏力的行為。這不是從洛希瓣的模型推導倒出來的,科氏力是不守恒力(也就是說,不能以純量來處理)。

質量轉移[编辑]

當一顆恆星"超越了洛希瓣",它的表面擴展至洛希瓣之外,同時超越過洛希瓣的物質會經由L1拉格朗日點掉落至伴星的落希瓣之內。在聯星演化的過程中,這種質量傳輸被稱為洛希瓣溢流(洛希瓣超流)

原則上,質量傳輸可能導致天體完全的解體,因為質量的減少會導致落希瓣的萎縮。但是,有幾個原因使這種情況通常不至於發生。首先,捐助恆星的質量減縮會導致捐助者的縮小,這可能會阻礙後續的捐助。其次,在聯星的兩顆恆星之間的質量傳輸還包括了角動量的傳輸。當物質從質量較大的恆星捐助給原本質量較小的恆星增生時,通常會導致軌道的收縮,反過來造成聯星軌道的膨脹(根據質量守恆和角動量守恆的設想)。聯星軌道的擴大將導致較少的戲劇性收縮,或甚至會擴大捐助者的洛希瓣,而這通常會阻止捐助者受到破壞。

要測量質量傳輸的穩定性和捐助者確實的萎縮,需要實際計算捐助恆星的半徑和之後的洛希瓣質量傳輸;如果恆星擴張的比洛希瓣的縮小還快,或是縮小的比洛希瓣拖拉的時間還慢,質量的傳輸會變得不穩定而導致捐助恆星可能的瓦解。如果捐助恆星擴張的較慢,或是收縮得比洛希瓣快,質量的傳輸通常會保持穩定並且可以持續很長的時間。

由於洛希瓣溢流的質量傳輸幾種易懂的天文現象之一,包括大陵五系統再發新星(包含一顆紅巨星和一顆白矮星聯星,並且相距的距離組以使紅巨星的物質逐漸流動至白矮星)、X射線聯星毫秒脈衝星

洛希瓣的幾何[编辑]

洛希瓣的精確形狀取決於質量比,並且必須經過數值的計算。但是,在多數的用途中,都使用形狀近似和有著相同體積的洛希瓣。一個有著球形和半徑的近似計算公式如下:

for

並且

對於

此處,A是系統的半長軸是環繞著質量為的洛希瓣的半徑。這些公式大約可以精確到2%以內[1]

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 Paczynski, B. Evolutionary Processes in Close Binary Systems. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1971, 9: 183–208. Bibcode:1971ARA&A...9..183P. doi:10.1146/annurev.aa.09.090171.001151.  编辑