ボンディ降着流のソースを表示

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[[天体物理学]]において、'''ボンディ降着流'''（ボンディこうちゃくりゅう、{{Lang-en-short|Bondi accretion}}）とは[[星間物質]]中を進む[[コンパクト星|コンパクト天体]]への球対称な{{仮リンク|降着流|en|Accretion (astrophysics)}}をいう。[[ヘルマン・ボンディ]]に因みこう呼ばれる。一般に、[[中性子星]]および[[ブラックホール]]への降着に関する文脈で用いられる。ボンディ降着速度は、次のような近似式で表わされると仮定される。

<math> \dot{M} \simeq \pi R^2 \rho v, </math>

ここで、<math> \rho </math> は周辺密度、<math>v</math> は天体の速さもしくは周辺物質の[[音速]] <math>c_s</math> のうち大きな方、<math>R</math> はボンディ半径であり、有効面積を与える。有効半径については、天体の[[宇宙速度|脱出速度]]と相対速度を結んだ下の等式が成り立つ。

<math> \sqrt{\frac{2 G M}{R}} \simeq c_s, </math>

これを解けば、次を得る。

<math> R\simeq\frac{2 G M}{c_s^2} </math>.  

したがって降着速度は以下のように得られる。

<math> \dot{M} \simeq \frac{ \pi \rho G^2 M^2 }{c_s^3} </math>.

以上は厳密な定義というよりも単にスケーリング則である。ボンディの原論文および他の二つの論文にはより完全な解が掲載されている。

== 原始惑星の降着流への応用 ==
[[原始惑星系円盤]]内において[[原始惑星]]が形成される過程において、惑星に大気が降着できるためには、円盤内の気体がボンディ球の内部に落下する必要がある。十分に質量の大きい惑星では、初期に降着した気体でボンディ球は速やかに満たされる。すると、惑星にそれ以上の大気が降着するためには既に降着した大気が冷却され、（[[ケルビン・ヘルムホルツ機構]]を通じ）収縮する必要がある。

== 参考文献 ==
* Bondi (1952) ''MNRAS'' 112, 195, [[bibcode:1952MNRAS.112..195B|link]]
* Mestel (1954) ''MNRAS'' 114, 437,  [[bibcode:1954MNRAS.114..437M|link]]
* [[フレッド・ホイル|Hoyle]] and [[レイモンド・リットルトン|Lyttleton]] (1941) ''MNRAS'' 101, 227

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