ボンダイの集積

天体物理学において、ボンダイ降着（ボンダイ・ホイル・リトルトン降着とも呼ばれる）は、ヘルマン・ボンダイにちなんで名付けられ、星間物質を移動するコンパクトな物体への球状の降着である。これは通常、中性子星とブラックホールの降着の文脈で用いられる。ボンダイ降着速度のおおよその形を得るために、降着は速度で起こると仮定される。

${\displaystyle {\dot {M}}\simeq \pi R^{2}\rho v}$。

どこ：

• ${\displaystyle \rho}$周囲の密度は
• ${\displaystyle v}$物体の速度または周囲の媒体における音速は、${\displaystyle v_{o}}$ ${\displaystyle c_{s}}$${\displaystyle v_{o}$
• ${\displaystyle R}$はボンダイ半径であり、次のように定義されます。${\displaystyle 2GM/c_{s}^{2}}$

ボンダイ半径は、脱出速度を音速と等しく設定し、半径を解くことで得られます。これは亜音速と超音速の落下の境界を表します。^[1]上記の式にボンダイ半径を代入すると、次のようになります。

${\displaystyle {\dot {M}}\simeq {\frac {\pi \rho G^{2}M^{2}}{c_{s}^{3}}}}$。

これらは厳密な定義ではなく、スケーリング関係に過ぎません。より完全な解決策は、Bondi のオリジナルの研究と他の 2 つの論文に記載されています。

原始惑星系円盤で惑星が形成されるとき、惑星が大気を集積するには、円盤内のガスがボンダイ球に落ち込む必要があります。十分に重い惑星の場合、最初に集積したガスはボンダイ球をすぐに満たすことができます。この時点で、惑星がより多くの大気を集積できるようにするには、 大気が冷えて収縮する必要があります (ケルビン-ヘルムホルツ機構による)。

• ボンディ（1952）MNRAS 112、195、リンク
• メステル(1954) MNRAS 114、437、リンク
• ホイルとリトルトン(1941) MNRAS 101、227