Đĩa bồi tụ có mặt khắp nơi trong astrop4ics. Là một hệ quả trực tiếp, chúng rất quan trọng cho câu hỏi sau đây.
Hãy xem xét mô hình sau đây, đại diện cho một trong những mô hình đơn giản nhất cho đĩa bồi tụ. Một vật thể trung tâm là một ngôi sao (tiền MS, WD hoặc NS, nhưng không phải là BH) có khối lượng , được bao quanh bởi một đĩa vật liệu phẳng mỏng, tiếp tục cung cấp cho ngôi sao với tốc độ , sao cho lớn hơn nhiều so với thời gian nhiệt và động của ngôi sao (tức là tốc độ bồi tụ chậm). M/ ˙ M
Ở mọi nơi trong đĩa bồi, chuyển động cục bộ của nó gần như tròn và gần Keplerian. Do đó, tại giao diện của ngôi sao và đĩa, đĩa sẽ luôn có xu hướng làm cho ngôi sao quay với vận tốc gần như Kepler. Mặt khác, nếu các phần bên ngoài của sao quay với vận tốc gần bằng Kepler, những phần này sẽ trở nên hấp dẫn tách rời khỏi ngôi sao, điều này sẽ gây ra hậu quả đáng kể cho hình dạng và cấu trúc của sao. Tuy nhiên, chắc chắn, quá trình sẽ diễn ra chậm chạp và động lượng góc có được sẽ được phân phối lại trong ngôi sao.
Bây giờ câu hỏi: Điều gì sẽ xảy ra với ngôi sao nếu nó tiếp cận vận tốc gần như tan vỡ do sự quay tròn như vậy? Điều này liên quan đến một vài câu hỏi con: Làm thế nào gần với tốc độ quay thực sự có thể đến mức quan trọng? Nếu nó có thể đến gần đủ, toàn bộ quá trình sẽ như thế nào? Đó là, điều gì sẽ xảy ra trong thời gian ngắn đối với ngôi sao khi các hiệu ứng xoay vòng sẽ bắt đầu ảnh hưởng đến cấu trúc của nó? Điều gì sẽ xảy ra với ngôi sao trong dài hạn?
Tôi muốn giữ vấn đề này như là một vấn đề hoàn toàn thủy động lực học. Đó là, giả sử, rằng các luật duy nhất liên quan là các luật thủy động lực và trọng lực, với một số tốc độ bồi tụ không đổi được hỗ trợ. Trong thực tế, từ trường cũng đóng một vai trò quan trọng đối với một số ngôi sao và gió sao cũng có thể quan trọng.
Ví dụ về các hệ thống decribed rất nhiều. Nó có thể liên quan đến các biến số cataclysmic, puli milli giây, sao chuỗi chính trước trong một đĩa tiền đạo và nhiều hơn nữa.