Wie kann ich berechnen, wie sich die Trümmer eines an der Roche-Grenze zerrissenen Objekts ausbreiten?

Nehmen wir an, ich habe einen Mond, der einen entfernten Planeten umkreist d . Letztlich, d ≤ d R , wo d R ist die Roche-Grenze des Mond-Planeten-Systems. Ich kann die Masse beider Körper experimentell ermitteln, ebenso ihre Radien und damit ihre Dichte (so kann ich die Roche-Grenze berechnen).

Ich bin jedoch gespannt, wie sich die Trümmer ausbreiten werden, sobald der Mond auseinander gerissen ist. Kann ich mit meinem Wissen den Innen- und Außenradius des neu geformten Rings berechnen? Oder besteht kein direkter Zusammenhang zwischen diesen Radien und den Anfangsbedingungen?

Meine Forschung legt nahe, dass nicht genug über die Ringbildung bekannt ist, um eine endgültige Antwort zu geben. Der Prozess ist nicht schnell, aber es scheint auch, dass Ringe dynamische Systeme mit unbestimmter Stabilität sind. Einige Internetquellen geben die Masse einiger Saturnringe an und viele Quellen berichten über Breiten und Tiefen. Eine Vermutung oder Annahme über die Masse und Partikelgröße Ihres Mondes könnte also auf diese realen Eigenschaften abgebildet werden, um realistische Ergebnisse zu erzielen. Aber wir würden immer noch nicht wissen, ob es richtig war.
Ich würde die Finite-Elemente-Analyse auf einem sehr leistungsfähigen Computercluster verwenden. Trotzdem würde ich den Ergebnissen nicht mehr trauen, als ich einer Fünf-Tage-Wettervorhersage mache. Dies ist ein schwieriges Problem.

Antworten (1)

Ich denke, es gibt zwei Hauptaspekte für die Antwort. 1) Feste/felsige Körper sollten dazu neigen, zu kollidieren, bevor sie die Roche-Grenze erreichen . 2) Wenn gasförmige Körper die Roche-Grenze erreichen (und einen „Roche-Lobe-Überlauf“ erfahren), ist die Dynamik im Grunde die von Testkörpern und ist ziemlich einfach und aus der Dynamik von Doppelsternen gut verständlich. Um beides zu erweitern:

1) Rocky-Roche-Grenze . Wenn Sie an einen gasförmigen Spender denken (das Objekt, das gestört wird), dann ist dies ein irrelevanter Punkt, aber es klingt, als hätten Sie felsig im Sinn. Bis zu einer Größenordnung ist die Roche-Grenze dasselbe wie die Hill-Sphäre oder der Gezeitenradius (z. B. Rees 1988 ) – was einfach der Radius ist, bei dem die Dichte des Donors gleich der durchschnittlichen Dichte des Primärs in a ist Kugel mit diesem Radius:

R t 3 / M ≈ r 3 / m → R t ≈ r ( M / m ) 1 / 3

Gesteinsmaterial variiert sehr wenig in der Dichte (z. B. sind Eisenmeteorite nur etwa doppelt so dicht wie chrondritische ), was bedeutet, dass die Dichten nur sehr nahe dem Radius des Primärs übereinstimmen. Die Gezeitenwölbung in der Sekundärseite (Spender) erleichtert es den Objekten auch, zu kollidieren, bevor sie dieses Kriterium erfüllen.

z.Bhttp://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question38.html

2) Gasförmiger Roche-Lappenüberlauf . Grundsätzlich wird jeder Text über Sterne und Sternensysteme einen Abschnitt über Massentransfer-Binärdateien enthalten , der die Dynamik des Massentransfers beschreibt (dieses PDF ist von Philipp Podsiadlowski, der ein Zauberer auf diesem Gebiet ist) . In der Art von Situation, die Sie beschreiben, wie in (semi-)stabilen binären Systemen, ist es ein sehr allmählicher Prozess, bei dem Material langsam vom Spender abgezogen wird. Dieses Material kann entweder eine Akkretionsscheibe bilden (Material mit hohem Drehimpuls) und sich allmählich auf der Primärscheibe anlagern oder direkt auf die Primärscheibe einwirken (Material mit niedrigem Drehimpuls).

z.Bhttp://www.personal.psu.edu/mtr11/research/journey.html

Wie kann ich berechnen, wie sich die Trümmer eines an der Roche-Grenze zerrissenen Objekts ausbreiten?
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