Аккреционные диски вездесущи в астрофизике. Как прямое следствие, они важны для следующего вопроса.
Рассмотрим следующую модель, представляющую одну из самых простых моделей для аккреционных дисков. Центральным объектом является звезда (до MS, WD или NS, но не ЧД) массой , окруженная тонким плоским диском из материала, который непрерывно питает звезду со скоростью ˙ M , такой, что M / ˙ M намного больше, чем тепловая и динамическая шкала времени звезды (т.е. скорость аккреции медленная).
Повсюду в аккреционном диске его локальное движение почти круговое и почти кеплеровское. Поэтому на границе звезды и диска диск всегда будет стремиться заставить звезду вращаться с почти кеплеровскими скоростями. С другой стороны, если бы внешние звёздные части вращались с почти кеплеровскими скоростями, эти части стали бы гравитационно оторванными от звезды, что имело бы существенные последствия для формы и структуры звезды. Конечно, процесс будет медленным, и полученный момент импульса будет перераспределен внутри звезды.
Теперь вопрос: что будет со звездой, если она приблизится к скоростям распада из-за такого раскрутки? Это включает в себя несколько подвопросов: насколько близка скорость вращения к критической? Если это может быть достаточно близко, как бы выглядел весь процесс? То есть, что произойдет в краткосрочной перспективе со звездой, когда эффекты вращения начнут влиять на ее структуру? Что будет со звездой в долгосрочной перспективе?
Я хотел бы сохранить эту проблему как чисто гидродинамическую. То есть, предположим, что единственными закономерностями являются гидродинамический и гравитационный, с некоторой постоянной скоростью аккреции. В действительности магнитные поля также играют важную роль для некоторых звезд, и звездные ветры также могут быть важны.
Примеров описанных систем множество. Это может касаться катаклизмов, миллисекундных пульсаров, звезды перед главной последовательностью в протопланетном диске и многих других.