본디 강착 문서 원본 보기

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[[천체물리학]]에서 '''본디 강착'''({{llang|en|Bondi accretion}})은 [[헤르만 본디]]의 이름을 딴 것으로 '''본디-호일-리틀턴 강착'''(Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion)이라고도 하는데 [[성간매질]]을 통해 이동하는 [[밀집성|소형 물체]] 상에 형성되는 구형의 [[강착]]을 의미한다. 이는 일반적으로 [[중성자별]]과 [[블랙홀]] 강착의 맥락에서 사용된다. 본디 강착율의 대략적인 형태를 달성하기 위해, 강착의 증가는 다음의 비율

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

으로 발생하는 것으로 가정한다.

여기서, 

* <math>\rho</math> 는 주변 밀도이고,
* <math>v</math> 는 물체의 속도 <math>v_o</math> 또는  <math>v_o < c_s</math>인 경우에 주변 매체에서의 [[음속]] <math>c_s</math>이고, 
* <math>R</math> 은  <math>2 G M / c_s^2</math> 로 정의되는 본디 반경이다.

본디 반경은 탈출 속도가 음속과 동일하게 될 때의 반경이다. 이는 아음속 낙하와 초음속 낙하 사이의 경계를 나타낸다.<ref>{{저널 인용|제목=A Review of Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion|저널=New Astronomy Reviews|성=Edgar|이름=Richard|url=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March09/Edgar/Edgar2.html|날짜=21 Jun 2004|권=48|호=10|쪽=843–859|언어=en|arxiv=astro-ph/0406166|bibcode=2004NewAR..48..843E|doi=10.1016/j.newar.2004.06.001|확인날짜=19 February 2018}}</ref> 위 방정식에 본디 반경을 대입하면 다음의 결과,

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

이 된다.

이는 엄격한 정의가 아닌 스케일링 관계일 뿐이다. 보다 완전한 해는 본디의 원래 논문과 기타 두편의 논문에서 찾을 수 있다.

== 원시행성의 형성에 적용 ==
행성이 원시행성 원반에서 형성될 때, 행성이 대기를 형성할 수 있으려면 원반의 가스가 본디 구체(Bondi sphere)로 하강하여야 한다. 충분히 거대한 행성의 경우 초기에 축적된 가스가 본디 구체를 빠르게 채울 수 있다. 이 시점에서 행성이 더 많은 대기를 흡수할 수 있으려면 [[켈빈-헬름홀츠 기작|켈빈-헬름홀츠 메커니즘]]을 통해 대기가 냉각되고 수축되어야 한다.

== 서지 ==
* 본디(1952) ''[[왕립천문학회 월간 공지|MNRAS]]'' 112, 195, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1952MNRAS.112..195B 링크]
* 메스텔 (1954) ''MNRAS'' 114, 437, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1954MNRAS.114..437M 링크]
* [[프레드 호일|호일]]과 리틀턴 (1941) ''MNRAS'' 101, 227

== 각주 ==
{{각주}}

[[분류:성간매질]]