Meet Peter Quigley!
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Peter Quigley is a second-year Master’s student at Western University, working under the supervision of Professor Carol E. Jones. His project focuses on simulating the evolution of viscous disks around massive, rapidly rotating stars using custom-built hydrodynamics code.
Be stars are a special class of B stars, the second most massive stars, which rotate close to the critical velocity where their outer layers are no longer supported by pressure. Due to a phenomenon at the surface, material is continuously ejected from the equator into orbit around the star, gradually forming a hot, viscously coupled ‘decretion’ disk. As the disk is constantly supplied with new material from the inner edge, angular momentum is transported outwards, causing the disk to grow. In many cases, a binary companion orbits the Be star and feeds off the decreting material in repeating energetic events.
Because of the unique feeding mechanism of their disks, Be stars serve as important checks on astronomers’ understanding of stellar evolution, fluid dynamics, and orbital mechanics. Peter’s project aims to closely examine the angular momentum lost by the star to the disk and track its flow throughout the disk’s evolution. By measuring the amount of angular momentum that flows away from the star, Peter hopes to better constrain the processes at the surface that keep the star rotating near the critical rate. He aims to achieve this by using a 3D hydrodynamics code to build a number of ‘typical’ Be binary systems, each with a preconstructed disk, and recording the position and velocity of particles that are accreted onto the primary or secondary star and those ejected from the simulation entirely. This approach allows precise measurement of how orbital parameters, initial disk conditions, and injection rates can change accretion flows in these fascinating stellar systems.
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Peter Quigley est étudiant à la maîtrise en deuxième année à l’Université Western, sous la supervision de la professeure Carol E. Jones. Son projet porte sur la simulation de l’évolution de disques visqueux autour d’étoiles massives et en rotation rapide à l’aide d’un code hydrodynamique personnalisé.
Les étoiles Be sont une classe particulière d’étoiles de type B — les deuxièmes plus massives — qui tournent près de la vitesse critique à laquelle leurs couches externes ne sont plus maintenues par la pression. En raison d’un phénomène se produisant à leur surface, de la matière est continuellement éjectée de l’équateur pour se placer en orbite autour de l’étoile, formant progressivement un disque chaud et visqueux dit « disque de décrétion ». Ce disque est constamment alimenté par de la matière provenant du bord intérieur, ce qui entraîne un transport du moment cinétique vers l’extérieur et permet au disque de croître. Dans de nombreux cas, une étoile compagne en orbite autour de l’étoile Be accapare la matière du disque au cours d’événements énergétiques répétés.
En raison du mécanisme unique d’alimentation de leurs disques, les étoiles Be constituent des laboratoires importants pour tester la compréhension des astronomes sur l’évolution stellaire, la dynamique des fluides et la mécanique orbitale. Le projet de Peter vise à étudier en détail le moment cinétique perdu par l’étoile au profit du disque et à suivre son évolution à travers le disque. En mesurant la quantité de moment cinétique qui s’échappe de l’étoile, Peter espère mieux contraindre les processus à sa surface qui permettent à l’étoile de maintenir une rotation proche de la vitesse critique. Il prévoit d’y parvenir en utilisant un code hydrodynamique 3D pour construire plusieurs systèmes binaires « typiques » d’étoiles Be, chacun avec un disque préconstruit, et en enregistrant la position et la vitesse des particules accrétées par l’étoile primaire ou secondaire ainsi que celles éjectées du système. Cette approche permet de mesurer précisément comment les paramètres orbitaux, les conditions initiales du disque et les taux d’injection influencent les flux d’accrétion dans ces systèmes stellaires fascinants.