Cтраница 2
Коагуляция аэрозолей, как и коагуляция коллоидов, является процессом, состоящим из двух последовательных этапов: столкновение частиц и их слипание пли слияние. Первый этап определяется тем же фактором, что и для суспензоидов - броуновским движением частиц. Для аэрозолей последнее выражено особенно резко, так как вязкость дисперсионной среды ( газа) в этом случае мала. Следствием этой особенности является более высокая скорость быстрой коагуляции для аэрозолей; таким образом, возможность получения устойчивых аэрозолей с более высокой концентрацией меньше, чем для суспензоидов. Неустойчивость аэрозолей увеличивается и в результате более сильной конвекции в них. Однако эти особенности имеют лпшь количественный характер. [16]
В их приближенном рассмотрении предполагается, что маломассивная звезда сначала эволюционирует с постоянным J, но перенос момента количества движения в самом теле поддерживает твердотельное вращение. Затем в ходе медленного сжатия постоянная по звезде угловая скорость увеличивается до тех пор, пока центробежная сила не уравновесит силу тяготения на экваторе. После этого дальнейшее сжатие может происходить только с некоторой потерей момента количества движения. Возможный механизм этих потерь - экваториальное истечение, при котором вещество остается на кеплеровских орбитах вокруг звезды, образуя околозвездный диск. Однако, как указали Нобили и Секко, полная масса, потерянная при сжатии, сильно зависит от продолжительности полностью конвективной стадии. Численные расчеты для несферических звезд, гомологично сжимающихся к главной последовательности и вращающихся с критической угловой скоростью, проделал также Мосс. Таким образом, вследствие вращения звезда эквивалентна звезде меньшей массы, что обнаружено и для некоторых свойств вращающихся звезд главной последовательности ( ср. Что касается вопроса о характерных временах сжатия, то результаты еще очень ненадежны. Все же представляется, что время сжатия маломассивной звезды, вращающейся с критической скоростью, гораздо оолыие, чем невращающейся модели, которая приходит в ту же точку главной последовательности. Для быстро вращающихся звезд с сильной конвекцией, сжимающихся к главной последовательности, надежные эволюционные треки по существу еще не найдены. [17]