Дэрни

Cтраница 1

Дэрни, Гилмана и Стикса. [1]

Скорость vd ( max в зависимости от коэффициента турбулентной вязкости v v в единицах 0. ( Kohler H. Solar Phys., 13, 3, 1970. [2]

Согласно Дэрни, если конвективные движения простираются на несколько характерных высот, то4 можно ожидать, что турбулентное перемешивание в радиальном направлении будет сильнее, а это должно привести к экваториальному замедлению. Кроме того, поскольку 5 принимается постоянным, лредпо-лагается, что анизотропия возникает из-за выделения направления только за счет гравитации. При более реалистическом подходе следовало бы задавать значения 5 в зависимости от широты, так как при определении степени анизотропии нужно принимать во внимание эффективную силу тяжести, а не только гравитационное ускорение [ ср. [3]

Чтобы обойти эти трудности, Дэрни предположил, что вращение влияет на турбулентную конвекцию лишь глубоко внутри водородной конвективной зоны. Однако около поверхности влияние вращения на конвекцию становится пренебрежимо малым, и появляется ячейка с противоположным движением, в которой течения поднимаются у полюсов и погружаются у экватора. Согласно Дэрни, в этой ячейке сглаживаются различия потока и температуры между полюсами и экватором, порожденные взаимодействием вращения с конвекцией в глубоких слоях оболочки. Количественная модель такого типа пока не построена. [4]

Эту теорию начали независимо разрабатывать Дэрни, Бюссе, а также Иошимура и Като, а в основе ее лежит предположение Симона и Вейсса, что в однородной конвективной зоне могут существовать гигантские конвективные ячейки. [5]

Этот результат впервые получили Фаулер, а также Дэрни и Роксбург в постньютоновском приближении общей теории относительности. [6]

Рассмотрим теперь вращение звезд главной последовательности. Многое свидетельствует сейчас о том, что резкое падение скоростей вращения в середине класса F на главной последовательности вызывается звездным ветром и ( или) вспышечной активностью звезд, в которых в течение всего времени от стадии Хаяши до главной последовательности сохраняется внешняя конвективная зона, чему сопутствует корпускулярная эмиссия и потеря момента количества движения, усиленная магнитным полем ( см. разд. Однако, согласно Дэрни и Лятуру, падение скорости вращения звезд нижней части главной последовательности происходит вследствие действия магнитного динамо, поддерживаемого дифференциальным вращением, и - эффектом в их конвективных зонах ( см. разд. Как бы то ни было, скорости вращения на поверхности звезд главной последовательности решающим образом зависят от существования или отсутствия внешней конвективной оболочки, поэтому задачи изучения вращения массивных и маломассивных звезд в корне различны. [8]

Фгся достаточно большим, то она может даже стать полностью устойчивой. Напротив, две неосесимметричные моды ( gl и g2 на рис. 14.18) сначала становятся колебательно неустойчивыми, но их инкременты несколько по - Шжены вследствие вращения. Таким образом, при медленном вращении ff 1) эти результаты очень похожи на результаты Смейерса и Дениса йля более высоких мод, ( Клемент, а также Дэрни и Скуманич обнаружили, что самые низкие g - моды медленно вращающихся слегка деформированных йояитроп ведут себя аналогично. Поэтому, хотя полная стабилизация i и 2 при промежуточных скоростях вращения может быть опять-артефактом этих моделей, судя по нашему точному решению, есть все полагать, что задача отыскания высоких g - мод в быстро враща-сильно деформированных телах может в конечном счете оказаться безнадежной. [9]

Мысль о том 7 что дифференциальное вращение Солнца может порождаться меридиональными течениями, возникающими вследствие различия температур между полюсами и экватором, впервые независимо друг от друга высказали Вейсс и Веронис. В основе этого подхода лежит тот факт, что вращение оказывает небольшое, но все же заметное влияние на конвекцию, а это приводит к зависимости конвективной теплопередачи от гелиоцентрической широты. Тогда, если допустить небольшое отклонение от го-мэнтропичности, стратификация в конвективной зоне Солнца должна быть бароклинной, а энергетическое равновесие возможно лишь при наличии медленной меридиональной циркуляции. В стационарном состоянии перенос момента количества движения этими течениями уравновешивается переносом импульса за счет вязкости, что в итоге приводит к дифференциальному вращению. Используя такой подход, О саки, а также Дэрни и Роксбург построили стационарные осесимметричные модели. [10]

Как обычно, / - момент инерции относительного центра масс, с - скорость света, а Fj - средневзвешенное по давлению значение показателя адиабаты Гг Для большинства невырожденных звезд главную роль играет первый член в квадратных скобках; второй член отражает стабилизирующее влияние вращения на пульсации, а третий - дестабилизирующий эффект общей теории относительности. В данном случае, поскольку для релятивистских белых карликов с высокой плотностью Fj близко к 4 / 3, обычно небольшие поправочные члены вблизи предельной массы могут оказаться важными. В табл. 13.1 ( по Гриббину) мы приводим приближенные значения квазирадиального периода PR ( 2тг / ак) для релятивистских моделей, вращающихся с предельными скоростями и удовлетворяющих уравнению состояния Хамады - Солпитера. Эти модели получены из уравнения, в котором одновременно учтены релятивистское уравнение внутреннего строения для соответствующих невращающихся моделей и ньютоновские эффекты твердотельного вращения. Как показали Дэрни и Роксбург, хотя эта процедура не совсем корректна, использование ньютоновских эффектов вращения все же оправдано в приближении слабого магнитного поля и медленного вращения. [11]

Страницы: 1