Cтраница 4
Таким образом, скорость точки В конца вектора К0 и при принятых допущениях приближенной теории всех других точек оси гироскопа параллельна М0 ( F), что соответствует вращению оси гироскопа Oz или прецессии гироскопа вокруг оси Оу. Ось гироскопа прецессирует под действием силы в направлении момента этой силы. Если момент силы в какой-либо момент времени равен нулю, то прецессия оси гироскопа тоже прекращается. Ось гироскопа не обладает инерцией. Для гироскопа не имеет существенного значения сила F, так как его прецессионное движение определяется только моментом этой силы относительно неподвижной точки гироскопа. Если центр тяжести гироскопа не находится в неподвижной точке, то надо в общем суммарном моменте сил учесть момент силы тяжести. [46]
Задаче динамического прилива в тесной двойной уделялось сравнительно немного внимания. Каулинг, который первым описал вынужденные колебания звезды, ограничился лишь изучением возможных резонансов самых низких - мод ( см. разд. Согласно этому автору, можно считать, что приливная деформация звезды за редкими исключениями будет мало отличаться от равновесной. Каулинг указал на следующие причины: 1) явно слабое влияние резонансного колебания на равновесную деформацию звезды и необходимость очень точного резонанса для усиления полного прилива, 2) быстрое нарушение такого точного резонанса эффектами второго порядка, которые вызываются большими горизонтальными смещениями, связанными с g - модами высоких порядков. Изучая вслед за Каулингом эти обертоны, Цан обнаружил, что для возникновения приливов с большими амплитудами на поверхности не нужен слишком уж точный резонанс с g - модой высокого порядка. Но, как указал Цан, оба результата сомнительны, поскольку они получены в изоэнтропическом приближении, которое у поверхности звезды становится очень грубым. Он пришел к заключению, что лучистая диссипация в относительно тонкой области под поверхностью звезды гасит резонансы - мод. Но самые интересные результаты относятся к колебаниям, возбуждаемым в звезде-компоненте тесной двойной. Во-первых, вследствие лучистой диссипации вблизи поверхности звезды свойства симметрии у динамического прилива и у возмущающего потенциала не одинаковы. Поэтому на звезду действует суммарный момент сил, который стремится синхронизировать ее осевое вращение с орбитальным движением. Кроме того, в относительно тесных двойных этот момент сил достаточно велик, чтобы привести к синхронизации за время, малое по сравнению с ядерным характерным временем. Во-вторых, если период осевого вращения главного компонента двойной значительно отличается от синхронного, то распределение яркости по его поверхности, как правило, изменяется по сравнению с распределением на спутнике, в результате чего меняются наблюдаемые светимость и лучевая скорость. Судя по этим предварительным результатам, можно полагать, что наиболее эффективным механизмом синхронизации тесных двойных, компоненты которых лишены внешних конвективных зон, служит динамический прилив с лучистой диссипацией. Однако результаты Цана получены только для невращающихся моделей, поэтому было бы весьма желательно распространить такой неизоэнтропический анализ и на вращающиеся модели, хотя дело это далеко не тривиальное. [47]