Тепловая неустойчивость
Cтраница 3
Типичным примеров возникновения диссипативных структур вследствие тепловых неустойчивостей являются так называемые ячейки Бенара. Если слой жидкости ( например, силиконового масла) сильно нагревать снизу ( рис. 4.10), то между нижней поверхностью и верхней поверхностью возникает перепад температур ДТ, причем Т TI - При малой ( подкритичес-кой) разности температур ( Т - Т2) ATKpHT слой жидкости находится в покое, и перенос тепла осуществляется за счет механизма теплопроводности. [32]
Сама вспышка является результатом либо развития тепловой неустойчивости в вырожденном ядре, либо результатом выделения гравитационной и части ядерной энергий при коллапсе с образованием нейтронной звезды. Существенную роль в преобразовании гравитационной энергии в энергию наблюдаемой вспышки может играть вращение и магнитное поле. Небольшая часть звезд ( наиболее массивные) видимо заканчивает свое существование коллапсом с образованием черной дыры. В этом случае коллапс может быть беззвучным и не сопровождаться вспышкой сверхновой. [33]
После формирования вырожденного ядра в звездах развиваются тепловые неустойчивости, приводящие к быстрым и сильным изменениям в скорости знерговыделения и к существенным, хотя и не столь заметным изменениям Tef и L. Расчеты на этих стадиях часто проводятся с привлечением различных упрощающих условий [552, 523, 204, 597], так как обычные методы ( см. § 22) оказываются неэффективными. [34]
Внешнее гравитационное поле существенно влияет на характер тепловой неустойчивости. В этом случае стационарная среда не может быть однородной по плотности и температуре - она стратифицирована, так как тяготение должно уравновешиваться градиентом давления. Для стационарности среды необходимо одновременное выполнение условий гидростатического и теплового равновесия. Тепловая неустойчивость в слое газа, находящемся в однородном поле тяготения, приводит к возникновению конвекции. Это было показано в работе [22] следующим образом. [35]
Таким образом, условия конвективной неустойчивости и тепловой неустойчивости оказываются связанными между собой. [36]
Наконец, некоторыми исследователями были проведены оценки тепловой неустойчивости в вынужденных вязких течениях простой структуры для случая неустойчивой стратификации, обусловленной различными температурными режимами на границах. Главная проблема, возникающая при этом, состоит в том, чтобы выяснить, будет ли первый режим неустойчивости гидродинамическим или тепловым. В отношении тепловой неустойчивости был исследован также целый ряд других развитых течений, как, например, течение в пограничном слое для задачи Блазиуса. [37]
 |
Зависимость функции высвечивания Р С р ( эрг см3 - с 1 от содержания тяжелых элементов относительно солнечного химического состава. [38] |
Оно показывает, что в формировании изобарической моды тепловой неустойчивости определяющую роль играет вид зависимости функции высвечивания от температуры. Вычисление этой функции производилось неоднократно. Она имеет сложный характер, и ее форма существенно зависит от химического состава среды. [39]
Тем же методом малых возмущений был получен критерий тепловой неустойчивости для самогравитирующей однородной среды. В уравнение движения при этом добавляется член ( - pVfa ], и к системе газодинамических уравнений присоединяется уравнение Пуассона. [40]
При учете диссипативных процессов в газе критерий его тепловой неустойчивости изменяется. [41]
В соответствии с описанным результатом работы [12] вследствие тепловой неустойчивости должно происходить выпадение вещества из системы в форме конденсаций. [42]
Наконец, некоторыми исследователями были, проведены оценки тепловой неустойчивости в вынужденных вязких течениях простой структуры для случая неустойчивой стратификации, обусловленной различными температурными режимами на границах. Главная проблема, возникающая при этом, состоит в том, чтобы выяснить, будет ли первый режим неустойчивости гидродинамическим или тепловым. [43]
 |
Распределение плотности р, температуры Т и энтропии S в начальной гидростатической модели, ( Г, Г / 109К, из. [44] |
В работе [435] был исследован численно процесс развития тепловой неустойчивости в вырожденном углеродном ядре. Получено, что детонация не устанавливается, а фронт горения распространяется с дозвуковой скоростью в режиме дефлаграции. По мере движения наружу фронта горения развиваются колебания, приводящие в итоге к разлету всей звезды. В последующих расчетах той же группы [325] была учтена нейтринная игнитация, связанная с нагревом при нейтрино-электронном рассеянии. Расчеты были проведены для нескольких начальных центральных плотностей. [45]
Страницы: 1 2 3 4