Радиус - звезда
Cтраница 3
Почему должна быть какая-то критическая масса. Самым - простым путем к ответу на этот вопрос можно прийти, спросив: каким образом радиус звезды устанавливается таким, чтобы ее полная энергия была наименьшей. Прежде всего мы рассмотрим этот вопрос при следующих упрощающих предположениях. [31]
 |
Радиоизлучение пульсара ЕР 0834, впервые зарегистрированное на Земле. [32] |
Аналогичным образом, сохранение вращательного момента предполагает, что К / Т const. При образовании нейтронной звезды ( R 10е см) из обычной ( R 1011 см) радиус звезды уменьшается в 105 раз. Соответственно магнитное поле должно возрасти, а период вращения уменьшиться в 1010 раз. [33]
 |
Радиоизлучение пульсара ( SP 0834, впервые зарегистрированное на Земле. [34] |
Аналогичным образом, сохранение вращательного момента предполагает, что R2 / T const. При образовании нейтронной звезды ( R JO6 см) из обычной ( R - 1011 см) радиус звезды уменьшается в 105 раз. Соответственно магнитное поле должно возрасти, а период вращения уменьшиться в 1010 раз. [35]
Для построения двумерной осесимметричной модели диска, помимо уравнений для температуры внутри диска, уравнений для поверхностной плотности и вязкости ( 11) и ( 1) и уравнения ( 14), определяющего уровень фотосферы, необходимы еще уравнение гидростатического равновесия в направлении z, уравнение состояния водородно-гелиевой смеси и уравнение, связывающее объемную и поверхностную плотности. Систему замыкает уравнение FI / ( L, R, zs, dzsjdr показывающее зависимость падающего потока излучения не только от светимости и радиуса звезды, но и от высоты и кривизны фотосферы, причем ни zs ( r), ни dzs / dr не известны априори, они зависят от внутренней структуры диска и его нагрева, и поэтому задачу нужно решать самосогласованно. [36]
Он предположил, что звезды с конвективными оболочками порождают вспышки, подобные солнечным, которые приводят к расширению плазмы в магнитном поле. Выброшенное из областей вспышек вещество в магнитном поле приблизительно сохраняет угловую скорость до тех пор, пока не удалится на расстояние, много большее радиуса звезды. В более удаленных областях по мере ослабления магнитных напряжений выброшенное вещество может покинуть звезду, причем каждый элемент массы уносит свой момент количества движения. Как показали Шацман и Окамо-то, несмотря на незначительность потерь массы за счет выбросов, они влекут за собой куда более сильные потери момента количества движения. [37]
Предположите далее, что звезды поглощаются вслед за приливным возмущением дырой на расстоянии приливного разрушения rD R ( M / m iA, где т - масса, a R - радиус звезды. [38]
Имеются ли черные дыры во Вселенной. Теоретические расчеты показали, что если масса звезды меньше примерно двух масс Солнца, то силы тяготения ее постепенно сжимают, однако не в состоянии сжать до такой степени, чтобы радиус звезды стал равным, ее гравитационному радиусу. Звезда превращается в белого карлика, плотность материи которого весьма велика, а радиус весьма мал. [39]
Имеются ли черные дыры во Вселенной. Теоретические расчеты показали, что если масса звезды меньше примерно двух масс Солнца, то силы тяготения ее постепенно сжимают, однако не в состоянии сжать до такой степени, чтобы радиус звезды стал равным ее гравитационному радиусу. Звезда превращается в белого карлика, плотность материи которого весьма велика, а радиус весьма мал. [40]
Истекающая оболочка построена с помощью соотноше-но 2 - 16), вместо внешнего граничного условия. Приведены распределения плот - Р, температуры Т; отношение светимости к критической к L / L сг, доля пото - еРен симого конвекцией FK / L, й - радиус статической звезды. [42]
Температура в некоторой точке в пределах такой звезды зависит от се массы, радиуса и среднего молекулярного веса звездного вещества, а также от коэффициента непрозрачности ( определяемого по формуле Крамерса) и скорости выделения энергии. Для звезд, построенных по стандартной модели или по какой-либо иной из большого числа возможных моделей, центральная температура пропорциональна M / R, где М - масса, a R - радиус звезды. Коэффициент пропорциональности зависит от конкретной модели. [43]
Первые два критерии подобия появляются в уравнении движения, если скорость нормировать на скорость звука се [ ( к - ) срТе ] 2 ( где к Cp / cv - показатель адиабаты, Те ( g / сг) 1 / 4), координаты - на радиус г, а время - на г / се. Из анализа уравнения неразрывности следует, что характерная вертикальная w и горизонтальная и скорости связаны соотношением w - - Н.и. Величина Н имеет смысл отношения высоты однородной атмосферы на уровне излучения Т Те к радиусу звезды г. Этот параметр всегда мал по сравнению с единицей. Поэтому если движения охватывают глубины, небольшие по сравнению с радиусом, то систематически ( не конвективные мелкомасштабные. [44]
Однако в этом случае применение метода гораздо менее физически обосновано, так как наблюдение затменных звезд Вольфа-Райе показывает, что оболочка, излучающая яркие линии, имеет радиус, всего лишь в 2 - 3 раза превосходящий радиус звезды; поэтому получить сильное ослабление первоначального излучения, какое необходимо для применения метода Мензела - Цанстра, согласно указаниям Цанстра и Ви-нена [95], нельзя. [45]
Страницы: 1 2 3 4