Cтраница 1
Прямо вращающиеся звезды с эксцентриситетом, меньшим найденного, отдают свой угловой момент другим звездам безотносительно к их положению на диске. [1]
Во вращающейся звезде с потоком тепла, текущем от центра, поверхности оянной температуры не точно совпадают с поверхностями уровня. Вместо него устанавлива - Пъо намическое равновесие с батарейным эффектом Бирмана ( см. § 21.1) и мери - ьной циркуляцией жидкости. [2]
В случае вращающейся звезды положение совершенно иное, поскольку картина неустойчивости может измениться в двух отношениях. Во-первых, из-за вращения изменяется критерий динамической неустойчивости самой низкой радиальной моды, оно влияет и на скорости роста конвективно неустойчивых движений. Во-вторых, при наличии вращения могут развиться другие неустойчивости за счет / - мод, которые, как говорилось, всегда устойчивы в предельном случае отсутствия вращения ( см. разд. Эти неустойчивости уже рассматривались в связи с быстро вращающимися сильно деформированными политропами и с моделями белых карликов ( см. разд. [3]
Для описания вращающихся звезд в строгом лучистом равновесии неприменимы псевдобаротропные модели в состоянии стационарного вращения. [4]
Случай дифференциально вращающихся звезд впервые рассмотрели Роеселанд ( [11] к гл. [5]
В дифференциально вращающихся звездах расходимость vr у поверхности возникает в первом члене разложения по параметру а. В [75, 199] отмечается, что при учете вязкости, магнитного поля или при отказе от условия стационарности особенность может быть устранена. [6]
Вопросы динамической устойчивости вращающихся звезд уже описаны в разд. Как известно, для исследования динамической устойчивости достаточно рассматривать малые изоэнтропические возмущения, т.е. движения, при которых энтропия каждого элемента массы на всем его пути сохраняется. [7]
О механизме взрыва вращающейся звезды, как сверхновой / / АЖ. [8]
Внешний гравитационный потенциал вращающейся звезды полностью определяется полной массой М, формой границы У и распределением угловой скорости на поверхности звезды. [9]
Для расчета равновесия вращающихся звезд разработано много методов. Главная трудность заключается в том, что истинная стратификация центрально конденсированной звезды никогда не известна заранее. Ясно, что если отклонение от сферической симметрии невелико, то можно применить метод возмущений и считать, что влияние вращения сводится к небольшому отклонению от известной сферической модели. Три таких способа описаны в разд. Однако, если уровенные поверхности сильно отличаются от концентрических сфер, следует отдать предпочтение другим методам. [10]
Довольно правильное описание реальных вращающихся звезд в большинстве случаев дают конфигурации, находящиеся в состоянии стационарного вращения. Однако следует иметь в виду, что наши основные исходные предположения ( разд. [11]
Рассмотрим теперь дифференциально вращающуюся звезду. При каких условиях эффективная сила тяжести тоже потенциальна. В силу формулы ( 16) это возможно тогда и только тогда, когда О не зависит от г, т.е. когда угловая скорость постоянна на цилиндрических поверхностях, ось которых совпадает с осью вращения. [12]
Могут ли на вращающейся звезде существовать стационарные меридиональные течения, если пренебречь вязким трением и магнитными полями. Вот два аргумента, которые выдвинул Рандерс в 1941 г. Во-первых, согласно уравнению ( 12), эти течения должны следовать вдоль поверхностей Ow2 const. Поскольку линии тока стационарной циркуляции замкнуты, это значит, что величина О J2 обязательно достигает максимума в какой-то внутренней точке. Из этого в свою очередь следует, что в звезде существуют области, в которых Ош2 убывает наружу, а как было показано в разд. Во-вторых, меридиональные течения не могут пересекать плоскость z 0, не нарушая допущения об экваториальной симметрии. Следовательно, на экваториальном радиусе в меридиональной плоскости величина QJ2 постоянна. Поскольку радиус начинается от оси вращения, то это постоянное значение Ош2 равно нулю. Но продолжением этой изолинии Ow2 с внешней стороны служит сама поверхность, так как течения следуют вдоль границы. Поэтому приходится сделать вывод, что О J 0 на поверхности звезды, а это означает, что внешняя граница вообще не вращается. [13]
Таким образом, твердотельно вращающаяся звезда растягивается в плоскости экватора максимум в полтора раза. [14]
Уравнение вириала (7.1.21) для вращающихся звезд принимает теперь вид [ ср. [15]