Вращающаяся звезда

Cтраница 2

Особенно нагляден случай твердотельно вращающейся звезды, который и рассмотрел впервые фон Цейпель. [16]

Рассмотрим его вывод для твердотельно вращающейся звезды. С другой стороны, при существовании центробежного потенциала в (23.17) величина dH - - dP / p должна быть полным дифференциалом. [17]

Несмотря на то что теория вращающихся звезд очень сильно развилась за последние 15 лет, ее главные понятия, лежащие в основе почти всех современных исследований, сложились в 1919 - 1941 гг. Здесь мы дадим лишь краткий обзор соответствующих первых работ; ниже в этой книге мы подробно рассмотрим все эти работы. [18]

Значение скорости в различных точках внутри вращающейся звезды не одинаково и зависит от расстояния данной точки от оси вращения. Поэтому для точного вычисления кинетической энергии необходимо знать распределение вещества внутри звезды. [19]

Аналогично можно доказать, что дифференциально вращающиеся звезды, у которых О зависит только от со, не допускают сфероидальных стратификации. [20]

Критерий устойчивости относительно вязкости для твердотельно вращающихся звезд формулируется следующим образом. [21]

Форма поверхности сжимающейся звезды с 1 Мв и / so 4 2 в разные моменты времени эволюции. Показаны значения параметра lg РЬ ( 30. [22]

Однако центральные значения температуры и плотности вращающейся звезды меньше, чем у невращающейся при том же S, поэтому она приходит на главную последовательность с меньшими значениями энтропии и светимости, чем невращающаяся. Кроме того, по пути на главную последовательность вращающаяся звезда излучает больше тепла, поэтому предельное вращение увеличивает время прихода на главную последовательность примерно в два раза. [23]

Насколько нам известно, вопрос пульсационной устойчивости вращающихся звезд, по крайней мере в связи с их глобальным внутренним строением, еще не изучался. Следуя Айзенману и Коксу, мы сначала приведем формальное решение задачи о пульсационной устойчивости для звезд в состоянии стационарного вращения ( см. разд. В конце раздела мы скажем несколько слов о максимальной массе, в случае превышения которой в звездах главной последовательности может возникать пульсационная неустойчивость по отношению к осесимметричным пульсациям. [24]

Би снова тый - Коган Г.С. О механизме взрыва вращающейся звезды как сверхновой. [25]

Фридман и Шутц [210] сделали примечательное открытие: все вращающиеся звезды обладают вековой неустойчивостью относительно гравитационного излучения. [26]

Радиокарты струйных выбросов из галактики NGC 6251 ( рисунок заимствован из работы. Пунктирная окружность, наложенная на среднюю карту, указывает примерный размер оптической галактики. Внутри и вблизи галактики левый выброс настолько слабее, чем правый, что он не виден ни на средней, ни на нижней картах. [27]

Другие модели центральной машины ( главным образом это сверхмассивные быстро вращающиеся звезды или плотные скопления звезд нормальной массы) также позволяют объяснить результаты наблюдений, но при этом мы либо сталкиваемся с трудностями, либо должны прибегать к различным ухищрениям. [28]

Подобные ситуации возникают, например, при гравитационном коллапсе вращающихся звезд ( см. гл. [29]

Как впервые указал Месте л, в основной массе вращающейся звезды влиянием малой вязкости на циркуляционные скорости можно пренебречь; только вблизи границы ядра и у свободной поверхности определяющее влияние вязких напряжений не позволяет скорости и обращаться в бесконечность. В 1979 - 1980 гг., после того как была написана эта книга, был проведен подробный анализ меридиональных течений в немагнитных звездах ранних спектральных классов в приближении пограничного слоя. В согласии с предположением Местела получено, что циркуляционные скорости равномерно малы везде от границы ядра до поверхности. [30]

Страницы: 1 2 3 4