Cтраница 3
Полученный диапазон периодов вращения нейтронных звезд легко объясняется коллапсом медленно вращающихся звезд главной последовательности, таких, как Солнце. При коллапсе сохраняется момент количества движения звезды Ш MR2 const. Хотя коллапс должен происходить значительно более сложным образом, этот расчет показывает, что никаких трудностей с объяснением наблюдаемых значений периодов пульсаров нет. [31]
Сумма нормальных давлений, действующих со стороны поршня на вращающуюся звезду цилиндров, создает момент, равный по величине крутящему моменту коленчатого вала. [32]
Напомним в заключение, что влиянием меридиональных течений на эволюцию вращающихся звезд в расчетах, как правило, пренебрегают. Обычно считается, что ядерные реакции порождают градиенты средней атомной массы, которые при известных условиях будут подавлять циркуляцию и препятствовать перемешиванию эволюционирующего ядра за счет вращения. Плохо известна и окончательная судьба модели вращающейся звезды, в которой, как обычно, заданы полная масса, полный момент количества движения и распределение момента. Главная причина в том, что мы пренебрегаем переносом наружу и потерей момента количества движения на стадиях звездной эволюции после главной последовательности ( ср. Это еще сильнее подтверждает, что - барьерам не удается подавить перенос момента количества движения от ядра к оболочке проэволюционировавшей звезды. Ясно, что, прежде чем нам удастся представить стройную картину очень поздних стадий эволюции звезд, понадобится подробный теоретический анализ меридиональных течений, переноса момента количества движения и потери массы в реалистических моделях звезд. [33]
Это выражение определяет в общем виде профиль линии в спектре вращающейся звезды. [34]
Прежде чем заняться уравнением ( 23), рассмотрим случай твердотельно вращающейся звезды, подверженной бесконечно малым возмущениям. Очевидно, можно заменить тогда уравнение ( 23) его разложением в ряд Тейлора в окрестности значения w 1, которое определяет положение равновесия. [35]
Эти выводы Каулинг впервые получил на основе анализа локальной устойчивости твердотельно вращающейся звезды; таким образом предполагалось, что размеры элементов, участвующих в конвекции, малы по сравнению с характерными вариациями макроскопических переменных ( таких, как плотность и давление), а какие-либо флуктуации в силе гравитации, вызванные возмущениями, в расчет не принимались. [36]
Благодаря появлению быстродействующих вычислительных машин в нашем понимании внутреннего строения и эволюции вращающихся звезд достигнут значительный прогресс. [37]
Изменения, которые вносятся магнитными полями и приливными возмущениями в собственные частоты вращающейся звезды, рассматриваются в следующих двух главах. [38]
В звезде, устойчивой относительно конвекции, нейтральная мода невырождена и в медленно вращающейся звезде ее радиальная зависимость сохраняется. Это связано с нарушением теоремы Пуанкаре и условий (44.6), (44.9) для небароподобных звезд с переменной по массе энтропией. Для изэнтропы с 7i - 4 / 3 нейтральная мода гомологична и максимум кривой Мщ ( рс) твердотельно-вращающихся звезд при медленном вращении совпадает с точкой потери устойчивости. [39]
В [5] имеется интересный обзор теоретических работ по равновесным магнитным полям во вращающихся звездах. [40]
Из сказанного следует, что нельзя надеяться на исследование внутреннего строения и эволюции вращающихся звезд со степенью общности, уже достигнутой АЛЯ звезд, находящихся в состоянии гидростатического равновесия. В этой главе мы изучим некоторые простые механические свойства вращающихся звезд; любое из них можно вывести, не зная моделей звезд во всех подробностях. Проблемы, связанные с излучением и термодинамикой, будут рассмотрены в гл. [41]
До сих пор мы описывали общие принципы, которым подчиняется движение вещества во вращающихся звездах, и применяли эти принципы к конкретным моделям, уровенные поверхности которых лишь незначительно - отличаются от сфер. Рассмотрим теперь одиночную звезду с фиксированными значениями момента количества движения J и массы М, внутри которой можно пренебречь электромагнитными эффектами. В качестве дальнейшего упрощения ограничимся баротропными моделями и оставим в стороне все вопросы, связанные с переносом энергии ( ср. Далее наложим условие, что система вращается в соответствии с некоторым заданным законом вращения И Й ( о), который удовлетворяет критерию устойчивости Хейланда ( см. разд. Всегда ли при таких обстоятельствах можно построить стационарно вращающуюся модель для произвольных значений полного момента количества движения. [42]
Итак, как и в случае сферического тела, зная только внешнее поле тяготения вращающейся звезды, мы не можем прийти к какому-либо твердому выводу относительно ее внутренней стратификации. Именно это препятствует любым попыткам исследовать недра Солнца - и, кстати сказать, планет - с помощью космического зонда. [43]
Оба способа анализа опираются на то обстоятельство, что полная энергия, экстремальная у стационарно вращающихся звезд, минимальна при устойчивом равновесии и не может быть минимальной при неустойчивом. [44]
Поскольку ни теоретическое рассмотрение, ни наблюдения континуума не позволяют выявить угловую скорость на поверхности быстро вращающейся звезды, обратимся к влиянию дифференциального вращения на форму спектральных линий. Еще в 1949 г. Слеттебак пришел к выводу, что этот эффект второго порядка трудно обнаружить из наблюдений. [45]