Вращающаяся звезда

Cтраница 4

В теории Леду постулируется, что биения в / 3-цефеидах - это результат сложения во вращающейся звезде двух различных нерадиальных колебаний, каждое из которых представляет собой сферическую гармонику второго порядка. Поскольку в отсутствие вращения частоты двух таких мод были бы одинаковы, Леду предполагает, что пульсирующая звезда имеет небольшую угловую скорость, которую можно определить по наблюдаемой частоте биений. [46]

Форма поверхности сжимающейся звезды с 1 Мв и / so 4 2 в разные моменты времени эволюции. Показаны значения параметра lg РЬ ( 30. [47]

Приведены также значения экваториальной скороо оашения экв и относительной толщины оболочки h / Re - Оказывает-что вращающаяся звезда с той же энтропией имеет меньшую темпера-но большую светимость, чем иевращающаяся. [48]

В принципе, чтобы найти распределение угловой скорости 0 ( w, z, t) во вращающейся звезде, нужно решать уравнения движения как задачу с начальными условиями. [49]

Температура в центре Тс в зависимости от центральной плотности рс для звезд главной последовательности. Кривая проведена по данным, относящимся к невращающимся звездам ( точки. Крестики относятся к звездам, вращающимся со ЧЖоростью, близкой к критической. Числа около кривой - масса моделей. S & ckmann I. - J. А. Ар., 8, 76, 1970. [50]

Еще в 1923 г. Милн заметил, что при твердотельном вращении полная жетимость звезды уменьшается, т.е. твердотелъно вращающаяся звезда массы М должна иметь такие же свойства в центре, как невращающаяся звезда массы М ч - ДМ. На рис. 12.1 приведен подробный расчет, подтверждающий это утверждение. [51]

Джеймс [298] показал, что для политропы с индексом п 0 808 истечение вещества с экватора для твердотельно вращающихся звезд начинается ниже точки бифуркации. Однако этот предел на скорость вращения едва ли имеет физический смысл. По-видимому, реальные звезды вращаются не как твердое тело, по крайней мере в своих наружных слоях, так что приведенный выше анализ просто показывает, что твердотельно вращающиеся конфигурации не подходят в качестве моделей для быстро вращающихся звезд. [52]

Как показали Бейкер и Киппенхан, зависимость скорости и от ( р / р0) имеет место и у дифференциально вращающихся звезд, причем нежелательная особенность в этом случае появляется уже в членах первого порядка. [53]

У 16 звезд не удалось с уверенностью наблюдать поля, а это показывает, что продольные поля сильнее 1000 Гс у быстро вращающихся звезд класса Ар встречаются значительно реже, чем у медленно вращающихся. Кратко перечислим главные свойства магнитных звезд класса Ар: 1) магнитные поля переменны, причем у многих звезд происходит изменение полярности на противоположную; 2) самый момент этого изменения часто сопровождается кросс-овер-эффектом, открытым Бэбкоком, т.е. систематическим различием ширин компонентов с правой и левой круговой поляризацией, на которые анализатор разбивает линию; 3) для всех звезд класса Ар с хорошо определенными периодами одинаковая периодичность проявляемся в изменениях магнитного поля, спектра и блеска; типичны периоды порядка 5 - 9 суток, но наблюдаются и гораздо более короткие и длинные периоды. Отметим, что многие магнитные звезды, которые ранее классифицировали как неправильные, теперь относят к правильным переменным. [54]

Страницы: 1 2 3 4