Cтраница 3
Описанные особенности картины многокомпонентной конвекции над цилиндром сохраняются и при переходе к точечному источнику тепла и при боковом нагреве устойчиво стратифицированной среды. Среда слабо стратифицирована, период плавучести равен 33 с, масштаб температуры AT 0 7 С. Картина сохраняется и при развитии конвекции от плоского источника холода. Скорость развития структур замедляется с уменьшением стратификации. Эксперименты показали, что качественно структура течения при боковом охлаждении сохраняется и при фазовых переходах. Эти процессы играют определяющую роль при замерзании льда и таянии айсбергов. [31]
Энергия, выделяющаяся при сжатии гелиевого ядра и в водородном слоевом источнике, выходит наружу. Частично она поглощается водородной оболочкой, к-рая постепенно раздувается, уменьшая эфф. По мере расширения оболочки и роста массы гелиевого ядра определяющую роль в поведении звезды начинают играть два фактора: конвекция, развивающаяся в оболочке, и вырождение, возникающее в ядре. Расширение оболочки и падение в ней темп-ры способствуют расширению внеш. Развитие конвекции приводит к улучшению теплоотвода, что, благодаря отрицат. Рост светимости способствует росту лучистого градиента темп-ры, что еще больше усиливает конвекцию. [32]
Жидкая среда омывает какое-либо твердое тело. Вследствие наличия температурных разностей соответствующее количество теплоты отдается средой телу или телом среде, так что поверхность тела пронизывается направленным в ту или иную сторону потоком тепла. Определение последнего и является целью анализа. Что касается развития конвекции во всем объеме жидкости, то эта сторона вопроса затрагивается лишь постольку, поскольку необходимо для достижения поставленной ограниченной цели. [33]
Во время коллапса железного ядра около 99 % гравитационной энергии образующейся нейтронной звезды уносится в форме нейтрино. Чтобы сбросить звездную оболочку, некоторая доля этой энергии должна быть передана внешним слоям звезды каким-то эффективным и быстрым механизмом. Конвекция как внутри, так и снаружи нейтриносферы может увеличить передачу энергии к фронту ударной волны. Но для того, чтобы такая конвекция происходила, требуется выполнение определенных условий. Например, характерное время развития конвекции должно быть меньше характерного времени аккреции и времени переноса нейтрино. К тому же конвекция требует постоянной подпитки, что аналогично случаю энтропийной конвекции внутри протонейтронной звезды. [34]
В теории звездной эволюции проблемы конвекции и вызванного ею перемешивания относятся к числу самых трудных и неопределенных. Это связано с отсутствием надежной теории конвекции и далеко идущими упрощениями при ее описании в эволюционных задачах. Обычно в центральных областях звезды, включая слоевые источники, используется приближение адиабатической конвекции и не рассматриваются эффекты не только нестационарности и проникновения, но и неадиабатичности. Обычно выводы, связанные с развитием конвекции и перемешиванием, проверяются наблюдательно и считаются удовлетворительными при подтверждении какого-либо наблюдательного факта, связанного в основном с химическим составом звездных атмосфер. [35]