Звездная система
Cтраница 2
 |
Типичные эллиптические галактики.| Типичные спиральные галактики. [16] |
ГАЛАКТИКИ - четко ограниченные, гравитационно-связанные звездные системы, расположенные вне нашей Галактики. [17]
Другим видом очень молодых звездных систем являются так называемые кратные звезды типа Трапеции. В обыкновенных кратных системах две из любых трех звезд системы находятся близко друг от друга, третья удалена от них на расстояние в десятки раз большее. [18]
Запустим через звездную систему массивную звезду. Как было показано в предыдущей главе, даже в случае симметричной и однородной системы произойдет отклонение пробной звезды теми флуктуаииями, которые она сама наводит в распределении звезд. Эти флуктуации предполагают обмен энергией и импульсом между системой и пробной звездой. Поскольку полные энергия и импульс сохраняются, отклонение пробной звезды можно найти, вычислив созданное ею в системе изменение. [19]
Четко ограниченные, гравитационно связанные звездные системы, расположенные вне родной Галактики. Они содержат от неск. Из доступных для наблюдения более 1 млрд г. изучено лишь неск. [20]
Открытие нового типа звездных систем - звездных ассоциаций, динамически неустойчивых и объединяющих недавно возникшие молодые звезды, имеет важное значе ние для решения принципиальных вопросов, связанных с происхождением и развитием звезд и звездных систем. В противоположность господствовавшему в науке представлению об одновременном формировании всех звезд в галактике в отдаленном прошлом было твердо установлено, что процесс звездообразования продолжается и в наше время, что звезды рождаются группами в звездных ассоциациях. [21]
В интегральных спектрах звездных систем ( шаровых звездных скоплений, центральных областей галактик и др.) ширина линий определяется дисперсией скоростей звезд вдоль луча зрения. Знание дисперсии скоростей в изолированных системах позволяет на основании вириала теоремы оценить массу систем ( А. [23]
При исследовании устойчивости звездных систем в уравнении Больцмана для равновесной системы рассматривают вариации фазовой плотности и потенциала. [24]
Существенной особенностью для звездных систем при решении этих уравнений является самогравнтация и неаддитивность энергии. [25]
Термодинамическая устойчивость самогравитирующих звездных систем является хорошей иллюстрацией катастрофы складки. В этой проблеме имеется хорошо определенный термодинамический потенциал - энтропия изолированной системы ( взятая с обратным знаком), а также физические и геометрические характеристики, такие, как энергия Е или радиус R, которые можно рассматривать как управляющие параметры. [26]
Поэтому размер нашей звездной системы был существенно занижен. Подсчеты же в направлениях, проходящих вдали от Млечного Пути, слабо искажены поглощением, так что оценки толщины диска были вполне хорошими. [27]
Упражнение 13.10. Рассмотрите двойную звездную систему, где один из компонентов взрывается как сверхновая и выбрасывает значительную часть своей массы. Предположите, что масса теряется за время, много меньшее орбитального периода. Пред полагая орбиту круговой, вычислите, какая доля массы может быть потеряна без разрушения двойной системы. [28]
Гравитационные столкновения в звездных системах были впервые исследованы В. А. Амбарцумяном; он показал, что, обмениваясь энергией при гравитационных столкновениях, звезда может иногда получить скорость, превышающую скорость отрыва, и испариться из системы. Такие испарения происходят примерно в 100 раз реже, чем столкновения. CncTeMat испытывающая испарения, постепенно сжимается и в ее структуре происходят характерные изменения. [29]
Лайик - в огромных звездных системах типа Млечно № Пути. [30]
Страницы: 1 2 3 4