Скорость - звезда
Cтраница 2
На рис. 2.11 отложена скорость ve в зависимости от спектрального класса, а средняя экваториальная скорость одиночных звезд главной последовательности изображена ломаной линией. Мы видим, что компоненты тесных двойных, как правило, вращаются медленнее, чем одиночные звезды того же спектрального класса. Итак, компоненты короткопериодичес-кой тесной двойной оказывают вполне ощутимое влияние друг на друга. [17]
 |
Движение треугольной группы звезд, а - при твердотельном вращении. 6 - при обрашенин по круговой орбите без локального врашення или завихрений. [18] |
При подробном рассмотрении оказывается, что большинству галактик свойственны очень сложные распределения положений и скоростей звезд, как Отмечалось в гл. [19]
Обычно космогонисты просто принимают, что гравитационное притяжение приводит к выпаданию межзвездного вещества на звезду, если скорость звезды по отношению к межзвездному газу мала. Уравнение (13.23) убедительно показывает, что это справедливо далеко не всегда. Лучевое давление, действующее в противоположном направлении по сравнению с гравитационным притяжением, тоже, очевидно, далеко не всегда приводит к отталкиванию межзвездного вещества от звезды - все зависит от соотношения скорости газа и скорости звука в нем. [20]
Из приведенных выше примеров марковским является процесс изменения скорости молекулы при столкновениях с другими молекулами и изменение скорости звезды в результате сближений с другими звездами. [21]
Тепловая энергия стремится к распространению от более горячих областей к более холодным благодаря динамическому трению, которое увеличивает скорость медленных звезд за счет более быстрых. Таким образом, поток кинетической энергии направлен вдоль градиента температуры. В обычных газах наличие такого потока уменьшает градиент температуры и, следовательно, увеличивает устойчивость. В гравитирующих системах этот поток не приводит к возрастанию устойчивости. Те области, которые теряют тепло, становятся более горячими, поскольку имеют отрицательную теплоемкость. Отток тепла от сжимающейся области еще более возрастает, а сама эта область становится еще более горячей. В результате отток тепла стремительно возрастает. [22]
Во время движения звезды ионизационный фронт, образовавшийся в определенной области пространства, распространяется вначале со скоростью, превышающей скорость звезды. Затем происходит его замедление, вызванное тем, что остаточные нейтральные атомы уменьшают поток фотонов. Можно предположить, что до этого распространение фронта происходило приблизительно сферически-симметрично, а затем по существу прекратилось, и образовался новый сферический фронт. Такая идеализация лучше всего подходит для удаленных от траектории звезды областей, которые включают ббльшую часть объема излучающего газа. Итак, с помощью равенства R Н11 vt исключим. [23]
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. [25]
Более основательный подход состоит в том, чтобы использовать уравнения моментов звездной гидродинамики и оборвать их, вводя предположения относительно скоростей звезд. Например, Хантер ( Hunter, 1970) предположил, что большинство звезд лишь слегка отклоняется от круговых орбит. Возмущенные радиальные скорости имеют величину порядка есг, а скорости вращения го ( г) есе. [26]
Помимо излучения распадающихся звезд, которое они испускают по мере падения на сингулярность, возможно наблюдение и некоторых прямых динамических эффектов, которым подвержена дисперсия скоростей окружающих звезд. Для этого необходимо высокое пространственное и спектральное разрешение. Простое наблюдение распределения интенсивности излучения в ядре недостаточно, так как этим областям могут быть свойственны быстрые изменения отношения массы к светимости в пространстве и во времени. Синхро-тронное, комптоновское, свободно-свободное и свободно-связанное излучения, а также свет звезд могут давать в сочетании запутанную картину. [27]
Из качественных соображений очевидно, что скопления с радиальным движением звезд ( соответствующие р-э - 2, см. ( 24)) неустойчивы ввиду отсутствия стабилизирующего влияния дисперсии скоростей звезд в тангенциальном направлении. [28]
Неравенство (5.65) показывает, что квадрат скорости звезды не может уменьшиться на величину, бблыную, чем сам квадрат скорости, и не может увеличиться больше, чем на квадрат скорости звезды, с которой произошло сближение. [29]
 |
Схема спя-аи угловых моментов в выстроенной полосе. [30] |
Страницы: 1 2 3 4