Дифференциальное вращение

Cтраница 3

В связи с этим кажется более реалистичным рассматривать эволюционные последовательности политроп с дифференциальным вращением, вводя вместо предположения о постоянной угловой скорости предположение о заданном распределении момента количества движения. Так поступили Боденхеймер и Острайкер ( см. разд. Короче говоря, такие последовательности дифференциально вращающихся политроп во всех важных отношениях напоминают последовательность сфероидов Маклорена и, в частности, никогда не достигают предела вращения. [31]

Перспективное направление исследований избрали Боденхеймер и Острайкер, рассмотревшие в некотором приближении эффекты быстрого дифференциального вращения при квазистатическом сжатии массивных звезд. При таких массах конвекция важна лишь в течение пренебрежимо малой доли времени сжатия, а давление и плотность можно с хорошей степенью приближения связать политропным соотношением с показателем п 3 ( ср. [32]

Этот способ широко использовался для описания политроп и холодных белых карликов в состоянии быстрого дифференциального вращения. Марк применил этот же метод для описания равновесных конфигураций излучающих псевдобаротроп с сильным отклонением от сферической симметрии. [33]

IB ( 30) и обязанные своим существованием большому времени когерентности при отсутствии дифференциальное вращения, вряд ли выживут при наличии последней. Меньше всего подвержена дифференциальному вращению эллиптическая ( баропЬдобная) деформация ( 2 2); кроме того, для ее возбуждения требуется наименьшая передача энергии и углового момента. Поэтому можно ожидать существования аналогов ( 2 2) - моды и в дифференциально-вращающихся дисках, что и подтверждается упомянутыми выше численными экспериментами. [34]

С появлением этих работ стало ясно, что основную роль в генерации поля играют дифференциальное вращение и зеркально-несимметричная турбулизованная конвекция, имеющаяся в верхней оболочке Солнца. [35]

Последовательности вращающихся моделей с увеличивающимся моментом количества движения J ( сплошные линии на плоскости lgpc - Ig7 c. Числа у кривых - логарифм J в единицах СГС. Во всех случаях берется закон вращения А. Штриховая линия - главная последовательность невращающихся звезд. ( Boden - heimerP. Ар. J., 167, 153, 1971. С разрешения The University of Chicago Press. 1971 by the University of Chicago. [36]

Наконец, в отличие от случая твердотельного вращения условия в центральных областях под действием дифференциального вращения сильно меняются. Как видно на рис. 12.10, с ростом J конфигурации сдвигаются вниз почти параллельно главной последовательности невращающихся звезд. Например, при законе вращения А условия в центре последней из моделей 60 М 0 приблизительно такие же, как в невращающейся модели массой, в три раза меньшей. [37]

Как легко видеть из табл. 13.2, количество кинетической энергии, накопленной за счет дифференциального вращения, сравнимо с полной гравитационной энергией массивного белого карлика. [38]

Из уравнения ( 18) следует, что тороидальное поле легко получить из полоидального посредством дифференциального вращения: такое крупномасштабное движение обязательно искажает любое полоидальное поле и вытягивает силовые линии в азимутальное поле. Однако для регенерации исходного полоидального поля за счет азимутальной составляющей необходимо, чтобы движения не обладали осевой симметрией. Это безусловно верно для турбулентной конвекции под поверхностью Солнца. [39]

Уравнения (9.14) - (9.18) имеют вид уравиений диффузии с источниками, определяемыми функцией спиральности а и дифференциальным вращением. При теоретическом рассмотрении удобно использовать приближение G const. Действительно, галактический диск является достаточно тонким ( отношение HIR - 10 2), поэтому главную роль в задаче играют производные по координате 2, перпендикулярной плоскости диска, а учет слабой радиальной зависимости G ( s) не вносит качественных изменений. Иногда это приближение называют локальным, однако употребление подобного термина при рассмотрении крупномасштабных полей способно ввести в заблуждение. Поэтому приближение G - const годится тогда, когда Y ( s) слабо зависит от s, Справедливость такого приближения оценивается в работе Зельдовича и др. [1979], где показано, как можно построить у и собственные функции для диска в целом с учетом зависимости параметров G, а и Н от г. Обратимся теперь к параметрам VT и а. Поскольку омическое затухание для среднего магнитного поля крайне мало, то VT в основном определяется турбулентной вязкостью. [40]

Ясно, что условие ( 29) всегда выполняется в баротропах как при твердотельном, так и при дифференциальном вращении. [41]

Бароклинные волны на Земле. [ IMAGE ] Бароклинные волны на Солнце. [42]

Ясно, что при таком процессе требуется источник энергии, поддерживающий наклонные волны, так как они непрерывно отдают кинетическую энергию дифференциальному вращению. Согласно Като и Накагава, один из возможных источников энергии может поддерживаться за счет избытка потенциальной энергии, запасенной в водородной конвективной зоне, где имеет место сверхадиабатический градиент температуры. Другая причина возбуждения этих крупномасштабных вихрей - заметная разность температур на полюсах и на экваторе, вызванная взаимодействием вращения с конвекцией. Согласно Гилману, такой широтный градиент температуры мог бы существовать на Солнце, если не в фотосфере, то по крайней мере в глубоких слоях конвективной зоны. [43]

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. [44]

Главный вывод, к которому мы пришли в предыдущем разделе, состоит в том, что массы полностью вырожденных белых карликов в состоянии быстрого дифференциального вращения могут намного превосходить предельную массу Чандрасекара. Поскольку этот результат получен при помощи идеализированных конфигураций с произвольно заданными распределениями момента количества движения, теперь мы должны заняться трудной проблемой эволюции этих моделей на стадии постепенного охлаждения. Иными словами, представляют ли быстро вращающиеся массивные модели белых карликов такую же конечную стадию звездной эволюции, как и невращающиеся белые карлики, или же в ходе охлаждения их механические и термические свойства существенно меняются. Поскольку поле скоростей эволюционирующего белого карлика может зависеть от очень многих фадс-торов, не удивительно, что в литературе описывались самые различные картины эволюции дифференциально вращающихся белых карликов. Один лишь Дюризен попытался рассмотреть проблему количественно. В его работе подробно изучены изменения, вызываемые вязким трением в моделях Острайкера - Боденхеймера. Для ясности мы сначала рассмотрим результаты, связанные с вязким трением, а затем сделаем несколько замечаний о возможном влиянии меридиональных течений, кристаллизации и магнитных полей на конечную эволюцию массивных белых карликов в состоянии дифференциального вращения. [45]

Страницы: 1 2 3 4