Каулинг
Cтраница 4
 |
Распределение молекул по скоростям. [46] |
При выводе этой формулы предполагалось, что молекула представляет собой гладкий упругий шар. Диаметр молекулы водорода, найденный Чапменом и Каулингом, равен 2 73ХЮ - 8 см. Так как при нормальных условиях ( температуре 0 С и давлении 1 ат) в одном моле газ. [47]
В, из теоремы Каулинга следует, что для стационарных полей не существует динамо, обусловленного и, р - или у-эффектами. Если и yf соленоидально, а р постоянно, то, согласно теореме Каулинга в форме Брагинского, динамо отсутствует также для нестационарных полей. [48]
Напряженность меняется от места к месту и со временем. Согласно наблюдениям 1957 - 58 гг., вблизи максимума солнечной активности общее магнитное поле С. По мнению Каулинга, время распада общего магнитного ноля равно Ю10 лет. Возможно, что слабые магнитные поля, обнаруживаемые в полярных областях С. [49]
Больцмана в мировой литературе имеется ( на английском языке) только одна книга - вышедшая в 1939 г. монография Чепмена и Каулинга Математическая теория неоднородных газов. Эта книга охватывает уже более поздние работы ( Энскога, Чепмена и др.), посвященные решению кинетического уравнения Больцмана. Книга Чепмена и Каулинга очень трудна и по форме мало удачна. Поэтому, хотя в настоящее время курс лекций Больцмана по своему содержанию уже во многом устарел, он и сейчас представляет не только историческую ценность как книга, подытоживающая классические исследования Больцмана, но и как руководство по кинетической теории газов. По своей манере все изложение Больцмана чрезвычайно прозрачно. [50]
Рассмотрим сначала случай, когда движения не имеют флуктуа. Тогда динамо возможно только вследствие меридиональных циркуляции; движения могут изменять свой характер при наличии дифференциального вращения. Как следует из теоремы Каулинга, магнитное поле, создаваемое таким типом динамо, содержит только осесимметричную часть. В частности, если в разло жении по мультиполям появляется диполь, он должен лежать в экваториальной плоскости. [51]
Задаче динамического прилива в тесной двойной уделялось сравнительно немного внимания. Каулинг, который первым описал вынужденные колебания звезды, ограничился лишь изучением возможных резонансов самых низких - мод ( см. разд. Согласно этому автору, можно считать, что приливная деформация звезды за редкими исключениями будет мало отличаться от равновесной. Каулинг указал на следующие причины: 1) явно слабое влияние резонансного колебания на равновесную деформацию звезды и необходимость очень точного резонанса для усиления полного прилива, 2) быстрое нарушение такого точного резонанса эффектами второго порядка, которые вызываются большими горизонтальными смещениями, связанными с g - модами высоких порядков. Изучая вслед за Каулингом эти обертоны, Цан обнаружил, что для возникновения приливов с большими амплитудами на поверхности не нужен слишком уж точный резонанс с g - модой высокого порядка. Но, как указал Цан, оба результата сомнительны, поскольку они получены в изоэнтропическом приближении, которое у поверхности звезды становится очень грубым. [52]
Подставляя эти функции распределения в интегральные уравнения (9.31) и приравнивая нулю коэффициенты при dlnT / dxr, dus / dxr и rf получим интегральные уравнения для А, В1 и Cv. Эти уравнения несколько более громоздки, чем интегральные уравнения для А и В предыдущего параграфа для одного газа. Но принципиально они аналогичны и к ним применимы те же методы решения. Детали расчетов и полученные для различных законов взаимодействия молекул значения этих величин можно найти, например, в монографиях Гиршфельдера, Кертиса и Берда и Чепмеиа и Каулинга. [53]
Задаче динамического прилива в тесной двойной уделялось сравнительно немного внимания. Каулинг, который первым описал вынужденные колебания звезды, ограничился лишь изучением возможных резонансов самых низких - мод ( см. разд. Согласно этому автору, можно считать, что приливная деформация звезды за редкими исключениями будет мало отличаться от равновесной. Каулинг указал на следующие причины: 1) явно слабое влияние резонансного колебания на равновесную деформацию звезды и необходимость очень точного резонанса для усиления полного прилива, 2) быстрое нарушение такого точного резонанса эффектами второго порядка, которые вызываются большими горизонтальными смещениями, связанными с g - модами высоких порядков. Изучая вслед за Каулингом эти обертоны, Цан обнаружил, что для возникновения приливов с большими амплитудами на поверхности не нужен слишком уж точный резонанс с g - модой высокого порядка. Но, как указал Цан, оба результата сомнительны, поскольку они получены в изоэнтропическом приближении, которое у поверхности звезды становится очень грубым. [54]
Страницы: 1 2 3 4