Уравнения равновесия звезд

Наконец, выведем уравнение равновесия очень большой массы жидкости, части которой удерживаются вместе силами гравитационного притяжения (звезда). Пусть ф — ньютоновский гравитационный потенциал создаваемого жидкостью поля. Он удовлетворяет дифференциальному уравнению [c.21]

Об уравнениях равновесия и движения массы газа. моделирующей звезду [c.284]

Мы рассмотрим точные решения уравнений равновесия (II) (в которых мы пренебрегаем световым давлением), при этом вместо краевых условий на поверхности звезды будем опираться на некоторые дополнительные гипотезы. Исходя из соображений размерности, рассмотрим простейшую гипотезу о том, что распределение характеристик состояния, помимо сил гравитации, связанных со значением гравитационной постоянной /, зависит существенно ещё от какого-либо физического закона, влияние которого может осуществляться посредством только одной характерной физической постоянной, которую мы обозначим через А. [c.294]

Температура вещества внутри звезды очень высокая —порядка миллионов градусов, а вблизи внешней поверхности звезды — порядка нескольких тысяч градусов при таких температурах вещество звезды можно рассматривать как совершенный газ даже в том случае, когда давление и плотность чрезвычайно большие. Поэтому, допуская ещё, что имеет место локальное термодинамическое равновесие, уравнение состояния возьмём в виде [c.285]

При наличии сферической симметрии и термодинамической обратимости явления, система уравнений, описывающих распределение характеристик состояния внутри звезды при равновесии, может быть взята в виде ), где % — коэффициент [c.288]

В теории вспышек новых звёзд при исследовании неуста-новившихся движений газовых масс звезды необходимо использовать в начальных условиях данные о распределении характеристик состояния газа внутри звезды при равновесии. Для этой цели использование решений системы уравнений (II) с краевыми условиями (2.6) и (2.7) из-за сложности этих решений неудобно и исключает возможность получения эффективных решений о неустановившихся движениях. [c.294]

Сложность возникающей задачи исследования этой системы заключается в том, что уравнение переноса излучения записано для определенной частоты со, а в уравнение лучистого равновесия входят величины, представляемые интегралами по всему спектру частот. В силу этого обстоятельства, совместное решение уравнений переноса и лучистого равновесия является довольно трудной задачей и обычно связано с различными допущениями. Эта проблема составляет содержание классической теории непрерывных спектров звезд [26]. Заметим, что и при второй постановке задачи остается проблема ЛТР. Известные из литературы исследования, посвященные этим вопросам, как правило, используют принцип ЛТР. Отказ от этого принципа приводит при данной постановке задачи к исключительным сложностям. [c.102]

Для построения количественного описания равновесия и движения газовых масс, образующих звезду, необходимо установить уравнения равновесия и движения. Ниже мы приводим уравнения равновесия и уравнения движения гравитирующих по закону Ньютона масс газа. Для движущихся масс мы рассмотрим только случай радиального движения при наличии сферической симметрии. [c.284]

Приближение радиационной теплопроводности является частным случаем диффузионного приближения, когда в каждой точке среды имеет место локальное радиационное равновесие. Впервые это приближение было предложено Росселандом [Л. 22, 346] и сформулировано им в виде уравнения (5-4). Это приближение получило большое распространение в астрофизических задачах для исследования переноса излучения в недрах звезд, где оптическая толщина весьма велика и состояние среды и излучения оказываются близкими к локальному радиационному равновесию. В астрофизической и иностранной литературе по теплофизике понятия диффузионного приближения и приближения радиационной теплопроводности довольно часто отождествляют между собой. Россе-ланд в своей работе, впервые сформулировав общее уравнение диффузионного приближения, рассматривал его для частного случая состояния среды и излучения, близкого к термодинамическому равновесию, которое получило название приближения радиационной теплопроводности, Именно для этого приближения им рекомендованы окончательные расчетные формулы (5-2) и (5-4) и дана закономерность осреднения коэффициента поглощения по всем частотам (5-3), [c.161]

Для атмосферы Земли изучение типа равновесия, аналогичное проведенному Милном и Вулли для атмосфер звезд, отсутствует. Некоторые заключения но этому вопросу мы можем сделать, пользуясь следуюгцей интерпретацией уравнения (42), данной Милном [14]. Предполагая, что рассеяние лучистой энергии в атмосфере однородно (7 = 1), мы можем следуюгцим образом написать уравнение переноса лучистой энергии [c.305]

Влияние вращения Земли на равновесие и движение тел. При решении большинства технических задач мы считаем систему отсчета, связанную с Землей, неподвижной (инерциальной). Тем самым мы не учитываем суточное вращение Земли и ее движен1- е по орбите вокруг Солнца. Но для второго из этих движений соответствующая переносная сила инерции, которая должна войти в уравнение (51), практически уравновешивается силой притяжения Солнца (см. об этом подробнее в 128). Таким образом, считая систему отсчета, связанную с Землей, инерциальной, мы по существу пренебрегаем только ее суточным вращением вместе с Землей по отношению к звездам. Это вращение происходит со скоростью 1 оборот за 23 часа 56 минут 4 секунды, т. е. с угловой скоростью [c.295]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...