Чандрасекар

Масса звёзд, у к-рых давление определяется вырожденными электронами, не может превысить Л/, [Чандрасекара предел). Звезды, в к-рых преобладает давление вырожденных электронов, наз. белыми карликами за их небольшие размеры и горячую поверхность. На графике А/(р ) для холодных звёзд (рис. 6) белые карлики расположены левее [c.494]

При описании поля излучения с учетом поляризации введенных выше двух составляющих интенсивности / и h становится недостаточно. Чандрасекар [8] сформулировал уравнения переноса поляризованного излучения в общем виде, представив интенсивность излучения как четырехкомпонентный вектор с помощью четырех параметров Стокса. Другими словами, четыре величины /, Q, U, V, называемые параметрами Стокса, кш //, /г, V, V, известные под названием модифицированных параметров Стокса, дают полное описание поляризационных свойств пучка электромагнитных плоских волн. Обычно представляют интерес следующие параметры средняя по времени интенсивность, плоскость поляризации, эллиптичность и степень поляризации. Интенсивность поляризованного излучения в общем случае является четырехкомпонентным вектором [c.17]

На фиг. 8.9 представлены так называемые модели частокола , которые могут быть использованы для описания зависимости коэффициента поглощения от частоты. Модель равномерного частокола состоит из спектральных линий одинаковой высоты и ширины, равноотстоящих друг от друга и наложенных на серый фон. В большинстве звездных спектров, например, спектральные линии видны на фоне континуума. Модель частокола в общем случае состоит из линий (или узких полос), имеющих различную высоту, ширину и расположенных, на разных расстояниях друг от друга. Эта модель первоначально была предложена Чандрасекаром [18], а затем была использована авторами работ [19—22] для решения задач теплообмена излуче- [c.311]

При со = 1 Т1о-> оо. В этом случае, разделив обе части (10.27а) на г о и переходя к пределу при -оо, получаем, что весовая функция W (р.) превращается в у (м.). Функция у (ц) связана с введенной Чандрасекаром [19] функцией изотропного рассеяния Я(ц) соотношением [7] [c.389]

Теплоперенос. Капица [42] впервые измернл количество тепла, которое необходимо сообщить единичной массе сверхтекучей компоненты, чтобы перевести ее в обычную жидкость. Он обнаружил, что Qt TS, причем энтропия S получается путем интегрирования данных по теплоемкости. Для своих измереиий Чандрасекар и Мендельсон [86] использовали прибор, показанный на фиг. 93. Обратимость здесь была обеспечена тем, что связь между двумя объемами гелия осуществлялась топкой гелиевой пленкой. В их работе, как и во всех подобных измерениях, определялись количество тепла, которое сообщается адиабатически изолированному сосуду, и масса гелия, перетекающая в этот сосуд. Эти эксперименты привели к значениям Д6 , которые согласуются с калориметрическими измерениями Херкуса и Уилкса [79] лучше, чем с измерениями Крамерса, Васшера п Гортера [52]. Поскольку результаты первых двух авторов оказались ошибочно завышенными, возникает вопрос, не следует ли при таких измерениях с пленкой рассматривать некоторый дополнительный член, учитывающий энергию, которую нужно сообщить пленке, чтобы превратить ее в макроскопический объем лшдкости. [c.825]

Принимая во внимание удивительную разницу в поведсини течения в трубках, заполненных проволочками и порошком, Чандрасекар н Мендельсон [93], в дальнейшем исследовали трубки, заполненные порошком. Они использовали трубку для измерения промежуточного давления п осуществляли перепад давлений как гидростатически, так и при помош,и термомеханического эффекта. Их наблюдения при гидростатическом давлении [c.833]

В работе Чандрасекара н Мендельсона было также проведено сравнение полученных данных с ожидаемой величиной вязкости Не II. Степенной закон, которым здесь связаны разность давления и скорость потока, указывает на турбулентность течения. В результате сравнения течения Не I и Не И через одни и те же трубки было получено значсчтие вязкости, которое [c.834]

В заключение следует остановиться на термомеханическом эффекте в случае, когда свяаь между двумя объемами гелия осуществляется посредством пленки. Первые наблюдения Доунта и Мендельсона [18] показали, что в небольшом дьюаре, частично погруженном в Не II, уровень жидкости при подводе тепла во внутренний сосуд слегка поднимается. Этот эффект можно было значительно усилить [162], если увеличить связующий периметр пленки путем использования пучка проволоки (фиг. 92). Из количественных оценок скорости испарения и скорости переноса по илепке следовало, что обратное вязкое течение в пленке пренебрежимо мало. Этот же эффект изучали Чандрасекар и Мендельсон [86], использовавшие сосуд Дьюара, закрытый крышкой, не препятствовавшей свободному истечению пленки, но значительно затруднявшей перенос паров гелия. С помощью этого в высокой степени адиа-батичпого устройства было обнаружено, что до определенного предела скорость наполнения прямо пропорциональна теплоподводу (фиг. 93). При дальнейшем увеличении мощности выше этого критического значения скорость переноса уже более не увеличивалась. Эти опыты показывают, что перенос пленки под действием термомеханического давления [c.868]

Конечные стадии эволюции звезд [33]. Конечное состояние звезды после истощения ядерного топлива и сброса массы в ходе эволюции либо при вспышке сверхновой зависит от массы коллапсирующего остатка. Белые карлики представляют собой звезды, в котоЛ рых сила тяжести уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Их излучение обеспечивается тепловой энергией, запасенной в их недрах. Масса белого карлика не может превысить значение (предел Чандрасекара) Л1=1,46 (2/р.) Mq, где M. = A/Z — молекулярная масса на электрон (для элементов в интервале Не—Fe р, = 2). Радиусы белых карликов составляют 10 —г10 м (рис. 45.22), светимости — (10-2—10- ) Z/0, центральные плотности — порядка 10 кг/м . Зеемановское расщепление линий свидетельствует о наличии у ряда белых карликов магнитных полей с В=102ч-103 Тл. [c.1212]

Изложенпе многих результатов по теории звёздных газовых моделей можно найти в книге Чандрасекар, Введение в учение о строении авёзд, ИЛ, М., 1950. [c.290]

Рис. 1. Качественный вид зависимости массы дв холодных звёзд от их центра.чьной плотности Ро (по горизонтальной оси масштаб не выдержан). Устойчивые ноафигурации изображены жирными сплошными линиями, неустойчивые — штриховыми линиями. 1 — белые карлики, г — нейтронные звёзды, аВч — предел Чандрасекара для белых карликов.

Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в её центр, области, что на Герцшпрунга — Ресселла диаграмме соответствует пере-ХО.ДУ звезды с гл, последовательности в область красных или голубых гигантов. В процессе эволюции центр, область звезды становится всё плотнее и горячее, а её оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери энергии за счёт нейтринного излучения (нейтрино образуются гл. обр. при аннигиляции электрон-позитрон-ных пар). После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное ядро (С-О-ядро), причём его масса тем больше, чем больше масса звезды на гл. последовательности. В С-О-ядре с достаточно малой массой давление полностью определяется вырожденным газом электронов. Вырожденное G-0-ядро может иметь массу вплоть до Чандрасекара предела, т. е. до верх. Предела массы вырожденной звезды, ещё находящейся в гидростатич. равновесии. Для С-О-ядра предел Чандрасекара равен 1,44 Mq, и ядро с массой, превышающей это значение, является невырожденным. Дальнейшая эволюция звезды происходит по-разному для вырожденного и невырожденного С-О-ядра. [c.434]

Исчерпывающее изложение вопроса о параметрах Стокса можно найти в книгах Хюльста [6, гл. 5], Чандрасекара [8] и Дейрмендьяна [9, гл. 3] нйже будут приведены только краткие сведения. [c.17]

Сэмпсон [1] получил его непосредственно из уравнения Больцмана, рассматривая перенос излучения как перенос фотонов Чандрасекар [2], Курганов [3], Соболев [4] и Висканта [5, 6] вывели это уравнение, используя переменные Эйлера и записывая уравнение баланса энергии для некоторого элементарного объема на пути распространения пучка. Вайнберг и Вигнер [7], а также Мэррэй [8] получили эквивалентное уравнение в теории переноса нейтронов. [c.269]

В приложении содержится сводка свойств интегроэкспонен-циальных функций. Для более детального ознакомления с ними читатель может обратиться к книгам Чандрасекара [2] и Курганова [3]. [c.289]

Метод моментов, описанный Круком [22], и метод дискретных ординат, рассмотренный Чандрасекаром [2] и Кургановым [3], позволяют получить приближенные решения уравнения переноса излучения более высокого порядка. При этом, как было показано Круком [22], метод моментов, метод дискретных ординат и метод сферических гармоник совершенно эквивалентны. [c.372]

Для дальнейшего изучения свойств функции Н г) читателю следует обратиться к книгам Чандрасекара [19] и Курганова [20].. [c.390]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...