Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
20 в. в связн с задачами экваторнального истечения нз быстрое раздающихся одиночных звёзд, а также перетекания вещества с одной компоненты иа другую в тесных двойных звёздах на поздних стадиях их эволюции.
Поверхность стационарной вращающейся звезды совпадает с нек-рой эквипотенциальной поверхностью.
Эфф. потенциал Ф на поверхности одиночной вращающейся звезды определяется суммой гравитац. Фг и центробежного Фц потенциалов. Вращение нарушает сфе-рически-снмметрпчное распределение массы в звезде. Одиако для большинства обычных звёзд нз-за сильной концентрации вещества к центру обусловленные вращением отличня гравитац. потенциала от сферическп-симметричного малы. Поэтому Фг на поверхности таких звёзд мало отличается от потенциала точечной массы: Фг = -GMlR (M — масса звезды, R — расстояние от центра звезды). При вращении о иек-рой угл. скоростью со (не вависящей от координат) центробежный потенциал Фц = —(1Za)(I)2^8Sm2Q (0 — полярный угол). Т. о., форма стационарной вращающейся звезды (рис. 1) определяется одной из эквипотенциальных поверхностен
Ф(Л ,0)=—^---------)2Я2 sin- Q=C.
H Z
На экваторе критич. эквипотенциальной поверхности (0 = 90°, R = R3) сила притяжения на единицу массы, 2Э
ПОЛОСТЬ
Рис. 1. Вид сечений эквипотенциальных поверхностей одиночной врашаюшейся звезды плоскостью, проходящей через ось вращения. Критическая зквипотенцраль выделена полужирной линией, О — центр масс звёзд.
равная —GMjR^, уравновешена пентробежной силой о>2Яэ (т. е. эфф. сила притяжения F — —уФ ~ 0), и постоянная С = —(3/2)GM/R3. На полюсе Ш — О, R — Rji). где центробежная сила отсутствует, GMlRa-= (iI2)GMlR3. Максимально возможное отношение экваториального R* и полярного Я* радиусов звезды, заполняющей П. P., R*IR* ¦= Яэ/Яп = 3/г. С уменьшением размеров звезды (относительно П. Р.) Я*/Я*—> —> 1. Угл. скорость вращения стационарной звезды не может превышать величины wH = (GMlR )1/а, иначе у неё начнётся экваториальное истечение вещества. Однако не все звёзды могут быть ускорены к.-л. иа известных механизмов до ш = о)к. Так, в рамках моделей нейтронных звёзд со слабой концентрацией массы к центру (с «жёстким» ур-нием состояния) устойчивость звезды нарушается при CD < <лк.
Понятие эквипотенциальных поверхностей и П. Р. можно ввести также и для системы двух звёзд, обращающихся вокруг общего центра тяжести по круговым орбитам с пост. угл. скоростью w. В неинерцнальнон системе координат, вращающейся с той же угл. скоростью, эфф. потенциал стационарен и определяется суммой гравнтац. потенциалов обеих компонент и центробежного потенциала:
Ф(Я,0,ф)= — —;-----------------------^-й)2Я2з1п20,
1 Н,(Л,е,ф) Я,(Н,0,ф) 2 ’
где Я1тЯ2 и Mi,M2— расстояния от центров н массы звёзд, Я, 0, ф — сферич. координаты (центр системы — в центре масс, ось 0 = 0 параллельна ю), предполагается синхронность вращения (угл, скорость вращения звёзд равна о>).
Эквипотенциальные поверхности, Ф = С, прн больших значениях модуля С(С = C1) состоят из окружающих каждую массу почти концентрич. сфер н одной внеш. поверхности, по форме близкой к круговому цилиндру (рис. 2). С уменьшением |С| размеры экви-
Рис. 2. Вид сечений эквипотенциальных поверхностей В ДВОЙНОЙ звёздной системе плоскостью, проходящей через центры масс компонент и ортогональной оси вращения системы. Критическая эк-випотенциаль выделена полужирной линией, ср — азимутальный угол, О — центр масс системы. Внешние эквипотен-циали, соответствующие С — С., Сэ, не показаны.
потенциальных поверхностей возрастают, оии деформируются, превращаясь в вытянутые навстречу друг другу фигуры, и при иек-ром значении С = C2 имеет место пересечение этих фигур. Точка пересечения (L1) наз. внутр. либрац. точкой Лагранжа. Эквипотенци-
альная поверхность, проходящая через L1, наз. критической и определяет П. Р. каждой из компонент двойной системы. Поверхности звёзд должны совпадать с одной нз внутр. эквипотенциален. При заполнении одной из компонент своей П. Р. начинается интенсивное перетекание вещества на соседнюю компоненту.
В зависимости от соотношения между размерами компонент и П. Р. существует классификация двойных звёздных систем: разделённые системы, у к-рых обе компоненты находятся внутри П. Р.; полуразде-лёиные системы, у к-рых одна из компонент заполняет свою П. Р.; контактные системы — обе компоненты заполняют свои П. Р. В процессе эволюции звёзд одна и та же двойная система может переходить из одного класса в другой.
В полу разделённых и контактных системах наблюдаются газовые потоки, движение к-рых определяется структурой эквипотенциальных поверхностей вие П. Р. С дальнейшим уменьшением ICKC = C3) две внутр. эквипотенциальные поверхности за П. Р. сливаются в одну гантелеподобную фигуру и при нек-ром значении С = C4 наступает пересечение этой фигуры с внеш. эквипотенциальной поверхностью в либрац. точке L2, к-рая находится за менее массивной компонентой на линии, соединяющей центры масс звёзд. Если вещество газовых потоков обладает достаточной кинетич. энергией, то прежде всего она начнёт уходить из системы через окрестности L2.
