Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу 		 


На первую страницу
Физика Дисков
... процессов1 Система, состоящая из большого числа взаимодействующих частиц, обладает коллективными свойствами, что проявляется в самосогласованном движении всех частиц, имеющем волновой характер. Волны могут обмениваться энергией и импульсом. Такого рода взаимодействия называют коллективными. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...22] 1.1 Недостаток вещества в центральных областях звездных дисков по сравнению с законом (1.1.2) ("дыра" или депрессия плотности) заложен, например, в моделях Галактики [23,24] и ряде других [22]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... диска1.2 Здесь мы говорим о средней по всем типам звезд величине . Относительно характера распределения звезд разных спектральных классов поперек плоскости диска см. в работе Бартая [26]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... бара1.3 Бар -- вытянутое овалоподобное образование в центре некоторых (SB) галактик ( см. разд. 1.3). 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... классов1.4 Согласно работе [54], дисперсия скоростей звезд практически не зависит от их массы, но изменяется с их возрастом. Так, для звезд моложе лет величина км/с практически не отличается от дисперсии скоростей газовых облаков, а для звезд - карликов, возраст которых близок к возрасту Галактики ( лет), км/с. Зависимость дисперсии скоростей звезд от их возраста удовлетворительно аппроксимируется выражением , где ; км/с; -- возраст звезды (в годах); (км/с)/год. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... диска1.5 На периферии плоских галактик за пределами их спирального узора слой газа часто искривляется, отклоняясь от плоскости симметрии звездного диска на расстояние до нескольких килопарсек. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... диска1.6 За исключением далеких периферийных областей. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... галактику1.7 Такой спиральный узор называют grand design. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... узора1.8 Их также называют флукулентными спиралями (flocculent). 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... фона1.9 В некоторых редко встречающихся галактиках ранних типов с крайне низким содержанием газа видны только слабоконтрастные спиральные ветви по старым звездам [97]. В галактиках с баром может наблюдаться весьма мощная (до 50%) волна плотности в старом населении диска [91]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... галактик1.10 В основном у эллиптических галактик, но есть и у нескольких спиральных типа Sa. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...)1.11 В среднем у Sa-галактик , у Sb -- , у Sc -- . 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... системах1.12 Первым на это обратил внимание Я.Б.Зельдович [130]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... систем1.13 При употреблении термина "тесная двойная система" обычно подразумевается наличие обмена масс между компонентами. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... недель1.14 В книге [118] приведен пример с RT Ser, у которой уменьшение на произошло за 27 лет. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... II1.15 Впрочем, пока известен только один "Быстрый барстер" MXB 1730--335 с характерным временем повторения с. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... изменится2.1 Относительно построения кинетического уравнения в произвольной ортогональной системе координат см. в монографии Поляченко и Фридмана [1]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... газа2.2 О роли газа см. гл. 4 и 6. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...эпициклическим2.3 Подробнее см. пп. 1.1.3, 2.2.2. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...eq2.1.34)2.4 Анализ влияния возможного отклонения функции распределения звезд по остаточным скоростям от анизотропного максвелловского на гравитационную устойчивость звездного диска проведен в п. 2.3.4. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... маргинальной2.5 Т.е. находящейся на границе устойчивости. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... виде2.6 В ряде работ в рамках различных моделей гравитирующего диска было показано, что ВКБ-приближение дает результаты, весьма близкие к точным и для крупномасштабных мод. Так, например, по Калнайсу [194], ВКБ-решение уравнения Пуассона для моды , отличается от точного не более, чем на 2%, а в работе [195] точные значения частот колебаний диска практически совпадают с вычисленными в коротковолновом приближении вплоть до самых крупномасштабных мод включительно. Поэтому использование ВКБ-приближения вполне может приводить к результатам удовлетворительной точности вплоть до . Это, однако, заведомо не относится к окрестностям динамических резонансов таких мод, где -- см. ниже (2.2.22). 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... соотношением2.7 Примесь "ям большей глубины", соответствующих четным по -координате собственным функциям , согласно [192] уменьшает величину в области не более, чем на 2%. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... ветви2.8 Термин "градиентная" обусловлен тем, что в однородном по и диске эта ветвь колебаний вырождается ( ). 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... холодный2.9 "Температура" звездной системы характеризуется квадратами дисперсий скоростей звезд (, ,), а газа -- скорости звука . 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... слой2.10 Стpого говоpя в этом случае система нестационаpна. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... 2.11 В бесстолкновительном диске имеются и высокочастотные колебания с , [см.(2.2.38)]. По крайней мере в однородном диске они не влияют на гравитационную устойчивость. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...2.12 Аналогичный результат получен в работе [208]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... существенной2.13 К сожалению, эти трудности носят принципиальный характер. Выходом из этого положения может служить сравнение с контрольными численными экспериментами (см. гл. 3), в которых неоднородные системы выходят на границу устойчивости, и при необходимости корректировка критериев устойчивости такого типа. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... шланговая2.14 Термин, обычно употребляемый в физике плазмы и гидродинамике. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... значений3.1 В моделях PP при "измерении" макроскопических (в том числе и локальных) параметров диска, приходящего в состояние, близкое к стационарному, используют усреднение по промежуткам времени порядка нескольких десятков временных шагов ( ). Это эффективно увеличивает число участвующих в эксперименте частиц в раз. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... звезд3.2 Рассеянные звездные и шаровые скопления содержат соответственно и звезд и метод PP наиболее активно используется для моделирования этих систем. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... преимуществ3.3 Прежде всего силы определяются с такой же точностью, что и арифметическая точность ЭВМ. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... частоту3.4 Поскольку в определение входит производная , величину необходимо предварительно сгладить, вычислить , а затем и . 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...218]3.5 Цель этих экспериментов заключалась, в частности, в проверке условия устойчивости диска (2.4.21). 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... 3.6 Диск, находящийся на границе устойчивости относительно мелкомасштабных возмущений ( , имеет , что, как видим, недостаточно для стабилизации глобальной бар-моды. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... звезд3.7 Отметим, что в рамках обсуждаемых экспериментов рассматривалась особенность в распределении ГМО -- кольцо повышенной плотности в области (кпк) [72]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... бар-мода3.8 В самых внутренних областях некоторых галактик наблюдаются газовые (молекулярные) бары. Большая полуось этих структур составляет пк, что существенно меньше по сравнению с типичными звездными барами [301,302]. Причем молекулярные ядерные бары наблюдаются как в системах со звездным баром, так и в галактиках без бара. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... газа4.1 Обобщение на случай давления излучения см. [463], pазд.5.3. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... вид4.2 Обсуждение модели тонкого диска и ее обобщение можно найти в моногpафии Гоpькавого и Фpидмана [185]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...4.3 В действительности этот интервал может быть несколько уже, поскольку при нарушается ВКБ-приближение. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... членов4.4 Если в двумеpной модели фоpмально положить , то она будет описывать тpехмеpную динамику частного класса возмущений, не имеющих попеpечной к плоскости диска компоненты волнового вектоpа. Пpи этом под , , следует подpазумевать не повеpхностные, а объемные давление, плотность, показатель адиабаты. Hа это указал В.В. Мусцевой. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... необычным4.5 В аналогичной по постановке плоской задаче возмущенное давление является непрерывным при переходе через поверхность разрыва скорости [327]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...eq4.5.18)]4.6 Такая зависимость проявляется в следующем за (4.5.22) порядке: . 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... галактик4.7 Гипотеза об ответственности гидродинамических неустойчивостей в газовом диске за возбуждение спирального узора галактик была сформулирована А.М.Фридманом в 1972 г. Конкретные соображения о гидродинамическом механизме возбуждения спиралей и месте его локализации в галактиках были высказаны в работе [50]. Позднее были изучены гидродинамические неустойчивости в трехмерных моделях гравитирующей среды [345-348] и газовом диске [351,353]. Проведенное затем экспериментальное исследование центробежной неустойчивости на установках с вращающейся "мелкой водой" [354,355] позволило в конечном счете сформулировать гидродинамическую концепцию происхождения спирального узора плоских галактик (см. гл. 6). 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... заметным4.8 Так, для двухрукавных возмущений при величина меньше получаемой из (4.5.21) на 30 40%. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... Галактике4.9 Заметим также, что плотное кольцо газа возникает в численных газодинамических моделях с баром [326] и в вязких осесимметричных моделях диска [360]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...)4.10 В работах [362,363] обсуждаются возможные методики и трудности наблюдательного определения параметра . 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... 4.11 Этот фактор и затрудняет нахождение низкочастотной моды, поскольку в разрывной модели этой неустойчивости нет. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... 4.12 Такой подход аналогичен рассмотренному в разд. 5.2. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... волны4.13 В работе Коваленко и Леви [394] в рамках аналитического подхода рассмотрено сверхзвуковое течение через потенциальную яму с установлением стационарной при определенных условиях (вид потенциала и параметры течения) ударной волны в области втекания газа в яму. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... т.п.5.1 При таком подходе вполне уместна аналогия с падающим орбитальным спутником, попавшим в верхние слои атмосферы Земли. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... виде5.2 В литературе очень часто используются выражения типа (5.1.6), (5.1.9), (5.1.15), и т.п., различающиеся коэффициентами порядка единицы, что связано с различием в усреднении по -координате. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... АД5.3 Впервые такого рода решения были получены в работе [415]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... книги5.4 Изменение темпа истечения вещества из оптического компонента в ТДС может быть вызвано динамическими неустойчивостями в звезде [131,414,418-420]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... энергии5.5 В стационарной модели полная светимость диска определяется половиной гравитационной энергии падающего вещества. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...5.6 Лианг [430] построил свои модели в цилиндрической системе координат . 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... вязкостью5.7 Речь идет о физической вязкости, но обычно используемые численные схемы обладают также численной вязкостью. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... волнами5.8 См. подробнее п. 5.2.3. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... адиабаты5.9 В связи с выбором величины показателя адиабаты следует помнить, что значению в трехмерном случае соответствует в двумерных моделях (п. 4.1.1). 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... уравнению5.10 Небольшие различия в числовых коэффициентах у разных авторов связаны со способом усреднения по -координате исходных уравнений. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... газовому5.11 Такую вязкость называют магнитной. Это связано с тем, что турбулентное динамо генерирует магнитное поле , причем и магнитное давление сравнимо с газовым. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...fig5.16)5.12 Здесь мы полагаем, что диск покоится, а движутся наружные области. Обратный переход производится обычным доплеровским преобразованием частоты. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... вектору5.13 Другими словами, вдоль поверхности разрыва газ убегает от волны быстрее, чем она его догоняет. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...5.14 Случай наиболее интересен в приложении к дисковой аккреции на замагниченные компактные объекты, где существует проблема проникновения вещества в магнитосферу и плотность его там существенно ниже по сравнению с плотностью диска. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... уравнение5.15 В пределе это уравнение рассмотрено в работе [473], а для -- в [150]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... Папалойзу-Прингла5.16 Данный пункт написан совместно с В.В. Мусцевым. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... диски5.17 См. п. 5.1.6. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... величине5.18 Как показывает численное решение, плотность потока углового момента возмущений везде в диске направлена наружу. Это является отражением фундаментального принципа Ле-Шателье -- неустойчивые спиральные моды отводят наружу угловой момент вещества, аккрецирующего и тем самым высвобождающего гравитационную энергию. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... гармоник5.19 Суперпозиция неустойчивых мод с большим инкрементом, как правило, невозможна, поскольку наиболее быстро растущая мода на нелинейном этапе "переключает на себя" энергетический источник неустойчивости. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... тяжести5.20 В физике плазмы их называют диффузионными, перестановочными. Тяжелая жидкость над легкой, холодная над горячей, плазма над магнитным полем -- все это примеры развития данного типа неустойчивостей. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... системе5.21 Данный резонанс хорошо известен в небесной механике в ограниченной задаче трех тел. Примерами являются особенности движения астероидов в системе Солнце-Юпитер и некотоpые особенности структуры колец Сатурна с учетом спутников планеты. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... случае6.1 Ширину резонансной области мы не вычисляем, поскольку, как будет видно из приведенных ниже оценок, максимальный инкремент исследуемой неустойчивости порядка или меньше обратного времени радиального сноса пакета спиральных гравитационных волн [453]. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
...496]6.2 Аналогичный подход позволил развить теорию дрейфового движения заряженных частиц в магнитном поле посредством усреднения их реального движения по "быстрой" фазе ларморова вращения. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
... гидродинамическим)6.3 Сходная идея высказывалась А.М.Фридманом [503], объяснявшим многоярусность спиральной структуры -- различное число рукавов в различных областях диска по -- тем, что в этих областях существуют различные условия для предпочтительного развития той или иной неустойчивости. Каждая из этих неустойчивостей характеризуется своей зависимостью максимального инкремента от номера азимутальной моды , что и приводит к различным видам спиральной структуры в разных областях системы. 
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
Публикации с ключевыми словами: аккреционный диск - диск, галактический - гидродинамика - спиральная структура
Публикации со словами: аккреционный диск - диск, галактический - гидродинамика - спиральная структура
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [2]
Оценка: 2.9 [голосов: 78]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования