3. ЗВЕЗДНАЯ ГИДРОДИНАМИКА
3.1. ВВЕДЕНИЕ
Как можно заключить из наблюдений, бблыпая часть звезд находится в состоянии гидростатического равновесия под действием собственного тяготения и центробежной силы, вызванной вращением вокруг оси. Однако подробное изучение Солнца показало, что такое равновесие сил только приблизительно. В самом деле, на поверхности Солнца заметны следы внутренних движений как вокруг оси вращения, так и в меридиональных плоскостях (см. разд. 2.2). Отклонения от строгого равновесия можно наблюдать также на некоторых стадиях эволюции звезд; упомянем в этой связи пульсирующие, новые, сверхновые и вспыхивающие звезды. Все эти проблемы составляют предмет звездной гидродинамики, т.е. обычной гидродинамики, должным образом модифицированной так, чтобы охватывать все атомные и ядерные процессы, которые происходят в недрах звезды.
В основе звездной гидродинамики, вообще говоря, лежит предположение, что по своей структуре звезда представляет собой сплошную среду. Другими словами, предполагается, что в макроскопическом масштабе, который велик по сравнению с расстояниями между частицами, свойства любой малой части звезды такие же, как и ее вещества в целом. Это предположение означает, что можно придать смысл средним значениям таких величин, как плотность, скорость, давление в каждой точке звезды, и считать, что эти средние значения обычно являются непрерывными функциями положения и времени. Чтобы определить среднее значение на практике, нужно рассматривать области, размеры которых меньше полного объема звезды, но гораздо больше средней длины свободного пробега частиц, поскольку тогда случайные движения частиц не оказывают влияния на средние значения. Так, например, когда мы говорим о скорости «элемента массы» (или «частицы жидкости»), мы всегда имеем в виду среднюю скорость большого числа частиц, заключенных в некотором конечном объеме, хотя сам этот объем следует рассматривать как точку.
В этой главе на основе такой модели сплошной среды будут выведены общие уравнения звездной гидродинамики. Здесь не будут обсуждаться разрывные явления (такие, как ударные волны). В разд. 3.5 и 3.6 мы остановимся также на некоторых общих явлениях, важных при изучении
вращения звезд. В заключение будут рассмотрены вириальные уравнения. Мы пока не затрагиваем конвекцию и турбулентность и рассмотрим их в последующих главах. Предполагается, что читателю известны основные сведения о внутреннем строении сферических моделей звезд. Кроме того, полезно знать векторный анализ и дифференциальные уравнения в частных производных.
