5. МОДЕЛИ ЗВЕЗД: МЕТОДЫ РАСЧЕТА

5.1. ВВЕДЕНИЕ

В предыдущей главе мы рассмотрели некоторые общие механические свойства звезд, находящихся в состоянии стационарного вращения. По физическим свойствам различаются лишь баротропы и бароклины, однако вращение естественным образом делит звезды на три класса: баротропы, псевдобаротропы и истинные бароклины (разд. 4.3). Первые два семейства характеризуются прежде всего постоянством угловой скорости на цилиндрах, ось которых совпадает с осью симметрии, т.е. но это условие никогда не выполняется в истинных бароклинах. (Ясно, что твердотельно вращающиеся конфигурации принадлежат к классу баротроп и псевдобаротроп.) Напомним, что в баротропах мы предполагаем выполненным геометрическое соотношение тогда как для псевдобаротроп зависимость от и химического состава выражается с помощью некоторого заданного уравнения состояния. Если не принимать в расчет это физическое различие, то все механические свойства стационарно вращающихся баротроп и псевдобаротроп одинаковы.

Откладывая изучение некоторых термодинамических свойств излучающих звезд до гл. 7, мы рассмотрим здесь основные методы, с помощью которых можно найти равновесное строение баротроп и псевдобаротроп. Наши предположения будут такими же, как и в разд. 4.2. В частности, трение, а значит, и перенос момента количества движения здесь не рассматриваются. Подобным же образом мы оставляем пока в стороне тонкий вопрос о меридиональной циркуляции, которую обязательно нужно учитывать для псевдобаротроп в состоянии лучистого равновесия. Эту проблему мы рассмотрим в гл. 8.

Для расчета равновесия вращающихся звезд разработано много методов. Главная трудность заключается в том, что истинная стратификация центрально конденсированной звезды никогда не известна заранее. Ясно, что если отклонение от сферической симметрии невелико, то можно применить метод возмущений и считать, что влияние вращения сводится к небольшому отклонению от известной сферической модели. Три таких способа описаны в разд. 5.2 — 5.4. Однако, если уровенные поверхности сильно отличаются от концентрических сфер, следует отдать предпочтение другим методам. В разд. 5.5 мы вкратце описываем метод самосогласованного поля, предложенный Острайкером и его сотрудниками; это пока что

самая эффективная схема расчета сильно искаженных звезд в состоянии твердотельного и дифференциального вращения. Другие подходы — чисто разностные схемы и вариационные методы — будут рассмотрены в гл. 10. Наконец, в разд. 6.8 будет изложен квазидинамический метод, позволяющий одновременно исследовать устойчивость относительно осесимметричных движений.