7. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ МОМЕНТА КОЛИЧЕСТВА ДВИЖЕНИЯ
7.1. ВВЕДЕНИЕ
Как отмечалось в гл. 4, многие фундаментальные свойства стационарно вращающейся конфигурации можно вывести непосредственно из условия механического равновесия. Эти результаты играют важную роль в различных разделах теории вращающихся звезд, однако они не дают никаких сведений о распределении момента количества движения в звезде. Кроме того, поскольку до сих пор при построении равновесных моделей мы обходились без закона сохранения энергии, пока не известно, можно ли применять эти результаты в неизменном виде к реальной излучающей звезде. Не накладывает ли, например, условие строгого лучистого равновесия каких-либо ограничений на распределение момента количества движения внутри звезды? Наконец, каким образом следует модифицировать свойства, выведенные в гл. 4, чтобы учесть вязкое трение и электромагнитные силы? Итак, можно ли построить реалистическую модель звезды в предположении, что скорость вещества является чисто вращательной? Вследствие важности этих вопросов мы целиком посвятим эту главу их изучению.
В принципе мгновенное распределение момента количества движения внутри звезды следовало бы вычислять из начальных условий. Ясно, что на современном уровне знания такая задача не поддается решению, даже если бы начальные условия и были известны. Поэтому в настоящее время широко используется другой прием: стационарное распределение момента количества движения выбирают путем исключения неустойчивых (динамически или термически) вращающихся конфигураций, а также не удовлетворяющих одновременно условиям механического и теплового равновесия. В разд. 7.2 для областей в строгом лучистом равновесии формулируется ограничение последнего типа, а в разд. 7.3 и 7.4 доказываются необходимые (но не достаточные) условия устойчивости. Затем после исключения моделей, не удовлетворяющих этим условиям равновесия и устойчивости, делается вывод, что химически однородная звезда не может находиться в строгом лучистом равновесии, если она стационарно вращается. По этой причине оказывается необходимым рассматривать лучистые зоны с крупномасштабной циркуляцией, накладывающейся на чисто вращательное движение. Откладывая изучение этих меридиональных течений до гл. 8, мы завершаем настоящую главу некоторыми соображениями о роли вязкости
и магнитных полей во вращающейся звезде с пренебрежимо малой циркуляцией. Кроме того, рассматриваются практические способы определения законов стационарного (или квазистационарного) вращения вязкой звезды. Нестационарные поля скоростей будут рассмотрены в разд. 13.3.
