1.4. «ЗОЛОТОЙ ВЕК» ТЕОРИИ ВРАЩЕНИЯ ЗВЕЗД

Несмотря на то что теория вращающихся звезд очень сильно развилась за последние 15 лет, ее главные понятия, лежащие в основе почти всех современных исследований, сложились в 1919 - 1941 гг. Здесь мы дадим лишь краткий обзор соответствующих первых работ; ниже в этой книге мы подробно рассмотрим все эти работы.

Уже в начале века стало ясно, что звезды представляют собой газообразные центрально конденсированные конфигурации. В 1919 г. Джинс задумался над тем, будут ли последовательности твердотельно вращающихся центрально конденсированных тел повторять классическую схему Маклорена — Якоби. Чтобы ответить на этот вопрос, он построил различные последовательности однородно вращающихся политроп, причем показатель политропы служил мерой центральной конденсации. Он обнаружил, что для значений больших схема Маклорена — Якоби уже не осуществляется. Другими словами, при когда плотность в центре не менее чем втрое выше средней, последовательности однородно вращающихся политроп не достигают точки бифуркации, а обрываются, когда гравитационное и центробежное ускорения на экваторе становятся одинаковыми. Отсюда Джинс заключил, что если представить себе последовательность таких медленно сжимающихся фигур, то в конечном счете начнется экваториальное истечение. Иначе говоря, поскольку при дальнейшем сжатии центробежная сила начинает превышать силу тяготения, на экваторе возникает непрерывная струя отбрасываемого вещества. Исходя из этой полуколичественной картины, Струве высказал в 1931 г. предположение, что звезды класса являются однородно вращающимися звездами класса В, которые находятся на грани экваториального истечения и окружены газовыми кольцами.

В те же годы по мере улучшения понимания физических процессов, происходящих в недрах звезд, стало ясно, что у подавляющего большинства звезд перенос энергии в их основном объеме осуществляется излучением, а не конвекцией. На основе этого результата Эдвард Артур Милн (1896 — 1950) из Оксфорда построил в 1923 г. первую подробную модель медленно вращающейся звезды в чисто лучистом равновесии. Десять лет спустя астрофизик индийского происхождения Субрахманьян Чандрасекар, который тогда стажировался в Копенгагене, обобщил этот метод и применил его к слабо возмущенным политропам. Большая часть современных моделей звезд, отклонение которых от сферической симметрии невелико, построена на основе этих двух первых исследований.

Следующий важный шаг в изучении вращения звезд сделал в Упсале Гуго фон Цейпель (1873 - 1959). В 1924 г. он доказал следующую теорему: если химически однородная звезда, вращающаяся как твердое тело с угловой скоростью находится в статическом лучистом равновесии, то скорость выделения энергии в любой внутренней точке должна определяться формулой

где соответственно гравитационная постоянная и плотность в этой точке. Поскольку фактические источники энергии в звезде не удовлетворяют условию (3), ясно, что хотя бы от одной из исходных посылок следует отказаться. Это обстоятельство впервые независимо отметили Хайнрих Фогт (1890 — 1968) в Гейдельберге и сэр Артур Стэнли Эддингтон (1882 — 1944) в Кембридже. В 1925 г. они показали, что строгое лучистое

равновесие в твердотельно вращающейся звезде должно неизбежно нарушаться. При этом, утверждали они, температура и давление на уровенных поверхностях перестают быть постоянными, в результате чего возникает градиент давления, который вызывает течение вещества главным образом в плоскостях, проходящих через ось вращения. В 1929 г. Эддингтон впервые количественно исследовал физические свойства этой меридиональной циркуляции.

Обзор «золотого века» теории вращения звезд был бы неполным, если бы мы не упомянули, наконец, школу механики жидкости в Осло. Заслугой Вильгельма Бьеркнеса (1862 — 1951) была систематическая разработка проблем физической гидродинамики. Он, в частности, заложил основы теории баротроп и бароклин, а также систематизировал задачу малых колебаний непрерывной среды около положения равновесия. Несмотря на то что эти вопросы обсуждались в основном в связи со специфическими задачами метеорологии, их результаты привели к многочисленным применениям в астрофизике. Упомянем в связи с этим пионерскую работу Свейна Росселанда и Гуннара Рандерса. Особое значение имел анализ устойчивости вращающейся сжимаемой жидкости, который провели Халвор Золберг (1895 — 1974) и Эйнар Хейланд (1907 — 1974). Первый критерий для случая осесимметричных возмущений во вращающейся звезде с постоянной энтропией Золберг получил в 1936 г. Он доказал, что при указанных условиях динамическая неустойчивость возникает, если

где угловая скорость есть некоторая заданная функция расстояния от оси вращения. Этот результат был обобщен в 1941 г. Хейландом, который рассмотрел случай, когда О зависит также от координаты вдоль оси вращения. Он показал, что динамическая неустойчивость в этой ситуации наступает, когда момент количества движения (на единицу массы) уменьшается от полюсов к экватору на поверхности постоянной энтропии (на единицу массы). Рагнар Фьертофт в Осло и Йорген Холмбоу в Лос-Анджелесе предложили позднее изящные доказательства этого критерия. Поскольку эти и связанные с ними вопросы устойчивости составляют теперь важную главу в теории вращающихся звезд, мы рассмотрим их подробнее в разд. 7.3.

БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЕ ЗАМЕЧАНИЯ

(см. скан)

(см. скан)