Полость роша это кратко
Обновлено: 02.07.2024
Трёхмерное изображение поверхности потенциала для вращающихся вокруг общего центра масс по круговым орбитам звёзд с отношением масс 1:2. Поверхность потенциала изображена в системе координат, вращающейся со звёздами. В случае эллиптических орбит поле становится непотенциальным.
Полость Роша — область вокруг звезды в двойной системе, границей которой служит эквипотенциальная поверхность, содержащая первую точку Лагранжа L 1 > .
В системе координат, вращающейся вместе с двойной звездой, для пробного тела, находящегося в этой области, притяжение звезды, находящейся в полости Роша, преобладает и над притяжением звезды-компаньона, и над центробежной силой.
В точке Лагранжа L 1 > полости Роша компонентов двойной системы соприкасаются: равнодействующая притяжений обеих звёзд обращается в ней в нуль. Это приводит к возможности перетекания вещества от одной звезды к другой при заполнении одной из них полости Роша в ходе её эволюции. Такие перетекания играют важную роль при эволюции тесных двойных звёздных систем (см. Аккреция).
Питером Эгглтоном предложена [1] эмпирическая формула для эффективного радиуса полости Роша (радиус шара, объём которого равен объёму соответствующей полости Роша), дающая результаты с точностью лучше 1 % во всём диапазоне отношения масс:
- пространственная область определяющая макс. размеры стационарной вращающейся звезды (одиночной или в двойной системе). Границей П. г и центробежного Ф ц потенциалов. Вращение нарушает сферически-симметричное распределение массы в звезде однако для большинства обычных звёзд из-за сильной концентрации вещества к центру обусловленные вращением отличия гравитац. потенциала от сферически-симметричного малы. Поэтому Ф г на поверхности таких звезд мало отличается от потенциала точечной мас-сы: ( М - масса звезды, R - расстояние от центра звезды). При вращении о нек-рой угл. скоростью (не зависящей от координат) центробежный потенциал Ф ц=-(1/2)w 2 R 2 sin 2 q (q-полярный угол). Т. о., форма стационарной вращающейся звезды (рис. 1) определяется одной из эквипотенциальных
Рис. 1. Вид сечений эквипотенциальных поверхностей одиночной вращающейся звезды плоскостью, проходящей через ось вращения. Критическая эквипотенциаль выделена полужирной линией, О- центр масс звёзд.
На экваторе критич. эквипотенциальной поверхности сила притяжения на единицу массы, равная уравновешена центробежной силой
(т. е. эфф. сила притяжения и постоянная На полюсе R =где центробежная сила отсутствует,=Максимально возможное отношение экваториального и полярного радиусов звезды, заполняющей П. Р., = С уменьшением размеров звезды (относительно П. Р.) 1. Угл. скорость вращения стационарной звезды не может превышать величины иначе у неё начнётся экваториальное истечение вещества. Однако не все звёзды могут быть ускорены к.-л. из известных механизмов до Так, в рамках моделей нейтронных звёзд со слабой концентрацией массы к центру (с "жёстким" ур-нием состояния) устойчивость звезды нарушается при
Понятие эквипотенциальных поверхностей и П. Р. можно ввести также и для системы двух звёзд, обращающихся вокруг общего центра тяжести по круговым орбитам с пост. угл. скоростью В неинерциальной системе координат, вращающейся с той же угл. скоростью, эфф. потенциал стационарен и определяется суммой гравитац. потенциалов обеих компонент и центробежного потенциала:
где и - расстояния от центров и массы звёзд,- сферич. координаты (центр системы - в центре масс, ось параллельна ), предполагается синхронность вращения (угл. скорость вращения звёзд равна ).
Рис. 2. Вид сечений эквипотенциальных поверхностей в двойной звёздной системе плоскостью, проходящей через центры масс компонент и ортогональной оси вращения системы. Критическая эквипотенциаль выделена полужирной линией, - азимутальный угол, О - центр масс системы. Внешние эквипотенциали, соответствующие С = не показаны.
Эквипотенциальные поверхности,= С, при больших значениях модуля состоят из окружающих каждую массу почти концентрич. сфер и одной внеш. поверхности, по форме близкой к круговому цилиндру (рис. 2). С уменьшением размеры эквипотенциальных поверхностей возрастают, они деформируются, превращаясь в вытянутые навстречу друг другу фигуры, и при нек-ром значении имеет место пересечение этих фигур. Точка пересечения наз. внутр. либрац. точкой Лагранжа. Эквипотенциальная поверхность, проходящая через наз. критической и определяет П. Р. каждой из компонент двойной системы. Поверхности звёзд должны совпадать с одной из внутр. эквипотенциалей. При заполнении одной из компонент своей П. Р. начинается интенсивное перетекание вещества на соседнюю компоненту.
В зависимости от соотношения между размерами компонент и П. Р. существует классификация двойных звёздных систем: разделённые системы, у к-рых обе компоненты находятся внутри П. Р.; полуразделённые системы, у к-рых одна из компонент заполняет свою П. Р.; контактные системы - обе компоненты заполняют свои П. Р. В процессе эволюции звёзд одна и та же двойная система может переходить из одного класса в другой.
В полуразделённых и контактных системах наблюдаются газовые потоки, движение к-рых определяется структурой эквипотенциальных поверхностей вне П. Р. С дальнейшим уменьшением две внутр.
эквипотенциальные поверхности за П. Р. сливаются в одну гантелеподобную фигуру и при нек-ром значении наступает пересечение этой фигуры с внеш. эквипотенциальной поверхностью в либрац. точке к-рая находится за менее массивной компонентой на линии, соединяющей центры масс звёзд. Если вещество газовых потоков обладает достаточной кинетич. энергией, то прежде всего она начнёт уходить из системы через окрестности
При ещё меньших значениях наступает пересечение эквипотенциальных поверхностей с внеш. стороны более массивной компоненты в точке после чего эквипотенциальные поверхности разделяются на две фигуры расположенные "выше" p "ниже" линии, соединяющей центры масс. Наконец, при нек-ром значении С эти фигуры вырождаются в две точки носящие назв. треугольных либрац. точек Лагранжа. При любом отношении масс компонент эти точки образуют с центрами масс звёзд равносторонние треугольники Положение точек на линии, соединяющей центры компонент, зависит от отношения масс. Все либрац. точки являются точками относит. равновесия, т. к. в них - точки неустойчивого равновесия. Ь линейном приближении равновесие в точках устойчиво при условии
В системе двух звёзд, обращающихся друг относительно друга по эллиптич. орбитам, гравитац. поле переменно и стационарные эквипотенциальные поверхности отсутствуют. Макс. размеры звёзд здесь ограничены началом истечения вещества под действием переменных приливных сил в момент прохождения пери-астра.
Лит.: Мультон Ф., Введение в небесную механику, пер. с англ., М.-Л., 1936; Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979. Н. И. Шакура.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия . Главный редактор А. М. Прохоров . 1988 .
При рассмотрении системы планета-спутник вводится понятие о пределе Роша - миним. радиусе круговой орбиты, на к-рой спутник не разрушается под действием притяжения центрального тела (приливных сил). Если масса спутника много меньше массы планеты, то предел Роша , где и - значения ср. плотности спутника и планеты, R - радиус планеты. Внутри сферы с радиусом aR невозможна также гравитац. конденсация вещества с образованием единого тела. Такова, вероятно, причина образования колец Сатурна, Юпитера, Урана.
Лит.:
Белецкий В.В., Очерки о движении космических тел, 2 изд., М., 1977.
Сечение поверхностей Роша (показано жирной линией) и эквипотенциальных поверхностей орбитальной плоскостью двойной звёздной системы; А и В – компоненты двойной системы; L1–L5 – точки.
РО́ША ПО́ЛОСТЬ, область вокруг одного из компонентов двойной звёздной системы, границей которой служит поверхность равного потенциала гравитац. и центробежной сил, содержащая первую точку Лагранжа L 1 (см. Лагранжа точки ) (рис.). Названа по имени франц. астронома Э. А. Роша, исследовавшего фигуры равновесия тел вращения (1849–1851). Обычно при расчёте Р. п. предполагается, что массы звёзд сосредоточены в их центрах, компоненты двойной системы движутся по круговым орбитам вокруг общего центра масс, а их периоды собств. вращения совпадают с орбитальным периодом. Если один из компонентов в ходе эволюции звёздной системы начинает заполнять свою Р. п., то его вещество может свободно перетекать через точку L 1 в область гравитац. влияния второго компонента, увеличивая его массу. Перераспределение вещества в системе может сильно изменить картину эволюции её компонентов. Если вторым компонентом является чёрная дыра или нейтронная звезда , то вокруг него из перетекающего вещества формируется аккреционный диск с огромным выделением энергии.
Читайте также: