РОША ПРЕДЕЛ

РОША ПРЕДЕЛ

       

(по имени франц. астронома Э. Роша (Е. Roche)), предельная эквипотенц. поверхность, определяющая наибольшие возможные размеры компонентов тесной двойной звёздной системы (пары) при сохранении системой устойчивости. Тесными двойными наз. звёздные системы, у к-рых расстояние между компонентами сравнимо с суммой радиусов звёзд и между звёздами возможен обмен массой. Для тесных систем становятся существенными приливные гравитац. эффекты и центробежные силы. В системе координат, вращающейся вместе с линией, соединяющей звёзды, поверхности равного потенциала наз. поверхностями Роша (потенциал здесь включает как гравитац., так и центробежные силы). Внутр. поверхности Роша мало отличаются от сфер, охватывающих каждую звезду отдельно.

Тесные двойные звёзды: а — разделённые; б - полуразделённые; в — контактные.

Сплошная линия — предельная поверхность Роша; штриховые линии — внеш. и внутр. поверхности Роша; заштрихованы объёмы, занимаемые звёздами.

Предельной поверхностью Роша (Р. п.) наз. пара поверхностей, соприкасающихся между собой в одной точке (внутр. точка Лагранжа) и напоминающих в совокупности песочные часы (рис.). Положение внутр. точки Лагранжа зависит от отношения масс звёзд, она ближе к менее массивной звезде. Затраты энергии на переход ч-ц из окрестности одной звезды через внутр. точку Лагранжа внутрь предельной поверхности Роша 2-й звезды меньше, чем при переходах к.-л. др. путём. Поэтому в тесной двойной системе, в к-рой одна звезда заполняет предел Роша, происходит перетекание в-ва от одной звезды к другой. Если 2-я звезда системы явл. нейтронной, то из-за происходящей на неё аккреции в-ва она может быть рентг. пульсаром.

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

РОША ПРЕДЕЛ

- расстояние от планеты (звезды) до её спутника, <ближе к-рого спутник разрушается приливными силами. При движении спутникапо орбите вокруг планеты (звезды) сила её притяжения, действующая на элементспутника, компенсируется центробежной силой только в его центре масс. Вовсех др. точках спутника такого равенства нет, что и обусловливает приливнуюсилу.

Р. п. назван по имени Э. Роша, поставившего и разрешившего (1847) [1]проблему равновесия жидкого, бесконечно малого (по размерам и массе), несжимаемого, <однородного, самогравитирующего спутника, равномерно вращающегося в экваториальнойплоскости планеты конечной массы (период осевого вращения спутника предполагалсяравным орбитальному периоду). Рош показал, что под действием приливныхсил спутник приобретает эллипсоидальную форму и существует такое расстояние . от центра планеты, ближе к-рого спутник уже не может находиться в равновесии(разрывается приливными силами). Это расстояние (т. н. классич. Р. п.)зависит от радиуса планеты (R) и плотностей планеты и спутника

Применяя результаты своих исследований к системе Сатурна, Рош пришёлк заключению, что кольца Сатурна должны состоять из мелких частиц, т. к. <радиус наружного края внеш. кольца т. е. меньше D (в предположении ).В данном случае Рош пришёл к верному заключению, исходя из неверных предпосылок, <т. к. Р. п. для твёрдого спутника может существенно отличаться от классич. <Р. п.

Р. п. для твёрдых тел зависит от их размеров и прочности. При изученииР. п. для таких тел выделяются два типа разрушения: пластическое (вследствиесреза) и хрупкое (вследствие отрыва). Для хрупких тел наступление разрушенияудовлетворительно описывается критерием наибольших нормальных напряжений, <для пластичных - критерием наибольших касательных напряжений (см. Прочностипредел). Применяя критерий наибольших касательных напряжений и полагаяпрочность тел Т= 10⁹ дин/см ² (что соответствуетпрочности гранита}. X. Джефрис [2] определил макс. размер тел , не разрушающихся при пролёте вблизи Земли. Однако этот размер может бытьи меньше, если тело близко по структуре к хондритам (см. Метеориты )с дин/см ². Более поздние исследования [3] показали, в частности, <что макс. радиус тел с не разрушающихся при движении по орбите волизи поверхности планеты,а Р. п. для тел с радиусами более 30 км и T = 10⁶ дин/см ² составляет(1,35-1,38)R (при орбитальном движении) и (1,16-1,19) R (при свободномпадении на поверхность планеты). Из-за наличия трещин и неоднородностейреальное тело разрушается сложным образом, и по мере приближения к планетевозможно неоднократное дробление осколков.

Теория приливного разрушения тел позволяет, в частности, объяснить наличиеблизко расположенных (двойных) кратеров на современных поверхностях Земли, <Луны и Марса. Земля и др. планеты образовались в результате объединениябольшого числа твёрдых допланетных тел (см. Происхождение Солнечнойсистемы). Прежде чем упасть на растущую планету, допланетное тело испытываетнеск. близких сближений с ней. Достаточно крупное тело может быть разрушеноприливными силами, при этом его осколки падают в разные, но близко расположенныеточки поверхности планеты, образуя двойные кратеры.

Приливные эффекты играют существ. роль также в двойных звёздных системах, <в к-рых расстояния между звёздами сравнимы с их размерами (см. Тесныедвойные звёзды, Полость Роша).

Лит.:1) Roche Е., Memoire sur la figure d'une masse fluide,soumise a Г attraction d'un point eloigne, в кн.: Academie des scienceset lettres de montpellier. Memoires de la Section des Sciences, v. 1-2,[P.], 1847-50; 2) Jeffreys H., Tbe relation of cohesion to Roche's limit,«Monthly Notices Roy. Astron. Soc.», 1947, v. 107, № 3, p. 260; 3) A gg a r w a l H. R., О b e r b е с k V. R., Roche limit of a solid body,«Astrophys. J.», 1974, v. 191, p. 577. В. В. Леонтьев.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.