Моделирование вращения внесолнечных планет и пульсаров

• Автор: Китиашвили, Ирина Николаевна
• Шифр специальности: 01.03.01
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 201 с. : ил.

Список основных обозначений Введение

Глава 1. Вращение небесных тел: теория и наблюдения
1.1. Вращательная эволюция небесных тел
1.2. Планеты внесолнечного типа: открытие, наблюдения и теория
1.3. Элементы теории качественного анализа и теории бифуркаций
1.4. Обзор по вращению и внутреннему строению нейтронных 86 звезд
Глава 2. Вращательная эволюция экзопланет под действием
основных возмущений
2.1. Магнитное и гравитационное взаимодействие 95 в экзопланетных системах
2.2. Исследование движения вектора кинетического момента 100 под влиянием гравитационных и магнитных возмущений
2.3. Анализ галереи фазовых портретов
2.4. Бифуркации фазовых портретов и структура пространства 121 параметров
2.5. Переход от прямого вращения к обратному в экзопланетных 125 системах

Глава 3. Вращательная эволюция экзопланет под действием приливных 128 возмущений
3.1. Влияние приливных моментов на вращательную эволюцию 128 планет Солнечной системы и экзопланет
3.2. Базисные уравнения возмущенного вращения экзопланет и 132 качественный анализ
3.3. Анализ фазового портрета и бифуркации экзопланетной 136 системы
Глава 4. Моделирование прецессии и нутации нейтронных звезд
4.1. Наблюдения долговременных вариаций пульсаров
4.2. Эффекты свободной прецессии и нутации 145 в нейтронных звездах
4.3. Гамильтонов подход к теории вращения небесных тел: 149 наблюдаемые эффекты
4.4. Моделирование Чандлеровских колебаний и свободной 155 нутации мантии нейтронных звезд
Заключение
Литература
Приложение А
Приложение Б

Список основных обозначений и сокращений Вращение экзопланет:
XYZ-эклиптическая система координат ХУ2 - орбитальная система координат
А, В, С-главные центральные моменты инерции планеты (пульсара) х,у, 2 - главные центральные оси инерции
М®, МЮ.М0, М. - массы Земли, Юпитера, Солнца, масса центрального тела
угр — универсальная гравитационная постоянная
Иц - модуль постоянного магнитного момента звезды
ц - дипольный момент звезды
г — радиус-вектора центра масс тела
£ — вектор кинетического момента небесного тела
I - постоянный по модулю магнитный момент планеты Н -напряженность магнитного поля
у — направляющие косинусы между осями инерции планеты и г звезды
II — силовая функция потенциальной составляющей главного момента внешних сил относительно центра масс тела
р - угол между вектором £ небесного тела и нормалью к плоскости его орбиты р* - фиксированный угол описывающий ориентацию невозмущенного вектора £ О — долгота восходящего узла (эклиптическая долгота) и - широта восходящего узла (эклиптическая широта), аргумент широты Е - угол между узлом орбиты тела и вектором £
\/, ф, 9 - углы Эйлера: прецессии, собственного вращения и нутации М— средняя аномалия К и - вековая часть производной с/Ц/н?
Кя - вековая составляющая скорости изменения долготы оскулирующего перицентра орбиты небесного тела с1со,,/ск
/-угол наклона орбиты экзопланеты к лучу зрения наблюдателя

• Стадия аккреции на ядро может закончиться в течение ~ 10б лет, не достигнув критической массы ядра (~ 10 М®).
• Детальное моделирование столкновительной аккумуляции во внешней части Солнечной системы показывает для растущих ядер высокие значения эксцентриситетов [124], что является отличным от наблюдаемых планет земной группы.
• Время, необходимое для формирования планеты с массой Юпитера (~ 106 - 107 лет), превышает время существования большинства протопланетных дисков.
• Если образование щели в диске прерывает приток газа для роста протопланеты, тогда формирование нескольких экзопланет с массой ~ Мю невозможно. В зависимости от вязкости диска образование щели в протопланетном диске возможно при наличии протопланеты с массой значительно меньшей Мю [176].
Модель неустойчивого диска. Альтернативной моделью аккреции ядра является модель неустойчивого диска, где газообразные гигантские протопланеты формируются быстро через гравитационную неустойчивость газообразной части диска [75, 83]. Неустойчивость диска игнорировалась в течение многих лет в основном по причине невозможности объяснить оценки больших масс ядер Юпитера и Сатурна и их несолнечного состава. Оценка общей массы протопланетного диска составляет 0.01 - 0.1 М0 для видимых звезд подходящих к главной последовательности.
Радиационные гидродинамические модели показывают, что когда масса диска уменьшится до ~ 0.14 М0 (в пределах 10 а.е.), диск будет достаточно охлажден на расстоянии 5 а.е. для возникновения неустойчивости в диске [75] и формирования самогравитирующих бананообразных комплексов (штампов). В окрестности клампов собираются частицы пыли, из которых образуются ядра будущих планет. Ближе к протозвезде температура диска слишком высока для развития гравитационной неустойчивости, а вне ~ 20 а.е. поверхностная плотность диска быстро уменьшается, поэтому гравитационная неустойчивость