Уравнение сохранения
V = U— y Уравнение равновесия
Начальный участок траектории равновесия соответствует атомам водорода, затем железным ядрам, скоплениям планетарной массы и, наконец, холодным белым карликам. Первая неустойчивость у складки А, которую можно предсказать, используя только уравнение равновесия Ньютона, соответствует преодолению электронного давления при числе барионов 1,4-105-7. В точке минимума В звездное вещество измельчается и достигает плотности атомного ядра, а увеличение жесткости приводит к образованию устойчивых нейтронных звезд. Во втором максимуме С гравитационные силы в конце концов преодолевают даже эту ядерную жесткость. Следует отметить, что число барионов в точке С ниже, чем в точке А, и равно 0,84- 105Л Поэтому если при идеализированном динамическом коллапсе холодного белого карлика нет изменений в числе барионов (количество вещества остается неизменным), то звезда не может прийти в стационарное состояние как нейтронная звезда.
Сосредоточивая внимание на случае теплоизолированного жесткого сосуда, Линден-Белл и Вуд берут выражение Больцмана для энтропии и максимизируют его, используя метод множителей Лаг-ранжа для снятия ограничений на М и Е. При этом получается дифференциальное уравнение равновесия. Они повторяют доказательство Антонова, в котором утверждается, что только сферически симметричные состояния могут доставлять локальный максимум энтропии, поэтому следует рассматривать только сферически симметричные решения, и дифференциальное уравнение сводится к хорошо известному выражению для изотермической газовой сферы. Наконец, они устанавливают критерий экстремальности энергии.
Уравнение равновесия имеет вид
V = V4D*4 - V2 (Л - Лс) х2 + гх, для которой уравнение равновесия есть
V= U— P& = V. kQ\— PL (I — cos Qt). Уравнение равновесия
Начальный участок траектории равновесия соответствует атомам водорода, затем железным ядрам, скоплениям планетарной массы и, наконец, холодным белым карликам. Первая неустойчивость у складки А, которую можно предсказать, используя только уравнение равновесия Ньютона, соответствует преодолению электронного давления при числе барионов 1,4-Ю57. В точке минимума В звездное вещество измельчается и достигает плотности атомного ядра, а увеличение жесткости приводит к образованию устойчивых нейтронных звезд. Во втором максимуме С гравитационные силы в конце концов преодолевают даже эту ядерную жесткость. Следует отметить, что число барионов в точке С ниже, чем в точке А, и равно 0,84- Ю57. Поэтому если при идеализированном динамическом коллапсе холодного белого карлика нет изменений в числе барионов (количество вещества остается неизменным), то звезда не может прийти в стационарное состояние как нейтронная звезда.
Сосредоточивая внимание на случае теплоизолированного жесткого сосуда, Линден-Белл и Вуд берут выражение Больцмана для энтропии и максимизируют его, используя метод множителей Лаг-ранжа для снятия ограничений на М и Е. При этом получается дифференциальное уравнение равновесия. Они повторяют доказательство Антонова, в котором утверждается, что только сферически симметричные состояния могут доставлять локальный максимум энтропии, поэтому следует рассматривать только сферически симметричные решения, и дифференциальное уравнение сводится к хорошо известному выражению для изотермической газовой сферы. Наконец, они устанавливают критерий экстремальности энергии.
Уравнение равновесия имеет вид
V = 1/4?>*4 - V* (А -для которой уравнение равновесия есть
уравнение равновесия имеет следующий вид:
Наконец уравнение сохранения энергии может быть представлено следующим образом:
В работе [433] приводится обзор современных представлений о распространении пламени; автор работы делает попытку обобщения всех типов процесса распространения пламени (пламен предварительно перемешанных смесей, тлеющих пожаров, лесных пожаров и т. п.) с помощью концепции поверхности зарождения пожара. Это понятие впервые было использовано в ряде работ, в том числе [122], [134], [ 402]; для описания массовых пожаров, с помощью этого понятия определялась граница между горящим и свежим горючим. Тогда скорость распространения пожара определялась интенсивностью теплообмена через эту поверхность. Основным уравнением распространения пламени является элементарное уравнение сохранения энергии [433]:
Используя уравнение сохранения энергии
Расширение при сгорании. Уравнение сохранения вещества..... 54
Расширение при сгорании. Уравнение сохранения вещества.
Уравнение (2.1) выражает закон сохранения вещества при горении.
Расчет состояния продуктов реакции для условия и = const мало отличается от расчета для р = const. Уравнения равновесия остаются неизменными, в левых частях уравнений материального баланса появляется дополнительный множитель Т/Т0. Замена условия равенства энтальпий условием равенства внутренних энергий приводит к тому, что уравнение сохранения энергии имеет вид
Расширение при сгорании, уравнение сохранения вещества ... 41
Расширение при сгорании, уравнение сохранения вещества.
Из граничных условий (7.7) и (7.8) следует, что DZ = 0. Б качестве второго граничного условия примем уравнение сохранения полного потока энергии системы:
В рассматриваемой модели флегматизации предполагается, что недостающим компонентом является кислород. В процессе взаимодействия с горючим он расходуется полностью. Уравнение сохранения окислителя имеет вид:
 Читайте далее:
 Уборочного инвентаря
Установка предохранителей
Установка счетчиков
Уголовными кодексами
Удаляющих взрывоопасные
Установки автоматического
Установки используются
Увеличением поверхности
Установки находящиеся
Установки оборудования
Установки паротушения
Установки подразделяются
Установки предназначены
Установки применяются
Установки разрешается
|
