«Роша предел»

критическое расстояние от планеты, ближе которого, вследствие разрушающего действия гравитационных сил, невозможно существование спутников. Исследован французским астрономом Э. Рошем (Е. Roche; 1820—83), установившим, что для жидких спутников указанный предел А = 2,5 R, где R— радиус планеты. Поскольку кольца Сатурна лежат внутри Р. п. (радиус наружного края внешнего кольца равен 2,3 экваториального радиуса планеты), Рош пришёл к заключению, что они состоят из мелких твёрдых частиц (1848): этот вывод был позже подтвержден другими исследователями. Изучение действия гравитационных сил на твёрдый спутник было выполнено Х. Джефрисом (1947), который выяснил, что внутренние напряжения, необходимые для разрушения твёрдого спутника, могут возникнуть лишь при значительных размерах спутника. Так, для разрушения твёрдого спутника, приблизившегося к поверхности Юпитера, необходимо, чтобы его диаметр был не меньше 400—500 км.

Г. А. Чеботарев.

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.