=== ==
наука в 1000 раз прекрасней
любого красного словца
поэта или даже барда
и как наука нам трудна...
но роботы для перевода
не знают разницы поэта
с ученым мужем
и они (андроиды -черт их дери)
объединяют нас в пути
в пути
познания Вселенной
хотя исчезнем мы навеки
погибнув в знаниях своих
но это путь цивилизаций
и так нам Бог идти велит...
=== ==========
https://iopscience.iop.org/article/10.1086/422973/pdf
2. THE FATE OF STELLAR WINDS
The interaction of multiple stellar winds leads to shocks, which heats the gas to X-ray–emitting temperatures. The dy;namics of the hot gas can be modeled by incorporating stellar winds as a source of mass and energy in the equations of hy;drodynamics. Assuming spherical symmetry, the resulting
equations are given by (e.g., Holzer & Axford 1970) where , v, cs, and s are the mass density, radial velocity, isothermal sound speed, and entropy per unit mass, respectively; M ; 3:6 ; 106 M is the mass of the black hole, which domi;nates the gravity on the scales of interest (e.g., Scho;del et al. 2002; Ghez et al. 2003). For the densities and temperatures appropriate to the Galactic center, radiative cooling is negligible and so has been dropped in equation (3). In equations (1)–(3), q(r) is the stellar mass loss rate per unit volume and v 2 w=2 is the
rate of energy injection per unit mass from stellar winds with velocity vw. The total rate of mass injection is given by M; R w ; 4r2q(r) dr. Incorporating mass loss as a source term elimi;nates the need to specify boundary conditions on the density and temperature of gas at an arbitrary ‘‘fiducial’’ radius, as is required in Bondi accretion and Parker wind models. It should be noted that equations analogous to those above have been used to study gas flow in several other environments, such as galactic winds from elliptical galaxies (e.g., Mathews & Baker 1971) and winds from star clusters without black holes (e.g.,
Canto et al. 2000).
2. СУДЬБА ЗВЕЗДНЫХ ВЕТРОВ
Взаимодействие множества звездных ветров приводит к ударам, который нагревает газ до рентгеновских температур. Динамика горячего газа может быть смоделирована путем включения stellar ветры как источник массы и энергии в уравнениях гидродинамики. Предполагая сферическую симметрию, результирующее уравнения даны (например, Holzer & Axford 1970)где v, cs и s-плотность массы, радиальная скорость, изотермическая скорость звука и Энтропия на единицу массы, соответственно; M ; 3: 6 ; 106 M-масса черной дыры, которая доминирует в гравитации на интересующих масштабах (например, Schodel et al. 2002; Ghez et al. 2003). Для плотностей и температур соответствующий галактическому центру, радиационное охлаждение незначительно и так было отброшено в уравнение (3). В уравнениях (1)–(3), q (r) - скорость потери звездной массы на единицу объема и v 2 w=2-скорость инжекции энергии на единицу массы от звездных ветров с скорость Фольксваген. Общая скорость впрыска массы задается m r w ; 4r2q (r) dr. Включение потери массы в качестве исходного термина устраняет необходимость указания граничных условий на плотность и температура газа при произвольном "фидуциальном" радиусе, как требуется в моделях Bondi accretion и Parker wind. Он должен следует отметить, что уравнения, аналогичные приведенным выше, использованный для того чтобы изучить подачу газа в несколько других окружающих сред, как галактические ветры из эллиптических галактик (например, Mathews & Baker 1971) и ветры из звездных скоплений без черных дыр (напр., Canto et al. 2000).