Массы - звезда
Cтраница 2
На основе этой зависимости оценивают массы одиночных звезд по их светимостям. [16]
 |
Орбиты аккрецируемых звезд или частиц газа. [17] |
Если такая единица плотности кажется странной, напомним, что в привычных единицах величина п составляет приблизительно 1014 звезд в кубическом парсеке. Этот результат сильно зависит от скорости и массы звезд; он пропорционален выражению f23 / 2 v3m - 2m - 1, где т - масса звезд поля, f21 / 2 - их дисперсия скоростей, am, и v - соответственно масса и скорость аккрецирующей звезды. Таким образом, при любых условиях, кроме наиболее экстремальных условий галактических ядер, движение аккрецируемых звезд является фактически бесстолкновительным. [18]
Спектральные различия объектов этих классов хорошо объясняются различием масс их оболочек, из которых идет аккреция вещества на растущую звезду и формирующийся вокруг нее диск. В объектах класса 0 масса аккреционной оболочки больше массы звезды, находящейся в ее центре, а в объектах класса I, наоборот, масса оболочки меньше массы звезды, которая тем не менее еще не видна в оптическом диапазоне. [19]
 |
Кинетическая температура для а Персея. [20] |
Метод получения данных о температурах в недрах звезд построен на совершенно ином принципе, чем метод определения температур звездных оболочек. Данными наблюдения здесь являются светимость, радиусы и массы звезд. Представление о внутреннем состоянии звезд можно получить, если сделать следующие допущения: звездная материя ведет себя подобно идеальному газу; непрозрачность звезд фотоэлектрического происхождения и, следовательно, подчиняется закону Крамерса; звезда находится в механическом равновесии, а энергия передается исключительно излучением. Здесь мы не можем в деталях описывать различные звездные модели, так как этот предмет представляет собой развивающуюся и во многом противоречивую часть теоретической астрофизики. [21]
Аналогичным путем по соотношению ( 10) находят массы других звезд, входящих в двойные системы. Двойной звездой называется такая система из двух звезд, в которой обе они, взаимно при тягиваясь, движутся вокруг центра тяжести си-4970 стемы - Подобные системы весьма распространены в звездном мире - в них входит более 20 % всех звезд. Двойной звездой оказалась и самая яркая из звезд неба - Сириус. Видимая орбита Сириуса, а) Жирной кривой показано движение главной звезды, тонкой кривой изображено движение спутника; б) движение компонентов вокруг общего центра тяжести ( здесь центр тяжести предполагается неподвижным, а на рис. а) его движение относительно Солнца обозначено пунктирной кривой); б) движение спутника вокруг главной звезды. [22]
Температура порядка 107 К характерна для центральной части Солнца. Углерод, азот и кислород составляют не более 1 % массы звезд. Впрочем, если учесть, что масса Солнца колоссальна ( 1, 99 х X Ю30 кг), то на Солнце имеется достаточное количество этих газов. Сопоставление всех этих данных с условиями протекания термоядерных реакций привело к выводу, что термоядерные реакции должны происходить на Солнце и звездах и являться источником энергии, компенсирующим их излучение. Оно составляет лишь 1 % от удельного выделения энергии в живом организме в процессе обмена веществ. [23]
Температура порядка 107 К характерна для центральной части Солнца. Углерод, азот и кислород составляют не более 1 % массы звезд. Впрочем, если учесть, что масса Солнца колоссальна ( 1 99 - 1030 кг), то на Солнце имеется достаточное количество этих газов. Сопоставление всех этих данных с условиями протекания термоядерных реакций привело к выводу, что термоядерные реакции должны происходить на Солнце и звездах и являться источником энергии, компенсирующим их излучение. [24]
Температура порядка 10 К характерна для центральной части Солнца. Углерод, азот и кислород составляют не более 1 % массы звезд. Впрочем, если учесть, что масса Солнца колоссальна ( 1 99 - 1030 кг), то на Солнце имеется достаточное количество этих газов. Сопоставление всех этих данных с условиями протекания термоядерных реакций привело к выводу, что термоядерные реакции должны происходить на Солнце и звездах и являться источником энергии, компенсирующим их излучение. Ежесекундно Солнце излучает энергию 3 8 - 1026 Дж, что соответствует уменьшению его массы покоя на 4 3 млн. тонн. [25]
Массы дисков варьируют от одной тысячной до од ной-двух десятых от массы звезды, а размеры - от нескольких десятков до сотен астрономических единиц. Ранее образ допланетного диска мог быть воссоздан лишь на основе данных о нашей собственной планетной системе, которую принято делить на две группы: планеты земного типа, состоящие из твердых каменистых пород, и газо-жидкие планеты-гиганты. [26]
Спектральные различия объектов этих классов хорошо объясняются различием масс их оболочек, из которых идет аккреция вещества на растущую звезду и формирующийся вокруг нее диск. В объектах класса 0 масса аккреционной оболочки больше массы звезды, находящейся в ее центре, а в объектах класса I, наоборот, масса оболочки меньше массы звезды, которая тем не менее еще не видна в оптическом диапазоне. [27]
Однако не все известные звезды класса dM являются вспыхива-шйми. Возникает вопрос, связана ли активность вспыхивающих езд с их молодостью или же это индивидуальная черта отдельных представителей класса. Массы карликовых звезд класса dM составляют, вероятно, всего 0 1 - 0 2 М0, а их светимости в 105 раз меньше светимости Солнца. Таким образом, эти звезды должны находиться на главной последовательности в течение времени порядка Ю14 лет. В этом смысле, т.е. с точки зрения эволюции звезд главной последовательности с водородным источником энергии, все такие карлики молоды. Однако могут оказаться существенными и другие их свойства, например скорость вращения, которая в начале существования звезды убывает довольно быстро, за первые 108 - 109 лет. Поэтому вопрос остается открытым. Пока мы не располагаем указаниями на принадлежность вспыхивающих звезд к молодому населению и полагаем, что бурная активность - это частное свойство отдельных звезд. [28]
Гидродинамическое и тепловое равновесие в звезде обеспечивается равенством сил тяготения и давления, действующих на каждый элемент ее массы. Выделение ядерной энергии компенсирует потери энергии на излучение. Длительность данной стадии зависит от массы звезды и от запасов водорода. [29]
Присутствие внутри звезд огромных количеств радиации, несомненно, играет основную роль в установлении равновесного состояния звездной материи. В центре большинства звезд давление радиации составляет около 10 % газового давления ядер и электронов. Давление радиации является фактором, определяющим массы звезд. Вычисления Эддингтона показывают, что если масса какой-либо звезды превышает в несколько раз массу Солнца, давление радиации начинает преобладать над газовым давлением и такая звезда при наличии даже слабого вращения становится неустойчивой. С этой точки зрения масса звезд должна быть более или менее стандартной, что и соответствует наблюдениям. [30]
Страницы: 1 2 3