Звезда - масса
Cтраница 2
Наконец, в этой работе была дана теория сил сцепления в металлах, основанная на притяжении положительных ионов омывающей и пропитывающей их электронной жидкостью. Правильная и логически последовательная теория металлической проводимости, основанная на представлении о рассеянии электронных волн тепловыми флюктуациями плотности металлов в соответствии с принципами волновой механики Шредингера, была дана мной в 1927 г. В 1928 г. после появления работ Ферми, Паули и Зоммерфельда по квантовой статистике электронного газа я модернизировал свою старую теорию двойного электрического слоя на поверхности металлов, а также развил теорию релятивистского вырожденного газа и показал, что давление его может обеспечить равновесное состояние вещества в звездах при учете сил тяготения, но только в звездах ограниченной массы, близкой к массе Солнца. [16]
Кам аналогичны одиночным звездам. Поэтому считают, что имеющиеся данные о массах характеризуют все звезды. У большинства звезд массы не очень сильно отличаются от солнечной. Самая массивная звезда обладает массой приблизительно ЮОМэ - У красных карликов массы в 5 - 10 раз меньше, чем у Солнца. [17]
Динамика звезды, выброшенной двойной системой, включает два конкурирующих процесса: убегание и приливное разрушение. Применяя формулу (1.4) к звезде массы т и радиуса d, которая приближается к двойной звезде массы Л /, видим, что приливное разрушение начинается на расстоянии / d ( M / m) A. Таким образом, для сохранения звезды от разрушения она не должна подходить к двойной ближе, чем на это расстояние. [18]
После выгорания водорода в ядре начинается горение водорода в окружающем ядро слое, а затем последовательное горение гелия, углерода и других эле ментов. На этих стадиях происходит увеличение размеров и светимости звезды, в результате чего она перемещается по диаграмме Герцшпрунга - Рессела вправо и вверх. В области красных гигантов находятся звезды со слоевым источником энергии. На горизонтальную ветвь попадают звезды умеренных масс ( около Afo), в ядре которых горит гелий. На поздних стадиях эволюции звезды интенсивно теряют массу. После истощения всех источников термоядерной энергии звездный остаток в зависимости от его массы превращается в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. [20]
Для применения этого метода к звездам разной массы важно знать распределение плотности внутри них. Распределение из плотности во многом определяет ответ на вопрос, смогут ли две сталкивающиеся звезды с большой разницей масс преобразовать достаточное количество энергии и импульса орбитального движения в теплоту, для того чтобы произошло их слипание. Колгейт первый предположил, что звезды массы т г 5Ои не будут слипаться с более многочисленными звездами поля, обладающими массой - 1W0, а эти звезды поля будут пронизывать их насквозь. Таким образом, должен существовать верхний предел массы звезды, которая может образоваться посредством такого слипания. Тем не менее расчеты Сандерса показали, что этот результат сильно зависит от конкретной модели и слипание может все-таки происходить, но при более низких скоростях. Полная ясность в этом важном вопросе пока не достигнута. [21]
Излучение должно находиться в тепловом равновесии с оттекающим газом. Если звезду окружает только поле излучения, а вещество отсутствует, то применяется критическое решение уравнения звездного ветра [ см. обсуждение после формулы (53.6) ] с неограниченно возрастающей скоростью. В этом случае температура излучения определяет единственную величину самосогласованной скорости потери массы звезды. Точные численные модели ( ftato, 1980) показывают, что скорость потери массы очень сильно зависит от внешней температуры. Если эта температура примерно в 100 раз превышает эффективную температуру поверхности звезды, то испарение звезды происходит приблизительно за характерное время Кельвина - Гельмгольца - Cm / rL, где т, г и L - соответственно масса, радиус и светимость звезды. Для звезды солнечной массы это время составляет около 3 - Ю7 лет. [22]
Затем при дальнейшем охлаждении вешества электрон и протон соединились в простейший атом водорода. В звездах при гравитационном сжатии вспыхнула термоядерная печка: начались превращения водорода в гелий и другие процессы, приведшие к рождению атомов тяжелых элементов и излучению энергии. Интенсивность процессов в недрах звезды, а следовательно и ее эволюция определяется массой. В звездах умеренной массы выгорание водорода происходит довольно спокойно: такие звезды не спеша сжигают свое горючее, уплотняются, остывают и умирают в виде сверхплотных холодных образований. Массивные звезды эволюционируют быстро и бурно и, как правило, заканчивают свою жизнь взрывом, наполняя космос новыми запасами вещества, из которого всемирное тяготение в свое время сформирует новые звезды и галактики. [23]
Туманное вещество пополняется выбросом вещества из звезд, происходящим как непрерывно, так и в форме взрывов, проявляющихся в виде вспышек новых и сверхновых звезд. С др. стороны, по мнению большинства астрономов, происходит образование зиозд из холодных туманностей, что создает частичный круговорот вещества. Компактные непрозрачные туманности, названные глобулами, рассматриваются как начальная стадия формирования звезд. Сжатие практически прекращается, и звезда приходит в равновесие. Большинство наблюдаемых нами звезд излучает за счет превращения водорода в гелий. Водород - самый обильный элемент в космосе - составляет больше половины массы звезд, и потому водородная реакция длится очень долго. После завершения всей цепи ядерных реакций у звезд умеренной массы происходит, с одной стороны, рассеяние наружных оболочек, слабо связанных со звездой, с др. стороны, сокращение остающегося ядра до размеров планет. Его плотность оказывается в тысячи и даже миллионы раз больше плотности воды. Как дальше эволюционируют сверхплотные звезды, как их вещество вновь вовлекается в общий круговорот, остается пока неизвестным. У массивных звезд исчерпание ядерных реакций, по-видимому, приводит к катастрофич. Это наблюдается в виде вспышки сверхновой звезды. Во время такого взрыва происходит синтез наиболее тяжелых химич. Вспышки сверхновых звезд и рассеивающиеся оболочки обогащают межзвездный газ тяжелыми элементами. В нашей Галактике процесс звездной радиоволны длится приблизительно 1010 лет, и за это время химич. Ядерные процессы в звездах ведут к сокращению количества водорода и увеличению количества тяжелых элементов. Неизвестно, где и как протекает обратный процесс. [24]
ТУМАННОСТИ галактические - протяженные облака разреженного газа, обычно с примесью пылевых частиц, в межзвездном пространстве. Спектр состоит из ярких линий Н, Не или Не1, а также из запрещенных линий О 1 1, Оh, Ne 1 1 1 и др. ионов на фоне слабого непрерывного спектра. Охлаждение происходит при возбуждении и последующем излучении запрещенных линий. Молодые туманности ярки, плотны и ионизована только центр, их часть. С расширением туманность ионизуется вся, светимость ее падает; туманность поглощает и перерабатывает в видимые линии только часть ультрафиолетового излучения звезды. Через 20 - 40 тыс. лет планетарные туманности становятся практически невидимыми. Планетарные туманности входят в промежуточную подсистему Галактики. Они - продукты эволюции звезд сродней массы ( 1 1 массы Солнца и более): после стадии гиганта звезда сбрасывает протяженную расширяющуюся оболочку, а ядро становится горячей плотной звездой. [25]
Страницы: 1 2