Звезда - малая масса
Cтраница 1
Звезды малых масс при взаимодействии с тяжелыми звездами особенно сильно изменяют свою скорость и для них достижение критической скорости, необходимой для ухода, более вероятно. [1]
У звезд малых масс конвективные ядра не образуются, и гелиевое ядро растет медленно, постепенно приближаясь к пределу Шенберга - Чандра-секара. Соответственно эволюция к ветви гигантов происходит медленнее. [2]
В звездах малой массы с подпой массой М 1 2Л / - ядерное горение не может дойти до завершения, поскольку требуемые для этого высокие температуры не достигаются. Такие звезды образуют белые карлики, недра которых состоят из несгоревших 12С и 16О ( см. гл. [3]
Стадия, на протяжении которой звезда испытывает такую вспышечную активность, вызванную аккрецией из диска ( стадия фуора), согласно оценкам, полученным из наблюдений, имеет продолжительность 105 лет при условии, что ее проходят все звезды малой массы ( Белл и др., 2000), т.е. она на 2 порядка короче стадии Т Тельца. [4]
Изменение характерной высоты Н в зависимости от Mv ( и, следовательно, от М) определено не столь хорошо, кроме случая самых ярких звезд. Однако из табл. 1.3 ясно, что звезды с большой массой и большой светимостью сильнее сконцентрированы в плоскости диска, чем звезды малой массы. Поправочный множитель / MS обусловлен присутствием звезд, эволюция которых зашла достаточно далеко, так что горение происходит в них не только за счет водорода. Поправочный множитель / MS для ярких звезд известен не очень хорошо. [5]
Из уравнения ( 45) замечаем, что его решения осциллируют по радиусу в области, где N2 ( r) 0, и экспоненциально убывают в смежной области. Однако, согласно Скюфлеру, - - моды звезды могут быть осциллирующими только в конвективных зонах, тогда как g - моды не убывают экспоненциально во внешних конвективных зонах проэволюционировавших звезд малой массы. [7]
Наше незнание динамики конвекции и циркуляции в недрах планет и звезд оставляет открытой возможность существования звезд с положительном динамо-числом КХ в северных полушариях и планет с отрицательным значением КХ. На таких звездах более предпочтительны квадрупольные поля, именно они являются там низшими периодическими модами. Звезды малых масс ( т.е. поздних спектральных классов) имеют такие глубокие конвективные зоны, что появляется возможность возбуждения стационарных магнитных полей. В северном полушарии жидкого ядра Земли динамо-число К несомненно положительно и генерируется стационарный диполь. [8]
Если рентгеновские источники шаровых скоплений действительно представляют собой компактные объекты звездного типа, а не сверхмассивные черные дыры, то весьма вероятно, что их образование связано со специфическими условиями, которые существуют в плотных ядрах шаровых скоплений. Одна из возможностей состоит в том, что массивные звезды скопления, имеющие короткое время жизни, порождают компактные объекты вблизи его центра. Эти компактные объекты могут затем претерпевать тесные неупругие сближения с нормальными звездами малой массы, приводящие к их захвату и к образованию двойных систем. Если гипотеза захвата справедлива, эволюция рентгеновских источников шаровых скоплений должна, вероятно, отличаться от эволюции остальных источников центральной галактической подсистемы. Если последние - это двойные системы с малой массой, содержащие нейтронные звезды, то они, по-видимому, являются первичными двойными системами. [9]
По современным представлениям, гравитационному коллапсу на этой стадии противодействует совокупность магнитного и турбулентного давлений. Параметры допротозвездных объектов в конце этой стадии и начале стадии коллапса служат начальными условиями для расчета образования звезд с дисками. Поэтому очень важно, что в наши дни наблюдения позволяют судить о разбросе этих параметров, и по наиболее распространенному в настоящее время предположению разнообразие свойств наблюдаемых планетных систем у звезд малой массы объясняется именно различием начальных условий, а не различием механизмов их образования. [10]
Точная, величина последнего зависит от химического состава звезды. В честь автора открытия этот максимум называется чандрасекаровским пределом. Он писал в 1934 г.: История звезды малой массы должна существенно отличаться от эволюции звезды большой массы. Для звезды малой массы естественная стадия белого карлика является первым шагом к полному угасанию. [11]
Точная, величина последнего зависит от химического состава звезды. В честь автора открытия этот максимум называется чандрасекаровским пределом. Он писал в 1934 г.: История звезды малой массы должна существенно отличаться от эволюции звезды большой массы. Для звезды малой массы естественная стадия белого карлика является первым шагом к полному угасанию. [12]
Страницы: 1