Cтраница 1
Расширяющиеся внешние слои звезды представляют собой ее оболочку. [1]
При низких температурах во внешних слоях холодных звезд может быть существенным поглощение отрицательными ионами и молекулами. Из ионов основным является ион водорода Н - с энергией связи 0 75 эВ, что соответствует длине волны 16500 А. [2]
Как было отмечено ранее, конвекция во внешних слоях звезды может возникать в том случае, когда вблизи ее поверхности самый распространенный элемент не ионизован. К числу таких элементов прежде всего относится водород. Температура, при которой водород ионизуется, близка к 104 К. Следовательно, конвективная неустойчивость возникает вблизи поверхности у сравнительно холодных звезд. [3]
Даже если предположить наличие сильных локальных магнитных полей во внешних слоях звезд типа UV Кита, трудно представить, что энергия, содержащаяся в их атмосфере, могла достигать значения 1033 - 1035 эрг. [4]
Предполагается, что реакции скалывания вызываются протонами, ускоренными в переменных электромагнитных полях во внешних слоях звезд. В частности, высокое содержание Li и преобладание нечетных изотопов Li и В в веществе Земли и метеоритов могут быть объяснены такими реакциями, происходившими в процессе образования Солнечной системы. [5]
Термоядерные реакции происходят в плазме лишь при определенных условиях, не реализующихся, например, во внешних слоях звезд или в межзвездной среде. [6]
В каждом случае предполагалось, что сильная ударная волна образуется в результате кратковременного движения поршня по направлению к внешним слоям звезды. [7]
Потери энергии на диссоциацию и ионизацию газа играют существенную роль в теории ударных волн, движущихся со скоростями 100 км / с во внешних слоях звезд красных гигантов и сверхгигантов. Здесь мы более подробно остановимся на зависимости величины скачков параметров Pilp, p2 / Pi и 7 - 2 / 7 - i от скорости движения ударной волны для различных начальных значений плотности и температуры. При расчетах предполагалось, что оболочка состоит из чистого водорода и что давлением и плотностью энергии излучения за фронтом ударной волны можно пренебречь. [8]
В течение ряда лет было предложено много различных моделей сверхновых, объясняющих, каким образом энергия гравитационной связи, выделяемая при коллапсе, может эффективно переноситься во внешние слои звезды, обеспечивая их выброс. Колгейт и Уайт [144] предложили модель, согласно которой пары нейтрино-антинейтрино, образующиеся в горячем веществе за фронтом ударной волны, переносят свою энергию в наружные области с меньшей плотностью. Нагрев, вызванный этим переносом, обеспечивает достаточное тепловое давление, которое сдувает внешние части звезды, оставляя внутри теплую нейтронную звезду. К сожалению, подробные гидродинамические расчеты с привлечением переноса нейтрино [15, 617] показали, что этот механизм неэффективен из-за слишком высокой непрозрачности звездного вещества для нейтрино; он может обеспечивать лишь образование черных дыр без всякого взрыва. [9]
Этим путем число электронов сильно уменьшается и ядро очень быстро коллапсирует, поскольку именно вырожденные электроны способны противостоять силам гравитации. Внешние слои звезды ( рис. 3.4.5) практически не замечают этого коллапса. При этом в ядре звезды образуются главным образом нейтроноизбыточные нестабильные ядра, которые распадаются на свободные нейтроны путем реакций типа е - ( Z, А) - ( Z - 1, Л - 1) п е, что приводит к нейтронизации звезды. При плотности р к 5 1011 г / см3, материя становится непрозрачной для нейтрино, они начинают поглощаться во внешних оболочках звезды, вызывая в последних термоядерные реакций. [10]
Из этого заключают, что внешние слои звезды, ее атмосфера, состоят из разреженного газа. Тот фон, на котором видны линии поглощения - непрерывное излучение - возникает на более глубоком уровне, в слоях, называемых фотосферой звезды. [11]
Во время коллапса железного ядра около 99 % гравитационной энергии образующейся нейтронной звезды уносится в форме нейтрино. Чтобы сбросить звездную оболочку, некоторая доля этой энергии должна быть передана внешним слоям звезды каким-то эффективным и быстрым механизмом. Конвекция как внутри, так и снаружи нейтриносферы может увеличить передачу энергии к фронту ударной волны. Но для того, чтобы такая конвекция происходила, требуется выполнение определенных условий. Например, характерное время развития конвекции должно быть меньше характерного времени аккреции и времени переноса нейтрино. К тому же конвекция требует постоянной подпитки, что аналогично случаю энтропийной конвекции внутри протонейтронной звезды. [12]
Максимум массы холодной нейтронной звезды связан с эффектами ОТО. При движении к точке d все большую роль в потере устойчивости начинает играть диссоциация железа и у 4 / 3 во внешних слоях звезды. [13]
После выгорания водорода в центральных областях звезда становится резко неоднородной. Она будет состоять из гелиевого ядра, в котором не протекают ядерные реакции, и богатой водородом оболочки. Перемещение ядерных реакций к внешним слоям звезды, как показывает теоретический анализ, приводит к ее раздуванию. Ее радиус, а следовательно, и светимость резко возрастают. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом. [14]
После выгорания водорода в центральных областях звезда становится резко неоднородной. Она будет состоять из гелиевого ядра, в котором не протекают ядерные реакции, и богатой водородом оболочки. Перемещение ядерных реакций к внешним слоям звезды, как показывает теоретический анализ, приводит к ее раздуванию. Ее радиус, а следовательно, и светимость резко возрастают. Звезда сходит с главной последовательности и - становится красным гигантом. [15]