Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Богородский А.Ф. -> "Всемирное тяготение" -> 95

Всемирное тяготение - Богородский А.Ф.

Богородский А.Ф. Всемирное тяготение — К.: Наук. думка, 1971. — 354 c.
Скачать (прямая ссылка): vsemirnoetyagotenie1971.djvu
Предыдущая << 1 .. 89 90 91 92 93 94 < 95 > 96 97 98 99 100 101 .. 125 >> Следующая


273

стоящая из центрального конвективного ядра и окружающей его лучистой оболочки.

При проюн-протонных реакциях генерация энергии зависит от температуры менее остро. В области температур 8—12 млн. град формула (7,3,1) дает грр ^ Г4'5- Поэтому стационарность соблюдается при значительно меньшем абсолютном градиенте температуры, который не нарушает устойчивости лучистого равновесия. В наружных же частях звезды устойчивым оказывается конвективное равновесие. В отличие от предыдущего случая модель состоит из ядра, находящегося в лучистом равновесии, и окружающей его конвективной оболочки.

Таблица 3

Масса 10 Mq SM0 2,5 M0 (Солнце) 0.6 Me (Кастор С)
Спектр Bl В5 А2 G2 МО
0,90 0,90 0,90 0,70 0,8
jcHe 0,09 0,09 0,09 0,276 0,184
Pc 7.8 19,5 48,3 88 79
Tc 28-IO6 24.10е 20-10е 14-10е 8-10е
Источник
энергии CC CC CC PP PP

В табл. 3 приводятся примерные данные, характеризующие начальные состояния звезд с различными массами на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, заимствованные из известной монографии М. Шварцшильда [51.

С приходом на главную последовательность звезда вступает в новую стадию эволюции, продолжительность которой во много раз превосходит время гравитационного сжатия. Для Солнца продолжительность стадии главной последовательности составляет около IO10 лет, что в тысячи раз больше периода гравитационного сжатия. И здесь прослеживается обратная зависимость от массы: звезды с малыми массами остаются на главной последовательности дольше, чем звезды с большими массами. Можно поэтому предположить, что многие звезды, массы которых отвечают ранним спектральным классам, давно завершили стадию главной последовательности, тогда как звезды поздних спектральных классов с относительно малыми массами прошли лишь небольшую часть этой стадии.

Во время пребывания на стадии главной последовательности звезды изменяются сравнительно незначительно и притом очень

д. Ф. Богородский 274

Г лава Vit. Строение зве ід

медленно, поскольку их светимости долгое время почти точно компенсируются выделением энергии при термоядерных реакциях. Для иллюстрации мы приведем изменение светимости, радиуса и эффективной температуры Солнца согласно расчетам М. Шварцшильда, выполненным в предположении, что со времени вступления Солнца на главную последовательность прошло 5 • IO9 лет.

= 1,6; Г[совр = 1,04; 7I3cobp =ItI-

^нач rI нач *энач

6. Белые карлики. Белые карлики составляют особый класс небесных тел, которые по своим свойствам сильно отличаются от звезд главной последовательности. При массах, близких к солнечной, эти звезды имеют радиусы, измеряемые сотыми долями радиуса Солнца, вследствие чего средние плотности их вещества достигают IO5 — IO6г- см~ъ. Светимости белых карликов обыкновенно составляют IO"2, ю-4 светимости Солнца, а эффективные температуры обычно соответствуют спектральному классу А. На диаграмме Герц-шпрунга — Рассела звезды этого класса расположены приблизительно параллельно главной последовательности, но на 8—9 звездных величин ниже последней. Первый из белых карликов — спутник Сириуса — был открыт Альваном Кларком в 1862 г. Это звезда с массой 0,98 и светимостью около 0,002 L0, принадлежащая спектральному классу А5. Радиус Сириуса В составляет 15— 20 тыс. км.

Особенности внутреннего строения белых карликов обусловлены тем, что в присущих этим звездам условиях плотности и температуры вещество не следует обычным законам идеальных газов. Как известно, система частиц, находящаяся в термодинамическом равновесии, удовлетворяет классической статистике Больцмана в том случае, если параметр

ХяЛ2»^pL (7.6,1)

значительно превосходит единицу. Если же при данных температуре T и концентрации частиц п этот параметр меньше единицы, в системе проявляются квантово-механические эффекты — наступает, как принято говорить, вырождение газа, свойства которого описываются квантовой статистикой.

Будем для простоты считать, что звездное вещество состоит из полностью ионизированных атомов химического элемента с атомным весом А и зарядом ядра Z. При заданной плотности р в этом случае

электронная концентрация пе = —^r-, что при р ^ 10е г • см~ъ

-і тр -і дает пе с* 1030Zi4 . Для концентрации ядер находим па ^ 1030Л . 6. Белые карлики

275

Применяя формулу (7,6,1) к электронному газу (т = те) и к газу, состоящему из тяжелых частиц звездного вещества (т = трА), можно убедиться в том, что при температурах 10е, 107° К и при А > 4 в первом случае Я, < 1, а во втором X > 1. Это показывает, что в веществе белых карликов ядра атомов образуют обычный идеальный газ, удовлетворяющий классической статистике Больцмана, тогда как электронный газ находится в состоянии сильного вырождения, отвечающего квантовой статистике Ферми — Дирака.

При всех значениях T9 обеспечивающих выполнимость условия X С 1» уравнение состояния вырожденного газа не зависит от температуры и будет таким же, как при T=O. Вещество принято в этом случае называть холодным.

Статистика Ферми — Дирака приводит в общем случае к следующему уравнению состояния, связывающему электронное давление с плотностью звездного вещества:
Предыдущая << 1 .. 89 90 91 92 93 94 < 95 > 96 97 98 99 100 101 .. 125 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed