Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
рассматриваться как малые
м/м0і W5
W4
Wj
10к
10
1
Пары е; е+
Диссоциация' железа Неитронизация и OTffs
-2 О
Ю Igpc
поправки в энергию. На всем протяжении эволюции соотношение между ри Г таково, что вырождение электронного газа не наступает. Однако вступает в игру новый фактор — диссоциация железа на а-частицы, рип (см. гл. 8), а для больших масс m^ IOWq и рождение пар е+ и е". Эффекты ОТО по-прежнему считаются малыми.
В работе Бисноватого-Когана и Каждана (1966) решение уравнений (10.10.6) и (10.10.7) проведено путем численного интегрирования с использованием уравнения состояния Имшенника и Иадежина (см. гл. 7 и § 4 гл. 8). В этих расчетах звезды считались изэнтропическими, так как электроны уже невырождены и их теплопроводность невелика.
Таблица X
Значения рс, Tc и S в точке потери устойчивости звездами равных масс
Рис. 50. Кривая потери устойчивости железных звезд; на отдельных участках указана причина потери устойчивости.
MfMe Рс/107 г/см9 тс/ю» Sf 10» эрг (г* град MfM Q Рс/Ю7 г/см* тс/ю° s/10® эрг {г-град
5 10,2 6,72 0,205 100 0,94 6,38 0,99
10 4,2 6,40 0,316 500 0,31 5,99 2,13
50 1,0 5,96 0,682 1000 0,00063 1,12 2,76 § 10] КРИТИЧЕСКИЕ СОСТОЯНИЯ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД 337
Таблица XI
Полная энергия звезды в критическом состоянии и энергия на единицу массы
MfMe 1,1 5 10 10®
Екр/1050 эрг -4,74 —13,4 -18,8 —37
(Екр/М)/10і7 эрг/г —2,0 — 1,3 —0,94 —0,018
M
Результаты расчетов приведены в табл. X и XI и на рис. 50.
В таблице XI дана полная энергия звезды Екр в критическом состоянии и энергия на единицу массы- EuvIM.
На рис. 50 приведена зависимость центральной плотности звезды из железа в критическом состоянии от массы для всего интервала 1,2 M0 < M < IO5M0.
Для масс, близких к 1,2 M0, потеря устойчивости происходит за счет нейтронизации вещества; некоторую роль играют эффекты ОТО. При 5М0 < M < 500 M0 критическое состояние обусловлено распадом железа на Не4, рипи эффектами ОТО. С ростом массы роль ОТО уменьшается. При массе несколько меньшей, чем IO3M0, потеря устойчивости происходит уже за счет пар е+, е", так как давление в этих звездах обусловлено в основном давлением света. При меньших массах роль света в давлении мала, поэтому и рождение пар не приводит к критическому состоянию. Когда для критического состояния существенным становится рождение пар е+, е" резко уменьшается рКр. Наконец, при M^lO4 M0 критическое состояние вновь определяется эффектами ОТО.
Для больших масс, как показали расчеты, невозможны устойчивые равновесные состоядия при большой плотности р > Ркр» как это имело место для холодной звезды в нейтронном состоянии. Эффекты ОТО приводят к неустойчивости, несмотря на то, что в горячей плазме при больших Tc возможны у > 4/3.
Pr
Рис. 51. Область устойчивости нейтронных звезд. Сплошные линии — изэнтропы. аЪ— геометрическое место минимумов, Ъс — геометрическое место максимумов. 338
РАВНОВЕСИЕ И УСТОЙЧИВОСТЬ ЗВЕЗД
tiyi* 10
Следовательно, кривая M (pc)s=Const Для больших горячих масс имеет один максимум, а не два, как для холодных звезд *). Исчезновение второго максимума с ростом энтропии происходит путем слияния его с минимумом. При некоторой энтропии S0 второй максимум и минимум исчезают, схематически это показано на рис. 51. Точка слияния второго максимума с минимумом найдена Бисно-ватым-Коганом (1968а). Она лежит при значениях M = 70 М®, р «2.1010 в/см3.
Итак, мы выполнили задачу, поставленную в § 1,— определили границы возможных устойчивых в целом равновесных состояний звезд на диаграмме масса — плотность **).
*) Осцилляции кривой M (рс) I s==0 за вторым максимумом несущественны (см. §7).
**) Конечно, это лишь грубая картина. О специфических видах неустойчивости, дающих добавочные ограничения, см. в последующих параграфах. ГЛАВА 11
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
§ 1. Эволюция звезды вплоть до потери устойчивости или стадии белого карлика
Теперь можно приступить к анализу эволюции звезды. Мы сосредоточим наше внимание на конечных стадиях эволюции и не будем здесь подробно останавливаться на всех этапах эволюции, отсылая читателя к монографиям, указанным во введении к данному разделу. Напомним общую ситуацию и сделаем несколько замечаний, необходимых для дальнейшего изложения.
Согласно современным представлениям звезды образуются из первоначально разреженной среды путем гравитационной конденсации диффузной материи, состоящей главным образом из водорода. Звезда эволюционирует (сжимается) по мере высвечивания энергии. Можно сказать, что в фазе сжатия звезда светит за счет гравитационной энергии. На этот источник энергии звезд указывал еще Кельвин. Температуры еще низки, и выделение ядерной энергии пренебрежимо мало. Звезда находится в гидростатическом равновесии (см. § 1 гл. 10) без внутренних источников энергии. Продолжительность этой фазы относительно невелика и составляет
При изучении звездной~энергии и сжатии звезды, в соответствии с отрицательной теплоемкостью, увеличивается температура, которая, наконец, повышается в недрах звезды настолько, что начинают идти ядерные реакции превращения водорода в гелий. Звезда при этом находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга—Рессела (температура—светимость). Амбар-цумян (1960) с сотрудниками рассматривают другой эволюционный путь звезды до начала ядерных реакций (до прихода на главную последовательность), а именно, возникновение протозвезд не из Диффузного вещества, а из сверхплотных тел, природа которых пока не известна. Это не меняет дальнейшего эволюционного пути 340
