Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Цурута и Камерон (1965) приводят плавную кривую, связывающую результаты расчетов, принимающих во внимание взаимодействия барионов, с асимптотическим законом P = е. Их кривую можно аппроксимировать уравнениями
р _ Po ,Po P Г P , 1 Iyryfl 4р \*/Л
-5T--f, P = Po + -^, ir = r[f + T-y(l + ^) J.
Здесь P0 = птр — плотность массы покоя и п — плотность барионов. Постоянная г равна
г = 5-1015 г/см3.
Эти уравнения справедливы для р ]> IO13 г/см3 (верхний предел неизвестен) с ошибкой того же порядка, что и неопределенность в уравнении состояния.
*) Векторный мезон, который одинаково взаимодействует с любым ба-рионом, независимо от его странности, нужно строить как линейную комбинацию со и ф. Г ЛAB А 7
СВОЙСТВА ВЕЩЕСТВА ПРИ ВЫСОКОЙ ТЕМПЕРАТУРЕ § 1. Физические условия в обычных звездах
Почти вся астрофизика имеет дело с веществом, находящимся при высокой температуре. Даже в том случае, когда рассматривалось холодное вещество, то лишь предполагалось, что температура недостаточно высока, чтобы существенно изменить свойства вещества. При плотности порядка IO6 г/см3 это означает T < IO9 °К, а при плотности IO14 г/см3 соответственно T < IO11 °К; по житейским стандартам эти температуры достаточно высоки. Неудивительно, что белые карлики при плотности—106 г/см3 имеют высокую температуру поверхности, T ж IO.4 °К, а пульсары — нейтронные звезды (плотность которых — IO14 г/см3) при образовании имеют на поверхности T ж IO6 °К. Вместе с тем механическое равновесие этих плотных объектов практически определяется свойствами холодного вещества и не зависит от их температуры, поскольку температура их недр ниже указанных пределов.
Звезды, лежащие на главной последовательности (т. е. звезды, в центре которых идут ядерные реакции превращения водорода в гелий), составляющие основную долю звездного населения, имеют температуру в центре порядка IO7—IO8 0K при плотности 0,1-f- 100 г/см3. В этом случае мы говорим о горячих звездах; равновесие их полностью определяется именно тепловым давлением. Это связано с тем, что плотность вещества в таких звездах мала. При массе звезды M < 100М© главный вклад в давление и в плотность энергии вносит плазма — совокупность ядер и электронов, образующих одноатомный нерелятивистский газ с показателем адиабаты 5/3.
В периферических слоях температура ниже и на поверхности звезд температура опускается до 50 000—3000 °К; в последнее время открыты объекты неизвестной природы с температурой поверхности порядка 700—1000 °К. Поэтому во внешней оболочке звезд ионизация уже отнюдь не является полной; наряду со свободными электронами в газе находятся и ионы, частично сохранившие электронную оболочку. У самой поверхности в атмосфере 228 СВОЙСТВА ВЕЩЕСТВА ПРИ ВЫСОКОЙ ТЕМПЕРАТУРЕ [ГЛ. 7
холодных звезд есть и нейтральные атомы, и молекулы химических соединений, и даже расплавленные или затвердевшие частицы из огнеупорного вещества (возможно, металлические окислы).
Равновесное тепловое излучение играет решающую роль в выражении потока энергии в звезде, даже когда его плотность энергии мала по сравнению с плотностью энергии плазмы. Теплопроводность горячего вещества определяет перенос лучистой энергии *).
При высокой температуре пробег квантов зависит от их рассеяния на свободных электронах (комптон-эффект), при более низкой температуре главную роль в определении теплопроводности вещества играет поглощение и испускание квантов электронами в поле ядра, притом во всех вариантах: электрон свободный (Е ^>0) и до и после взаимодействия с квантом, переход электрона из связанного (Е 0) в свободное (Е ]> 0) состояние при поглощении и из свободного в связанное при испускании кванта, и, наконец, переход электрона из одного связанного состояния (Е < 0) в другое (Е < 0).
Совокупность вопросов, относящихся к обычным звездам, подробно разработана. Расчеты ядерных реакций в звездах, потоков тепла и даже тонкости наблюдаемого спектра,— в настояг щее время проводятся с большой точностью. Достаточно известны и все исходные величины, относящиеся к этой области (сечения ядерных реакций, непрозрачность вещества и т. д.). По существу, ее не следует относить к релятивистской астрофизике. Поэтому мы отсылаем читателя к хорошо известным книгам по астрофизике (см. литературу в гл. 9).
Ряд вопросов, связанных с ионизацией, теплопроводностью и гидродинамикой горячего газа, изложен также в книге Зельдовича и Райзера (1966). Отметим здесь только один момент, который выявилсязапоследнеедесятилетиеине нашел ещедолжного отражения в литературе. Речь идет о влиянии переходов электронов 3-го типа (связанный — связанный). При этом изолированный атом или ион дает спектр испускания или поглощения, состоящий из отдельных линий. Долгое время предполагалось, что роль отдельных линий в непрозрачности вещества мала. В действительности тяжелые элементы дают очень большое число линий, а взаимодействие с электронами и другими ионами расширяет линии. В целом оказывается, что в важной для звезд области плотностей и температур для обычного состава звездного вещества вклад линий в непрозрачность может уменьшить теплопроводность в два раза. Основная
