|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Звездные модели | Звездные модели (далее З) вычисленные на основе тех или иных теоретических предпосылок распределения температуры, плотности, давления вещества в звездах заданной массы и состава. Построение З основанных на представлении о равновесной газовой звезде, состояние которой определяется, с одной стороны, механическим равновесием (между силой тяжести и силой давления газа) и с другой - тепловым равновесием (между выделением и отводом энергии).
Характерными параметрами З являются коэффициент поглощения, механизм переноса энергии, уравнение состояния звездного вещества и механизм выделения энергии (см. Звезды). Значения этих параметров определяются теорией внутреннего строения звезд. Различаются однородные и неоднородные З (по составу), простые и сложные, многофазные З (по уравнению состояния и механизму переноса энергии). Наиболее просты модели звезд главной последовательности Герцшпрунга - Ресселла диаграммы. Звезды, располагающиеся в верхней ее части, состоят из конвективного ядра (включающего 0,30-0,15 массы звезды; в нем перенос энергии осуществляется путем конвекции) и лучистой оболочки. Вся энергия выделяется в конвективном ядре в результате ядерных реакций преобразования в Размеры и масса конвективного ядра тем больше, чем больше масса звезды. Звезды нижней части главной последовательности, наоборот, состоят из внешней конвективной оболочки и ядра в лучистом равновесии, в центре которого выгорает температура в центре горячей голубой звезды составляет около 30 млн. градусов, плотность около 2 г/см3, в центре Солнца температура около 15 млн. градусов, плотность около 100 г/см3; в центре красной звезды-карлика температура около 10 млн. градусов, плотность около 1000 г/см3.
С течением времени состав ядра вследствие ядерных преобразований изменяется, и первоначально однородная З становится все более неоднородной. По истощении запасов в звезде возможны реакции построения более тяжелых ядер из если вследствие сжатия звезды температура и плотность в ее недрах значительно повысятся. Повышение плотности ведет к изменению уравнения состояния в центральных частях З (вырождению газа). Наиболее сложными являются модели звезд на поздних стадиях развития (красные звезды-гиганты). Они состоят из нескольких попеременно конвективных и лучистых зон различного состава и двух-трех слоевых источников энергии (с различными ядерными реакциями). Некоторые зоны или центральное ядро могут находиться в состоянии сжатия или расширения. Модель белой звезды-карлика почти целиком состоит из вырожденного газа. При расчетах З и путей развития звезд во времени применяются ЭВМ.
Лит.: Рубен Г., Методы вычисления стационарных сферически-симметричных моделей звезд и их эволюции, в кн.: Научные информации Астрономического совета АН СССР, № 14, М., 1969; Schwarzschild М., Structure and evolution of the stars, . . 1965.
А. Г. Масевич.
|
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
