Масса звезды

Число атомов в известной нам части Вселенной. Ядра атомов всех элементов состоят из протонов и нейтронов. Ученые предполагают, что общее число протонов и нейтронов в известной нам части Вселенной, определенное с неточностью, может быть, раз в 100, имеет порядок 10 . В состав Солнца входит около 1 -10 протонов и нейтронов, а в состав Земли — около 4-10 . Общее число протонов и нейтронов в известной нам Вселенной достаточно для того, чтобы образовать около 10 /10 т. е. около 10 , звезд с массой, равной массе нашего Солнца (это составляет одну шестую моля звезд ). Ученые считают, что большая часть массы Вселенной — это масса звезд и что все известные звезды имеют массы, находящиеся между [c.19]

Сравнительно недавно было показано, что световое давление играет важную роль в вопросе о предельном размере звезд. Из астрономических данных известно, что звезды, массы которых превосходят известный максимум, не наблюдаются. Эддингтон обратил внимание на то, что увеличению размеров звезды должно препятствовать следующее обстоятельство. С увеличением массы звезды и ростом тяготения ее наружных слоев к центру повышается работа сжатия внутренних слоев звезды и растет соответственно температура этих слоев, достигая миллионов градусов. Однако повышение температуры означает повышение плотности лучистой энергии внутри звезды, а следовательно, и величины светового давления. Согласно вычислениям равновесие между силой притяжения, с од- [c.664]

Планета движется вокруг звезды по эллиптической орбите. Масса звезды вследствие излучения медленно уменьшается. Найти адиабатический инвариант системы [16]. [c.177]

Как отмечено в гл. XI, 4, проблемы теплоизоляции и удержания плазмы вместе с проблемой получения сверхвысоких по земным масштабам температур являются главными трудностями на пути создания термоядерных установок. Как возникают в звездах высокие температуры, мы уже видели. Космические размеры и массы звезд дают решение проблемы теплоизоляции и удержания плазмы. Действительно, холодные периферические области звезды непосредственно не соприкасаются с горячим веществом недр [c.603]

Наряду со светимостью звезды S важнейшими характеристиками являются масса звезды Ж и её радиус 5R. С помощью различного рода наблюдений и соответствующего анализа астрономы в настоящее время располагают для значительного числа звёзд данными о величинах S, и 3ft. Рассмотрение этих данных показывает, что для различных групп звёзд существуют зависимости вида ) [c.276]

В этой таблице 9J —масса звезды, ЗЛя—масса Солнца, 91—радиус звезды (радиус Солнца 9 д = 6,26-10 км) о,Л—половина разности между наибольшим и наименьшим значением радиуса звезды, М—средняя абсолютная визуальная величина. В графе асимметрия кривой блеска дано отношение продолжительности падения блеска от максимума до минимума к продолжительности его возрастания. [c.280]

Так как звезда излучает энергию в окружающее пространство, то при равновесии внутри звезды должны быть источники энергии. Природа этих источников энергии и их распределение внутри звезды в настоящее время ещё не вполне ясны. Однако исследование равновесия звёзд при различных законах распределения источников энергии показывает, что распределение давлений и плотности внутри звезды и, в частности, их значение в центре звезды зависят слабо от закона распределения источников энергии. Расчёты показывают, что если принять распределение источников равномерным по всей массе звезды или принять, что то же количество энергии выделяется в одной точке — в центре звёзды, то характеристики состояния получаются близкими. К этому можно ещё добавить, что количество выделенной энергии за счёт физикохимических процессов очень чувствительно зависит от температуры. В центре звезды температура наибольшая, поэтому основная часть энергии выделяется вблизи центра звезды. Как показывают расчёты, это положение должно хорошо оправдываться в действительности ). [c.286]

Если пренебречь световым давлением в уравнении состояния (предположение 1 ), то надо положить 8 = 0, после чего формулы (3.11) определяют полностью зависимость 9i и Й от Ед, /(Хц, 5 и от массы звезды Щ. [c.293]

Если 8 0, но /сз = 0, то о не зависит от массы звезды, п поэтому в этом случае формулы (3.11) также полностью определят зависимость и S от массы звезды 5Щ. [c.293]

В теории вспышек новых звёзд при исследовании неуста-новившихся движений газовых масс звезды необходимо использовать в начальных условиях данные о распределении характеристик состояния газа внутри звезды при равновесии. Для этой цели использование решений системы уравнений (II) с краевыми условиями (2.6) и (2.7) из-за сложности этих решений неудобно и исключает возможность получения эффективных решений о неустановившихся движениях. [c.294]

Масса звезды 276 Машина центробежная 63, Маятник математический 37 Моделирование 58 и д. [c.327]

Запас ядерной энергии в звезде пропорционален массе. Отсюда следует важнейшая закономерность, к-рой подчиняются все звёзды чем больше масса звезды, тем быстрее истощаются в,ней запасы ядерной энергии и тем меньше время жизни звезды. [c.52]

Ещё один метод оценки массы звезды связан с измерением гравитац, красного смещения спектральных линий в поле тяготения. В сферически симметричном поле тяготения звезды оно эквивалентно доплеровскому красному смещению [c.59]

Массу звезды (помимо Солнца) можно Определить со сравнительно большой надёжностью только в том случае, если она является физ. компонентом визуально-двойной звезды (см. Двойные звёзды), расстояние до к-рой известно. 3-й закон Кеплера в этом случае [c.59]

Здесь М — масса звезды в единицах массы Солнца, Л/э = 2 -10 г, R—радиус звезды. [c.360]

Звёзды с М= Л/0. Время жизни такой звезды на ГП (точка А на рис. 1) ок. 10 лет, а её строение аналогично строению Солнца. На протяжении этой стадии в центр, областях звезды водород перегорает в гелий. Когда масса гелиевого ядра достигает 10% массы звезды, становится заметным отход от ГП (точка В). Небольшое увеличение светимости на участке А В связано с уменьшением непрозрачности из-за уменьшения числа электронов при синтезе гелия из водорода. После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра отвод энергии из него может компенсироваться только энергией, [c.490]

Из ур-ния (9) следует, что при y = 4/3, = 3 масса звезды не зависит от рс- Для ур-ния состояния (8) масса [c.494]

Задача решалась модифицированным методом Годунова 2-го порядка точности по времени и координате на подвижной сетке [7]. Срыв части массы звезды и унос ее в межзвездное пространство определялся по достижению массовой скорости газа местной параболической [c.419]

Заметим, что аналогичные уравнение и неравенство выводятся в физике черных дыр —компактных неизлучающих тел, образовавшихся в результате коллапса массивных звезд с массой более двух Солнц. Эти бывшие звезды, полностью израсходовавшие свое ядерное горючее, имеют размер, равный гравитационному радиусу R — lGMj G — гравитационная постоянная, М — масса звезды, с—скорость света гравитационный радиус Солнца—около 3 км). Роль, аналогичную энтропии в термодинамике, в физике черных дыр выполняет поверхность S черной дыры, а роль термодинамической температуры—величина X, пропорциональная поверхностной гравитации, т. е. напряженности статического гравитационного поля на поверхности черной дыры. Черные дыры не обладают никакими другими свойствами, кроме способности притягивать, поскольку гравитационное поле черной дыры настолько сильно, что даже задерживает свет. Вследствие этого полная энтропия системы черных дыр (величина, пропорциональная сумме поверхностей S черных дыр) не убывает SS O. Эта и другие термодинамические аналогии в физике черных дыр оказываются весьма полезными при рассмотрении различных явлений с участием черных дыр, подобно тому, как начала термодинамики позволяют изучать многие общие свойства термодинамических процессов. Одновременно они указывают на своеобразную универсальность начал термодинамики. [c.77]

На самом деле при высоких плотностях (р 10 г/см ) электронный газ становится релятивистским. Поэтому при достаточно большой массе М звезды гравитационное давление (см. (12.37)) будет всегда больше давления релятивистского вырожденного электронного газа. Отсюда следует, что существует критическое значение М р массы звезды, называемое часто чандрасекаровским пределом, выше которого силы давления вырожденного электронного газа не смогут остановить гравитационного сжатия звезды. Численные расчеты показывают, что [c.611]

И. Если масса звезды на конечной стадии ее эволюции окажется больше предельной М р (см. (12.45)), то концом эволюции является бесконечное гравитационное сжатие (гравитационный коллапс) квантовомеханическое внутреннее давление вещества не может противостоять силам давления, вызываемым гравитацией. В рамках дорелятивистской классической теории в этом случае получалось, что звезда должна сжиматься в точку. В общей теории относительности показывается, что для удаленного от коллап-сирующей звезды (т. е, находящегося вне ее гравитационного поля) наблюдателя радиус звезды асимптотически стремится к гравитационному радиусу [c.614]

Многочисленные теоретические исследования последних 10—15 лет позволили ограничить круг звезд, которые могут взрываться как сверхновые. Оказалось, что отмеченные выше опасные для звезды неустойчивости развиваются в недрах достаточно массивных звезд с М > SMq и притом в конце их активной жизни, а именно начиная со стадии сжигания углерода. В этот период звезды являются сильно неоднородными. Они состоят из центрального углеродного (или углероднокислородного) ядра, окруженного водородно-гелиевой оболочкой. Масса угле-)одного ядра, его плотность и температура определяются полной массой звезды. Например, у одиночных звезд с массой ЗМд < М < IOiMq масса углеродного ядра достигает Mq = 1,4 Mg, а плотность и температура в момент загорания углерода равняются соответственно 2-10 г/см и 3-10 К. У звёзд с массой/И > QMq углеродное ядро имеет массу 1,4 Mq, а зажигание углерода происходит [c.617]

Нетрудно показать, что общая энергия, излучаемая цефеидами за периоды изменения их блеска, мала но сравнению с общим запасом гравитационной и внутренней тепловой энергии всей звезды. Этим можно объяснить также слабое влияние законов распределения источников звёздной энергии на раснределепие плотности и давления в звёздных недрах для обычных звёзд и для цефеид. Поэтому мы можем допустить, что в неустановившихся движениях звезды в целом энергия, выделяемая в центре и излучаемая во внешнее пространство за время периода колебания, не играет существенной роли. При рассмотрении неустановившихся движений в качестве последнего допущения мы примем, что молекулярный вес fi и коэффициент теплопроводности постоянны во всей массе звезды. [c.287]

МАССА—СВЕТИМОСТЬ ЗАВИСИМОСТЬ — отражает фундам. свойство стационарных звёзд., находящихся в тепловом и гидростатич. равновесии чем больше масса звезды Ш, тем выше её светимость L. Зависимость установлена А. С. Эддингтоном (А. S. Eddington, 1921). На рис. представлена М,—с. з. для звёзд г л. последовательности (см. Герцшпрунга — Ресселла диаграмма) входящих в состав двойных звёзд с известными параметрами орбит компонентов и имеющих известные болометрич. светимости. [c.52]

Массы звёзд заключены в пределах прибл. от 0,03 до 60 Мо (теоретич. предел стабильной массы нормальной звезды 62Мо). Наиб, число звёзд имеет массы от 0,3 до ЗМ , много более половины звёзд входят в двойные системы. Ср. масса звезды в ближайших окрестностях Солнца 0,5Л/ , т. е. 1-10 г. Различие в массах звёзд оказывается много меньшим, чем их различие в светимостях (последнее может достигать десятков млн.). Сильно отличаются радиусы звёзд. В результате диапазон их ср. плотностей от 5 10 г/см (красные гиганты) до 10 г/см (белые карлики) и даже QU-lъ г/см (нейтронные звёзды). Ср. плотность Солнца равна 1,41 г/см . [c.59]

Форма аппроксимации ур-ния состояния звёздного вещества, к-рое используется при М. з,, зависит от полной массы звезды, стадии ее эволюции и положения рассматриваемой точки относительно центра звезды. В недрах звёзд с массой 1 ЗЯШо 10 на стадии термоядерного горения водорода, на к-рой они проводят si 90% времени своей жизни, ионная компонента плазмы представляет собой идеальный газ и для него выполняется Бойля — Мариотта закон. Для более массивных звёзд необходимо учитывать давление и уд. энергию излучения. Отклонения газа от идеальности, связанные в первую очередь с кулоновским взаимодействием, существенно влияют на ур-ние состояния при 5И < ЮТ . На стадиях эволюции, следующих за термоядерным выгоранием водорода, т. е. при высоких Г и р, кроме отклонений от идеальности необходимо учитывать вырождение электронного газа, давление к-рого намного превосходит давление газа ионов. Во внешних, относительно холодных слоях звёзд Т 10 —10 К) возможны неполная ионизация вещества, образование молекул и пыли. На наиб, поздних стадиях эволюции, когда вещество сильно уплотнено, возникает необходимость учитывать эффекты общей теории относительности. [c.175]

В качестве характерного примера приведём результаты расчёта потока Н., возникающего при коллапсе железнокислородного ядра звезды с массой 2 Mq. Суммарная анергия, уносимая Н., равна 5 10 эрг, т. е, ок. 15% всей массы звезды, выраженной в энергетич. единицах. Ср. энергия отд. Н. составляет 10—12 МэВ, а энергетич. спектр близок к тепловому с более крутым падением при высоких энергиях. Длительность нейтринного излучения 10—20 с. В испускаемом нейтринном потоке присутствуют в равных концентрациях все типы Н. и антинейтрино. Это объясняется тем, что звёздное ядро вплоть до очень больших расстояний от центра непрозрачно для Ы. из-за процессов упругого рассеяния яа электронах и ядрах. В результате все типы Н. оказываются в тепловом равновесии с веществом вплоть до аек-рой поверхности (нейтриносфера), с к-рой испускание нейтрино происходит нрибл. как с чернотельной поверхности. Если в нашей Галактике произойдёт коллапс звезды, ее нейтринное излучение может быть зарегистрировано уже существующими телескопами. [c.257]

Конечные стадии эволюции звёзд я вспышки сверхновых звёзд. Вспышка С. з. является результатом дина-мич. эволюции ядра звезды, к-рая начинается с момента нарушения гидростатич. равновесия в звезде, уже далеко продвинувшейся в своей эволюции. Динамнч. эволюция ядра завершается либо полным разлётом вещества звезды, либо гравитационным коллапсом ядра. Характер эволюции в осн. определяется массой звезды. [c.434]

Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в её центр, области, что на Герцшпрунга — Ресселла диаграмме соответствует пере-ХО.ДУ звезды с гл, последовательности в область красных или голубых гигантов. В процессе эволюции центр, область звезды становится всё плотнее и горячее, а её оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери энергии за счёт нейтринного излучения (нейтрино образуются гл. обр. при аннигиляции электрон-позитрон-ных пар). После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное ядро (С-О-ядро), причём его масса тем больше, чем больше масса звезды на гл. последовательности. В С-О-ядре с достаточно малой массой давление полностью определяется вырожденным газом электронов. Вырожденное G-0-ядро может иметь массу вплоть до Чандрасекара предела, т. е. до верх. Предела массы вырожденной звезды, ещё находящейся в гидростатич. равновесии. Для С-О-ядра предел Чандрасекара равен 1,44 Mq, и ядро с массой, превышающей это значение, является невырожденным. Дальнейшая эволюция звезды происходит по-разному для вырожденного и невырожденного С-О-ядра. [c.434]

Обычно (для упрощения расчётов) звезда считается не-вращающейся и сферически-снмметричной. В процессе эволюции осн. масса звезды находится в состоянии гидроста-тич. равновесия, определяемого ур-нием [c.490]

По мере расширения оболочки и роста массы гелиевого ядра определяющую роль в поведении звезды начинают играть два фактора конвекция, развивающаяся в оболочке, и вырождение, возникающее в ядре. Расширение оболочки и падение в ней темп-ры способствуют расщирению внеш. конвективной зоны, к-рая имелась у звезды на ГП. Развитие конвекции приводит к улучшению теплоотвода, что, благодаря отрицат. теплоёмкости звезды, вызывае её сжатие, рост темп-ры, тепловыделения и светимости. Рост светимости способствует росту лучистого градиента темп-ры, что ещё больше усиливает конвекцию. Т. о. возникает положительная обратная связь и конвекция захватывает значит, часть массы звезды, приближаясь к слоевому источнику. Светимость растёт, и звезда движется на ГРД от точки С к точке D (область красных гигантов), [c.491]

Т. о., в окрестности точки D располагаются спокойные звёзды с гелиевыми ядрами и вспыхивающие—с углеродными. Вспышки способствуют истечению ве1цества, поэтому по мере роста углеродного ядра полная масса звезды уменьшается. После нсск. сотен вспышек (цифра примерная. т. к. никому не удалось последовательно просчитать столь. много вспышек) в результате быстрого истечения вещества и роста ядра масса над гелиево-водородным слоевым источнико.м уменьшается настолько, что при той же светимости начинаются быстрое оседание оболочки на ядро, рост эфф. темп-ры и, следовательно, движение звезды влево. После исчерпания горючего в слоевых источниках (точка С) светимость поддерживается только за счёт теплоёмкости ядра, к-рое быстро остывает, звезда движется по ГРД вниз и превращается в белый карлик (точка Я). На этой стадии звезда находится вплоть до полного остывания. Наблюдения свидетельствуют о том, что истечение вещества вблизи точки D происходит неравномерно и значит, доля массы сбрасывается непосредственно перед началом движения звезды влево, образуя планетарную туманность. [c.491]

Mq) или до возгорания углерода в цевтре (для = 3 -н 15 М ). Цифры указывают массу звезды в Л/, ,, точки соответствую главной последовательности и моментам возгорания гелия и углерода в ядре. [c.491]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...