нижнее белье для полных
მედიცინის კვლევები

   Велика Радянська Енциклопедія

Зоряні моделі

   
 

Зоряні моделі, обчислені на основі тих чи інших теоретичних передумов розподілу температури, щільності, тиску речовини в зірках заданої маси і хімічного складу. Побудова З. м. заснованих на уявленні про рівноважної газової зірці, стан якої визначається, з одного боку, механічним рівновагою (між силою тяжіння і силою тиску газу) і з іншого - тепловим рівновагою (між виділенням і відведенням енергії).

Характерними параметрами З. м. є коефіцієнт поглинання, механізм переносу енергії, рівняння стану зоряної речовини і механізм виділення енергії (див. Зірки ). Значення цих параметрів визначаються теорією внутрішньої будови зірок. Розрізняються однорідні і неоднорідні З. м. (за хімічним складом), прості і складні, багатофазні З. м. (за рівнянням стану і механізму перенесення енергії). Найбільш прості моделі зірок головної послідовності Герцшпрунга - Ресселла діаграми . зірки, що розташовуються у верхній її частині, складаються з конвективного ядра (що включає 0,30-0,15 маси зірки, в ньому перенесення енергії здійснюється шляхом конвекції) і променистої оболонки. Вся енергія виділяється в конвективному ядрі в результаті ядерних реакцій перетворення водню в гелій. Розміри і маса конвективного ядра тим більше, чим більше маса зірки. Зірки нижній частині головної послідовності, навпаки, складаються із зовнішньої конвективної оболонки і ядра в променистому рівновазі, в центрі якого вигорає водень. температура в центрі гарячої блакитної зірки становить близько 30 млн. градусів, щільність близько 2 г / см 3, в центрі Сонця температура близько 15 млн. градусів, щільність близько 100 г / см 3; в центрі червоної зірки-карлика температура близько 10 млн. градусів, щільність близько 1000 г / см 3.

З плином часу хімічний склад ядра внаслідок ядерних перетворень змінюється, і спочатку однорідна З. м. стає все більш неоднорідною. За виснаженні запасів водню в зірці можливі реакції побудови більш важких ядер з гелію, якщо внаслідок стиснення зірки температура і щільність в її надрах значно підвищаться. Підвищення щільності веде до зміни рівняння стану в центральних частинах З. м. (виродження газу). Найбільш складними є моделі зірок на пізніх стадіях розвитку (червоні зірки -гіганти). Вони складаються з декількох поперемінно конвективних і променистих зон різного хімічного складу і двох-трьох шарових джерел енергії (з різними ядерними реакціями). Деякі зони або центральне ядро ??можуть перебувати в стані стиснення або розширення. Модель білої зірки-карлика майже цілком складається з виродженого газу. При розрахунках З. м. і шляхів розвитку зірок в часі застосовуються ЕОМ.


Літ.: Рубен Р., Методи обчислення стаціонарних сферично- симетричних моделей зірок і їх еволюції, в кн.: Наукові інформації Астрономічної ради АН СРСР,? 14, М., 1969; Schwarzschild М., Structure and evolution of the stars, NY 1965.

© А. Г. Масевич.





Виберіть першу букву в назві статті:

а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я

Повний політерний каталог статей


 

Алфавітний каталог статей

  а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я
 


 
енциклопедія  біляші  морс  шашлик  качка