Большая советсткая энциклопедия Звёздные модели

Звёздные модели

Звёздные модели, вычисленные на основе тех или иных теоретических предпосылок распределения температуры, плотности, давления вещества в звёздах заданной массы и химического состава. Построение З. м. 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. м. являются коэффициент поглощения, механизм переноса энергии, уравнение состояния звёздного вещества и механизм выделения энергии (см. Звёзды). Значения этих параметров определяются теорией внутреннего строения звёзд. Различаются однородные и неоднородные З. м. (по химическому составу), простые и сложные, многофазные З. м. (по уравнению состояния и механизму переноса энергии). Наиболее просты модели звёзд главной последовательности Герцшпрунга — Ресселла диаграммы. звёзды, располагающиеся в верхней её части, состоят из конвективного ядра (включающего 0,30—0,15 массы звезды; в нём перенос энергии осуществляется путём конвекции) и лучистой оболочки. Вся энергия выделяется в конвективном ядре в результате ядерных реакций преобразования водорода в гелий. Размеры и масса конвективного ядра тем больше, чем больше масса звезды. Звёзды нижней части главной последовательности, наоборот, состоят из внешней конвективной оболочки и ядра в лучистом равновесии, в центре которого выгорает водород. 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 химический состав ядра вследствие ядерных преобразований изменяется, и первоначально однородная З. м. становится всё более неоднородной. По истощении запасов водорода в звезде возможны реакции построения более тяжёлых ядер из гелия, если вследствие сжатия звезды температура и плотность в её недрах значительно повысятся. Повышение плотности ведёт к изменению уравнения состояния в центральных частях З. м. (вырождению газа). Наиболее сложными являются модели звёзд на поздних стадиях развития (красные звёзды-гиганты). Они состоят из нескольких попеременно конвективных и лучистых зон различного химического состава и двух-трёх 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 расчётах З. м. и путей развития звёзд во времени применяются ЭВМ.

Лит.: Рубен Г., Методы вычисления стационарных сферически-симметричных моделей звёзд и их эволюции, в кн.: Научные информации Астрономического совета АН СССР, № 14, М., 1969; Schwarzschild М., Structure and evolution of the stars, N. Y. 1965.

А. Г. Масевич.