Параметры звёзд

Радиусы звёзд

Зная эффективную температуру Тef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

L=4pR2sT4ef

основанной на Стефана – Больцмана законе излучения (s - постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Вращение звёзд

Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/с. Скорости вращения более холодных звезд – значительно меньше (несколько км/с). Уменьшение скорости вращения звезды связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газопылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звезды возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях звезды. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

Внутреннее строение звёзд

Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение звезды изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о звездах как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах звезд, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды – во всех её элементарных объёмах – практически не меняется со временем, т. е. количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или другими источниками.

Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезды существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе звезды и о механизме переноса энергии.

Основным механизмом переноса энергии в звезде является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в других частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами.

Другое по теме

Непредельные, или ненасыщенные, углеводороды ряда этилена (алкены, или олефины)
Алкены, или олефины (от лат. olefiant - масло — старое название, но широко используемое в химической литературе. Поводом к такому названию послужил хлористый этилен, полученный в XVIII столетии, — жидкое маслянист вещество.) — алифатические непредельные углеводороды, в молекулах которых между углеродными атомами имеется ...

В поисках системы мира. Первые астрономы и их системы
Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды? Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звездной Вселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другими вопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, в котором м ...