Звезды и их судьба — страница 7

  • Просмотров 737
  • Скачиваний 17
  • Размер файла 38
    Кб

них выявляются на диаграммах "спектр - светимость" (Герцшпрунга - Ресселла диаграммах) или "эффективная температура - светимость", и др. Почти все звезды располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, и соответствующих различным последовательностям, или классам светимости. Большинство из них расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют звезды класса О с

температурами 30 000-50 000°, правый - красные звёзды-карлики класса М с температурами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят звезды высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу

диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г/см3. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI). Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их внутреннее строение 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 них 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, действующим наружу и уравновешивающим силы

гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды - во всех её элементарных объёмах - практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. 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 звезд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе и о