Astronet > Istechenie veshestva iz zvezd

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Istechenie veshestva iz zvezd

Zvezdy teryayut massu, po-vidimomu, na vseh stadiyah svoei evolyucii.Eto podtverzhdayut nablyudeniya: obnaruzheno istechenie veshestva iz Solnca (solnechnyi veter), iz goryachih zvezd (spektr. klassov O i V), iz krasnyh i zheltyh gigantov i sverhgigantov, t.e. istechenie proishodit kak iz zvezd, malo proevolyucionirovavshih (pervye dva tipa), tak i iz zvezd na pozdnei stadii evolyucii (krasnye giganty). Bolee togo, I. v. iz z. nachinaetsya eshe do stadii glavnoi posledovatel'nosti. Na eto ukazyvayut nablyudeniya molodyh szhimayushihsya zvezd tipa T Tau. Poterya massy u etih zvezd $\sim 10^{-8} {\mathfrak M}_\odot$ v god. K ob'ektam, obrazovavshimsya v rezul'tate intensivnoi poteri massy zvezdami-gigantami, otnosyatsya takzhe planetarnye tumannosti. Vse eto govorit o vazhnoi roli istecheniya veshestva dlya evolyucii zvezd.

Iz nablyudenii mozhno sdelat' nek-rye ocenki skorosti poter' massy. Dlya Solnca, ona ravna $10^{11}-10^{12} g/s ({\mathfrak M}_\odot$ v god). Vremya zhizni Solnca $\approx 5\cdot 10^9$ let, t.e. istechenie tipa solnechnogo vetra nesushestvenno dlya evolyucii. U goryachih zvezd spektr. klassov O i V, a takzhe zvezd tipa Vol'fa-Raie i R Lebedya (R Cyg) poterya massy mozhet dohodit' do $10^{-8}-10^{-5} {\mathfrak M}_\odot$ v god. Poskol'ku vremya zhizni zvezd s massoi $\sim 30 {\mathfrak M}_\odot$ (kakovymi yavl. eti ob'ekty) 10⁶-10⁷ let, poterya massy za eto vremya okazyvaetsya znachitel'noi. Naibolee sushestvenna poterya massy na pozdnih stadiyah evolyucii. Dlya krasnyh gigantov i sverhgigantov poterya massy mozhet sostavlyat', po ocenkam, $10^{-6}-10^{-3} {\mathfrak M}_\odot$ v god. V rezul'tate intensivnoi poteri massy takimi zvezdami mozhet proishodit' obrazovanie planetarnyh tumannostei. Ukazaniem na znachit. poteryu massy mozhet sluzhit' sushestvovanie protyazhennyh razrezhennyh gazovyh obolochek, obnaruzhennyh vokrug nek-ryh odinochnyh zvezd tipa Vol'fa-Raie.

Teoriya evolyucii zvezd ukazyvaet na vazhnost' poteri zvezdoi svoei massy v hode evolyucii. Deistvitel'no, massa zvezd na konechnyh stadiyah evolyucii ne prevyshaet 1,2-1,4 ${\mathfrak M}_\odot$ dlya belyh karlikov i 2 ${\mathfrak M}_\odot$ dlya neitronnyh zvezd. Zvezdy bol'shei massy dolzhny kollapsirovat' (sm. Gravitacionnyi kollaps) i prevrashat'sya v chernye dyry, a razmery ih - rezko umen'shat'sya (radius dolzhen priblizhat'sya k t.n. gravitacionnomu radiusu). Prevrashenie zvezdy v neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru soprovozhdaetsya, po-vidimomu, sushestvenno nestacionarnym processom tipa vspyshki sverhnovoi zvezdy. Odnako nablyudaemaya chastota vspyshek sverhnovyh ne sootvetstvuet chislu massivnyh zvezd, dostigshih, soglasno raschetam, pozdnih stadii evolyucii (vzryvov sverhnovyh nablyudaetsya v 30-300 raz men'she). Ustranit' takoe rashozhdenie mozhno, libo predpolozhiv, chto nestacionarnyi process mozhet prohodit' "bezzvuchno", t.e. ne davat' obychno nablyudaemyh yavlenii, chto ves'ma maloveroyatno, libo schitaya, chto v processe evolyucii massa zvezdy teryaetsya ves'ma effektivno i bol'shinstvo zvezd bol'shoi massy prevrashaetsya v belye karliki bez vzryva. Vazhnym svidetel'stvom v pol'zu etogo yavl. nalichie belyh karlikov v molodyh rasseyannyh skopleniyah (Giady), obrazovavshihsya iz zvezd s massoi $\ge 6 {\mathfrak M}_\odot$ .

Prichinoi poteri massy zvezdami na spokoinoi stadii evolyucii yavl. processy, protekayushie v ih obolochkah. V to vremya kak osn. massa zvezdy (tipa Solnca), sostavlyayushaya $\approx$ 97-99% ${\mathfrak M}_\odot$ , nahoditsya v statich. ravnovesii, ee vnesh. obolochka nahoditsya v sostoyanii gidrodinamich. istecheniya. U Solnca gidrodinamicheski istekayushei obolochkoi yavl. korona, massa k-roi stol' neznachitel'na, chto pri raschete evolyucii veshestvo, unosimoe rasshiryayusheisya koronoi (solnechnym vetrom), ne uchityvaetsya. U krasnogo giganta v stadii istecheniya mozhet nahodit'sya gorazdo bol'shaya chast' massy. Skorost' istekayushego veshestva monotonno rastet s udaleniem ot zvezdy, t.k. energiya haoticheskogo (teplovogo) dvizheniya veshestva postepenno perehodit v kinetich. energiyu napravlennogo dvizheniya.

Mehanizmy I. v. i. z. razlichny. U Solnca, napr., prichinoi istecheniya yavl. nagrev osnovaniya korony magnitogidrodinamich. volnami (sm. Solnce, Magnitogidrodinamika). Ukazaniya na sushestvovanie goryachih istekayushih koron u zvezd mnogih spektral'nyh klassov polucheno pri izmerenii rentg. svetimostei zvezd na sputnikah "OAO-3" (SShA, 1972) i "NEAO-V" (SShA, 1978). Ves'ma sushestvennym dlya haraktera istecheniya veshestva yavl. ego vzaimodeistvie s izlucheniem. Zvezdnyi veter prakticheski prozrachen dlya izlucheniya, za isklyucheniem otdel'nyh spektr. linii (v etih liniyah opticheskaya tolsha $\tau$ mozhet priblizhat'sya k edinice). Za schet izlucheniya istekayushee veshestvo mozhet ohlazhdat'sya. Istechenie iz goryachih massivnyh zvezd proishodit gl. obr. iz-za davleniya izlucheniya v moshnyh spektr. liniyah. Pri etom uskorenie veshestva proishodit v opticheski tonkoi oblasti ( $\tau\ll 1$ ). Istechenie iz krasnyh gigantov i zvezd, obrazuyushih planetarnye tumannosti, svyazano s tem, chto veshestvo v osnovnoi oblasti techeniya neprozrachno dlya izlucheniya (nahoditsya v ravnovesii s izlucheniem, $\tau\gg 1$ ). Pri zadannom teplovom potoke iz zvezdy rost neprozrachnosti vedet k uvelicheniyu perepada (gradienta) temp-ry, a sledovatel'no, i gradienta luchistogo davleniya. Pri dostatochno bol'shom gradiente davleniya tyagotenie ne mozhet uravnovesit' ego, statich. ravnovesie narushaetsya, nachinaetsya istechenie.

Grafik kachestvennoi zavisimosti
neprozrachnosti $\varkappa$ veshestva
zvezdy ot massy m, zaklyuchennoi
v sfere radiusa r. V sfere s radiusom zvezdy
R₃ soderzhitsya polnaya massa zvezdy.

Iz teorii stroeniya zvezd izvestno, chto zvezda mozhet nahodit'sya v sostoyanii statich. ravnovesiya tol'ko v sluchae, kogda ee svetimost' L men'she t.n. kriticheskoi svetimosti L_K:
$L\lt L_K=4\pi cG{\mathfrak M}/\varkappa$
gde $\varkappa$ - neprozrachnost' sredy. Grafik kachestvennoi zavisimosti neprozrachnosti ot radiusa dlya zvezdy s massoi 30 ${\mathfrak M}_\odot$ predstavlen na ris. Iz ris. vidno, chto u zvezd glavnoi posledovatel'nosti $\varkappa$ vezde nevelika, t.e. L< L_K, u krasnyh zhe gigantov, tam, gde temp-ra v obolochke padaet nastol'ko, chto poyavlyaetsya zona nepolnoi ionizacii vodoroda, neprozrachnost' rezko vozrastaet (sm. Atmosfery zvezd, Pul'sacii zvezd). Krome togo, u krasnyh gigantov svetimost' stol' vysoka, chto v ih obolochke vypolnyaetsya uslovie L>L_K. V silu etih prichin i poyavlyaetsya gidrodinamich. istechenie. Otmetim, chto konvekciya, uchastvuya v perenose teplovogo potoka, umen'shaet neprozrachnost' i prepyatstvuet istecheniyu, no vo vnesh. sloyah ee rol' nevelika. Chem bol'she massa zvezdy, tem men'she plotnost' ee poverhnostnyh sloev i tem menee effektivna konvekciya. Dlya zvezd s ${\mathfrak M}= 30 {\mathfrak M}_\odot$ ona mozhet ne prepyatstvovat' istecheniyu posle nachala termoyadernyh reakcii s uchastiem geliya (na stadii krasnyh gigantov). Dlya ${\mathfrak M}<{\mathfrak M}_\odot$ konvekciya prepyatstvuet istecheniyu na etoi stadii i pozvolyaet prodolzhit' statich. evolyuciyu.

Kak vidno iz vyrazheniya dlya L_K nachalo istecheniya opredelyaetsya krome $\varkappa$ takzhe i otnosheniem $L/{\mathfrak M}$ . Iz teorii sleduet, chto dlya zvezd glavnoi posledovatel'nosti L~ ${\mathfrak M}^3$ ili dazhe ~ ${\mathfrak M}^4$ (dlya malyh mass), poetomu s rostom massy rastet i velichina L/L_K. Ona ravna $\approx 5\cdot 10^{-5} \varkappa$ dlya 1 ${\mathfrak M}_\odot$ i dohodit do 0,3 $\varkappa$ dlya 30 ${\mathfrak M}_\odot$ . T.o., chem bol'she massa, tem men'shego uvelicheniya neprozrachnosti trebuetsya dlya nachala istecheniya. Etim ob'yasnyaetsya nalichie sil'nogo istecheniya veshestva u goryachih zvezd klassa O, v k-ryh neprozrachnost' opredelyaetsya glavnym obrazom rezonansnymi spektr. liniyami ionov. Chem men'she massa, tem na bolee pozdnih stadiyah evolyucii nachinaetsya gidrodinamich. istechenie veshestva.

Prisutstvie pyli v obolochkah krasnyh zvezd takzhe sposobstvuet istecheniyu veshestva, t.k. pyl' uvelichivaet vzaimodeistvie mezhdu veshestvom i potokom izlucheniya. Sochetanie etih dvuh mehanizmov privodit, po-vidimomu, k nablyudaemoi potere massy krasnymi i zheltymi gigantami i sverhgigantami.

Proishozhdenie zvezd tipa Vol'fa-Raie, k-rye sostoyat v osnovnom iz geliya, svyazyvayut s poterei vodorodnoi obolochki zvezdoi s massoi ${\mathfrak M}\ge {\mathfrak M}_\odot$ . Massa vodorodnoi obolochki sostavlyaet primerno polovinu pervonachal'noi massy zvezdy. Takie zvezdy intensivno teryayut massu na stadii zagoraniya geliya. Dlya menee massivnyh zvezd stol' zhe intensivnaya poterya massy mozhet nachat'sya na bolee pozdnih stadiyah, kogda nachinaetsya gorenie ugleroda i kisloroda. Dlya zvezd s massoi $\approx 1,3 {\mathfrak M}_\odot$ na pozdnih stadiyah evolyucii istechenie takogo tipa dolzhno proishodit' pri obrazovanii planetarnoi tumannosti i perehoda zvezdy v belyi karlik. Teoriya istecheniya veshestva iz zvezd eshe daleka ot zaversheniya.

Lit.:
Parker E., Dinamicheskie processy v mezhplanetnoi srede, per. s angl., M., 1965; Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D., Relyativistskaya astrofizika, M., 1967.

(G.S. Bisnovatyi-Kogan)

G. S. Bisnovatyi-Kogan, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: Solnechnyi veter - zvezdnyi veter - Planetarnaya tumannost' - davlenie izlucheniya Publikacii so slovami: Solnechnyi veter - zvezdnyi veter - Planetarnaya tumannost' - davlenie izlucheniya
Sm. takzhe: M27: eto ne kometa Dzhons-Emberson-1 Sharpless 308: tumannost' Golova Del'fina Kol'cevaya tumannost' vokrug WR 134 Kol'ca vokrug tumannosti Kol'co Smotrya v storonu s solnechnogo zonda "Parker" HFG1 i Eibell 6: planetarnye tumannosti Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati