Строение и эволюция звезд I

История звездообразования во
Вселенной

Формирование звезд из пыли
Неустойчивость Джинса
При массе больше некоторой вещество сколлапсирует
быстрее, чем тепловое давление помешает это сделать

Светимость Солнца
2 х 1033 эрг/сек
Масса Солнца
~2 х 1033 грамм
Размер Солнца
7х1010 см

Время Кельвина-Гельмгольца
Время, за которое излучится
гравитационная энергия Солнца
Источник энергии – сжатие?
Возраст Земли миллиарды лет
(>700 млн.лет уже в 1904 г., Резерфорд)

Уравнения гидростатического
равновесия

Минимальное давление в центре Солнца

Pc◉>4.5 x 108 атмосфер
Давление в центре Солнца
Мин. температура в центре Солнца

Теорема вириала для звезд
Интеграл по всей звезде:
- гравитационная энергия
Для Г=5.3

Отрицательная теплоемкость
Полная энергия
Добавление энергии звезде
приводит к ее остыванию (и наоборот)
Аналогичный эффект в любой стационарной
системе в поле тяготения – пример?

Производство энергии
-производство энергии
на единицу массы и объема
В слое

Термоядерные реакции и …
Кулоновский барьер
(r~10-13см)
Температура в центре Солнца
Максвелловское распределение электронов
?

… туннелирование
Вероятность туннелирования
Пик Гамова

Перенос излучения, рассеяние
-непрозрачность
Потери потока при рассеянии
Изменение импульса (изменение давления) при рассеянии
Давление чернотельного излучения

Простое упражнение
Происхождение главной
последовательности
Зависимость светимости
от ее поверхностной
температуры

Предположим выделение энергии
и перенос излучения в виде
производство энергии
перенос излучения

Зависимости производства энергии при
термояд. реакциях от температуры

Для Солнца

Зависимость светимости
от массы звезд
L~T4

Переменные звезды
Двойные переменные звезды –
следующая лекция
Звезды периодически
меняют свою яркость,
Цефеиды, RR Лиры…

перенос излучения,
непрозрачность слоев,
радиус-температура
Цефеиды
Зона вторичной
ионизации гелия

Звездные спектры
Balmer
break
Поглощение
на мол.линиях

Конвекция
Время выхода фотонов из
области энерговыделения
-длина свободного
пробега фотонов
Для Солнца

Условие возникновения конвекции
Условие возникновения
конвекции
Приравниваем. Получаем
Для идеального
газа:

Внутренняя структура звезд.
Конвективные и радиационные оболочки.

Разрешение изображения ~100км
Размеры гранул~1000км
Конвекция на поверхности Солнца

Конвекция на поверхности Солнца

Основные типы термоядерных
реакций в звездах
Цикл p-p
Цикл CNO

Зависимости производства энергии при
термояд. реакциях от температуры

Время жизни звезд на
главной последовательности
(потребление 10% массы звезды)

Фаза красных гигантов
После исчерпания топлива
в центре звезды образуется
инертное ядро и раздувается
оболочка - звезда становится
красным гигантом
Горение продолжается только
в небольшом слое. Оболочка
раздувается

Известнейший красный гигант
Бетельгейзе

Типичные расчеты
звездной эволюции
Главная
последовательность
Красные
гиганты

Основные этапы эволюции 1 M◉
Фаза t (лет)
ГП 9 x109
Субгигант 3 x109
Красный гигант 1 x109
Гигант кр.пятна 1 x 108
Гигант ассимпт.ветви ~5x106
Планетарная тумм. ~1x105
Белый карлик >8x109

Молодые
звездные
Скопления
(t<100Myr)

Шаровое скопление
47 Tuc
(t~10Gyr)