Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 11 стр.

Механическое равновесие в этом случае полностью отделено от теп-
ловой структуры звезда. Белые карлики светятся в основном за счет
запасенной в них внутренней тепловой энергии и постепенно остыва-
ют, превращаясь в конце-концов в черные карлики.
      Третий класс компактных объектов звездной природа – ней-
тронные звезды. Их массы от 0,1 до 2-3 масс Солнца, радиусы
10-12 км, средняя плотность – ядерная ∼ 1014 -1015 г см3 . Грубо можно
считать, что нейтронная звезда – большое атомное ядро с числом час-
тиц ~1057. Механическое равновесие в ней достигается в результате
компенсации действия гравитационных сил давлением вырожденного
нейтронного газа.
      Четвертый класс звездных объектов – черные дыры звездных
масс. Их характерный размер определяется гравитационным радиусом
     2GM
R g = 2 , где G – гравитационная постоянная, M – масса, c –
      c
скорость света. В отличие от предыдущих трех типов объектов черные
дары не находятся в состоянии равновесия, т.к. здесь гравитация пре-
валирует над давлением.
      Согласно современным представлениям компактные звездные
объекты – конечные продукты эволюции нормальных звезд различ-
ных масс.
      Основные параметры звезд. В каждый момент времени в ходе
эволюции звезда характеризуется тремя основными параметрами:
массой M , радиусом R и светимостью L. Их численные значения при-
нято выражать соответственно в единицах солнечной массы
( M = 1,99 ⋅ 1030 кг ) солнечного радиуса ( R = 6,96 ⋅ 108 м ) и солнечной
светимости ( L = 3,86 ⋅ 1023 кВт = 3,86 ⋅ 1033 эрг с ).
      Массы известных звезд лежат в пределах 0,08M ≤ M ≤ 100M .
У небесных тел с M ≤ 0,08M температура в центре не поднимется
до таких значений, при которых возможны термоядерные реакции, а
звезды с M ≥ 100M были бы неустойчивыми, т.к. в их недрах дав-
ление излучения преобладало бы над газовым. Наиболее массивными
из известных звезд являются η Киля и Плейона – член рассеянного
звездного скопления Плеяды в созвездии Тельца. Их массы близки к
100M . Непосредственно массы звезд можно определить по третьему
обобщенному закону Кеплера, управляющему относительным движе-
нием компонентов двойной звездной системы.
      Радиусы звезд могут различаться на девять порядков:
10км ≤ R ≤ 2 ⋅ 109км. Наименьшие радиусы имеют нейтронные звезды



                                   11