Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 34 стр.

                                    4πRσTц4
                                L=          .
                                      3æρ
Используя выражение (10.5) для температуры в центре звезды, и учи-
тывая, что средняя плотность равна отношению массы звезды к ее
                    4
объему, равному πR 3 , получаем зависимость между массой и све-
                    3
тимостью
                        16π 2σG 4µ 4 3           −64 µ
                                                       4
                     L=       4
                                    M = 4,2 ⋅ 10         M3.  (11.1)
                          9A æ                       æ
У массивных звезд ГП ( M > 2,5M ) почти всюду полная ионизация,
т.е. µ = const, и почти одинаковое значение æ. Поэтому для них
L ∼ M 3 и совсем не зависит от радиуса звезды. У звезд меньшей мас-
сы ( M < 2,5M ) коэффициент непрозрачности оказывается чувстви-
тельнее к изменениям температуры и плотности и поэтому æ меняется
при переходе от одной звезды к другой. И действительно, наблюдае-
мое изменение светимости с массой здесь несколько круче.
      Конвективный перенос энергии. В звездах, также как и внутри
Солнца, не во всех слоях выполняется условие лучистого равновесия.
Приток тепла из внутренних областей звезды в такие слои может ока-
заться настолько большим, что слой не успевает его переизлучать.
Например, это может случиться в слоях, где резко увеличивается ко-
эффициент поглощения, либо в областях, где резко возрастает энерго-
выделение при ядерных реакциях. В этом случае включается более
эффективный механизм переноса энергии – конвекция, т.е. перемеще-
ние масс вещества, возникающее под действием идущего из глубины
теплового потока. Более нагретые массы газа поднимаются снизу
вверх, в то время как более холодные опускаются. Происходит интен-
сивный процесс перемешивания вещества.
      Можно считать, что поднимающаяся масса газа расширяется
адиабатически, т.к. она по мере подъема сохраняет свой первоначаль-
ный запас тепловой энергии до тех пор, пока не остановится. Извест-
но, что при адиабатическом изменении состояния газа его давление
пропорционально плотности в степени γ , причем γ – отношение теп-
лоемкости при постоянном давлении к теплоемкости при постоянном
объеме. Для одноатомного газа звездного вещества γ = 5 3. Следова-
тельно, при адиабатическом изменении состояния звездного вещества
P ∼ ρ5 3 . Расчеты показывают, что скорость поднимающихся масс газа
∼ 30м с, время их подъема ∼ 20 суток, а температура больше темпе-



                                34