КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Розділ 14

НОРМАЛЬНІ ЗОРІ

14.7. Будова вироджених зір

При обговоренні внутрішньої будови Сонця і переважної більшості зір не доводиться сумніватися в тому що вони складаються з ідеального газу, тиск якого пов'язаний з температурою і густиною співвідношенням (8.35). Тут якщо навіть настає повна іонізація речовини, протони та електрони відіграють однакову, рівноправну роль у створенні тиску і підтримуванні рівноваги зорі.

Проте зі зростанням густини речовини роль вільних електронів у визначенні структури зорі все більше зростає. При цьому їхній розподіл за швидкостями все більше відхиляється від максвеллівського. Якщо взяти до уваги криві на рис. 8.5 як норму, то виявляється, що чим більша густина, тим більше деформується крива розподілу, яка врешті-решт перетворюється у прямокутник. А це означає, що кількість електронів, які мають довільну швидкість від 0 км/с до Vmax, при деяких значеннях густини і температури буде однаковою. Такий стан речовини називається виродженням. Пояснення цьому явищу дає квантова механіка. Специфічною особливістю виродженого газу, який складається із частинок з дробовим спіном — електронів і протонів, або нейтронів, є те, що він підлягає принципу заборони Паулі, за яким в одній квантовій комірці системи не може перебувати більше двох частинок, причому їхні спіни є протилежними. При зростанні густини з'являється сила відштовхування, зумовлена принципом Паулі. Починаючи з того моменту, коли густина зоряної речовини перевищує критичне значення, рівновагу зорі забезпечує, передусім, тиск електронного газу. Якщо при цьому найбільша швидкість електронів Vmax << с, то виродження називається нерелятивістським, при Vmax = с — релятивістським. У першому випадку тиск пов'язаний з густиною за законом p ~ ρ5/3, у другому — p ~ ρ4/3, і, що є дуже важливим, в обох випадках його величина не залежить від температури в надрах зорі (див. підрозділ 8.8).

Як з'ясовано, будова ядра червоного гіганта і внутрішня будова білого карлика залежать від тиску саме виродженого електронного газу. Енергія з його надр до поверхні дуже ефективно переноситься за рахунок електронної теплопровідності, яка в інших зір практично ніякої ролі не грає. Завдяки цьому механізму температура речовини усередині білого карлика має по суті одне значення — близько 107 К. Ззовні білий карлик оточений дуже тонкою оболонкою ідеального газу, в якій при наближенні до поверхні температура різко зменшується до значень близько 10 000 К.

З обчислень також випливає, що модель білого карлика, рівновага якого підтримується тиском нерелятивістського виродженого газу, є політропою індексу 1,5. Це відповідає малій концентрації речовини до центра, однак реалізується, якщо маса зорі не перевищує 0,6Mʘ. При більших масах газ релятивістськи вироджений, а структуру зорі описує політропа n = 3. У цьому випадку, як виявлено, маса зорі не може бути більшою від 1,47Mʘ (якщо білий карлик складається майже цілком з гелію)— це межа Чандрасекара. При більших масах тиск виродженого електронного газу уже не в змозі утримати зорю в рівновазі. Отже, масивніша зоря може стати білим карликом лише у випадку, якщо вона у процесі еволюції позбудеться надлишку своєї маси.

При такій масі типовий радіус білого карлика R = 0,007Rʘ, тобто становить лише 5000 км. Розрахунок показує, що білий карлик завдяки охолодженню його надр може випромінювати значну енергію протягом 1 млрд. років.

Як сказано, якщо маса зорі перевищує 1,47Мʘ, то її рівновага за рахунок тиску виродженого електронного газу не може бути підтримувана. Зоря стискається (це випливає на певному етапі її розвитку внаслідок втрат енергії на нейтринне випромінювання, див. підрозділ 21.5), при цьому відбувається нейтронізація речовини за схемою p + e- → n + ν. Як випливає з теорії, тиск тепер уже виродженого нейтронного газу може відновити рівновагу зорі, якщо її маса не перевищує 3Мʘ. Радіус такої нейтронної зорі:

image63

Загалом маса нейтронної зорі не може бути більша від 3Мʘ — це так звана межа Опенгеймера—Волкова. Густина в центрі нейтронної зорі становить 1015 г/см3, температура в її надрах сягає мільярдів градусів. Якщо усередині нейтронної зорі речовина за таких умов має усі властивості нейтронної рідини, то на її поверхні вона нагадує тверде тіло. Вважають, що нейтронна зоря оточена твердою кристалічною корою, товщина якої становить близько кілометра, над якою знаходиться дуже тонкий шар атмосфери з протонів та електронів. Товщина атмосфери не перевищує кількох метрів.

Існування нейтронних зір передбачив теоретично радянський вчений Л. Д. Ландау у 30-х роках минулого століття. Підтвердилося ж воно у 1967 р., коли відкрили пульсари, що є намагніченими нейтронними зорями, які дуже швидко обертаються навколо своїх осей (див. підрозділ 17.4).






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.