ЗВЁЗДНЫЕ МОДЕЛИ
вычисленные
на основе тех или иных теоретич. предпосылок распределения темп-ры, плотности,
давления вещества в звёздах заданной массы и химич. состава. Построение
3. м. осн. на представлении о равновесной газовой звезде, состояние к-рой
определяется, с одной стороны, механич. равновесием (между силой тяжести
и силой давления газа) м с другой - тепловым равновесием (между выделением
и отводом энергии).
Характерными параметрами
3. м. являются коэфф. поглощения, механизм переноса энергии, уравнение
состояния звёздного вещества и механизм выделения энергии (см. Звезды).
Значения этих параметров определяются теорией внутр. строения звёзд. Различаются
однородные и неоднородные 3-м. (по химич. составу), простые и сложные,
многофазные 3. м. (по уравнению состояния и механизму переноса энергии).
Наиболее просты модели звёзд гл. последовательности Герцшпрунга - Ресселла
диаграммы: звёзды, располагающиеся в верхней её части, состоят из конвективного
ядра (включающего 0,30-0,15 массы звезды; в нём перенос энергии осуществляется
путём конвекции) и лучистой оболочки. Вся энергия выделяется в конвективном
ядре в результате ядерных реакции преобразования водорода в гелий. Размеры
и масса конвективного ядра тем больше, чем больше масса звезды. Звёзды
нижней части гл. последовательности, наоборот, состоят из внешней конвективной
оболочки н ядра в лучистом равновесии, в центре к-рого выгорает водород.
Темп-ра в центре
горячей голубой звезды составляет ок. 30 млн. градусов, плотность ок. 2
г/см3
; в центре Солнца темп-pa ок. 15 млн. градусов, плотность ок.
100 г/см3, в центре красной звезды-карлика темп-pa ок.
10 млн. градусов, плотность ок. 1000 г/см3.
С течением времени
химич. состав ядра вследствие ядерных преобразований изменяется, и первоначально
однородная 3. м. становится всё более неоднородной. По истощении запасов
водорода в звезде возможны реакции построения более тяжёлых ядер из гелия,
если вследствие сжатия звезды темп-pa и плотность в её недрах значительно
повысятся. Повышение плотности ведёт к изменению уравнения состояния в
центр. частях 3. м. (вырождению газа). Наиболее сложными являются модели
звёзд на поздних стадиях развития (красные звёзды-гиганты). Они состоят
из неск. попеременно конвективных н лучистых зон различного химич. состава
и двух-трёх слоевых источников энергии (с различными ядерными реакциями).
Нск-рые зоны или центр. ядро могут находиться в состоянии сжатия или расширения.
Модель белой звезды-карлика почти целиком состоит из вырожденного газа.
При расчётах 3. м. и путей развития звёзд во времени применяются ЭВМ.
Лит.: Рубен Г., Методы
вычисления стационарных сферически-симметричных моделей звёзд п их эволюции,
в кн.: Научные информации Астрономического совета АН СССР, № 14, М., 1969;
Schwarzsсhild M., Structure and evolution of the stars, N. Y. 3963. А.
Г. Мосевич.
А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я