
<< 5.3 Протозвезды. | Оглавление | 6. Ядерные реакции >>
- 5.4.1 Гидростатическое равновесие
- 5.4.2 Теорема вириала
- 5.4.3 Тепловая устойчивость звезд. Отрицательная теплоемкость.
5.4 Стационарные звезды
Физическое состояние стационарных звезд определяется
условиями гидростатического равновесия (когда
макроскопические параметры -
масса, радиус - изменяются на больших временах
динамического времени
) и теплового
равновесия (несмотря на мощное энерговыделение в центре,
звезды не взрываются, их светимость меняется плавно).
5.4.1 Гидростатическое равновесие
Рассмотрим объем вещества с давлением
. Сила, стремящаяся
расширить объем
, где
-
элемент поверхности. Очевидно, если нет градиента давления
(
)
. В общем случае имеем:
откуда
. Т.о. сила, действующая на элемент объема
Сила гравитационного притяжения, действующая на объем - массовая,
действует на элемент ,
, где
- ньютоновский гравитационный
потенциал. Суммарная сила, действующая на элементарный объем в звезде
Для сферически-симметричного случая


Для оценок по порядку величины
можно пользоваться приближенной формой уравнения
гидростатического равновесия


5.4.2 Теорема вириала
Прямым следствием уравнения гидростатического равновесия (5.5)
является теорема вириала, связывающая тепловую (кинетическую)
и потенциальную (гравитационную) энергию стационарной звезды.
Переходя к лагранжевой массе
в качестве
независимой переменной

(использовали граничное условие

В важном частном случае политропного уравнения состояния
(адиабата)
, удельная энергия на 1 грамм вещества есть
, поэтому получаем

Пример 1. Оценим температуру в центре Солнца. Пусть вся звезда
состоит из идеального одноатомного газа, .
,
и
находим
(с учетом молекулярного веса полностью
ионизованной плазмы состоящей по массе на 75
из
водорода и на 25
из гелия
)
K. Точное
значение - 14 млн. градусов.
Пример 2. Физически важные случаи:
1) . Этот показатель адиабаты
соответствует идеальному одноатомному газу, а также нерелятивистскому
вырожденному ферми-газу. Получаем
т.е. знакомый вид теоремы вириала в механике для движения
тел в потенциале
.
2) . Этот показатель адиабаты характерен для газа
из релятивистских частиц (например, фотонов или безмассовых
нейтрино), когда связь между давлением и
плотностью энергии
, или для релятивистского вырожденного
ферми-газа. В этом случае теорема вириала для самогравитирующей конфигурации
дает
,
, т.е. такая
конфигурация находится в положении безразличного равновесия:


Очевидно, полная энергия

является линейной функцией










Более точно критерий устойчивости выводится из вариационного
принципа для полной энергии:

(считаем, что вклад макроскопических движений вещества в полную энергию пренебрежимо мал, в противном случае под интеграл следует добавить кинетическую энергию единицы массы






Отметим также, что теорема вириала для системы из многих частиц может быть получена не только из термодинамического рассмотрения, но из классических и квантовых уравнений движения. Она применима как для динамически устойчивых макроскопических систем (например, звездных скоплений), так и для квантовых систем (заряженные частицы в кулоновском поле).
5.4.3 Тепловая устойчивость звезд. Отрицательная теплоемкость.
Рассмотрим теорему вириала для одноатомного идеального газа,
который является
хорошим приближением для вещества нормальных звезд ():
.
Отсюда следует равенство
, т.е.
сообщение энергии звезде (
) приводит к ее
охлаждению,
, а излучение энергии (
) -
к разогреву ,
. Иными словами,
звезда, находящаяся в гидростатическом равновесии
(т.е. подчиняющаяся теореме вириала) обладает отрицательной теплоемкостью:
(здесь
- теплоемкость газа звезды),
.
Замечание: теорема об отрицательной теплоемкости справедлива для любой
стационарной системы в поле тяготения - например, спутник на стационарной
орбите вокруг Земли: при торможении спутника в атмосфере (отбор энергии от
системы Земля-спутник) он переходит на более низкую орбиту с увеличением
скорости (
).
Пусть - подвод тепла к звезде (термоядерные реакции),
- отвод энергии (например, излучением с поверхности).
В равновесии имеем
. Изменение температуры
со временем находим из уравнения теплового баланса

Разлагая правую часть в ряд вблизи точки


(здесь




В системах с положительной теплоемкостью разница температур экспоненциально возрастает (ср. взрыв тротила), в звездах же с отрицательной теплоемкостью рост флюктуаций температуры невозможен - звезды находятся в устойчивом тепловом равновесии.
Характерное время установления теплового равновесия в звезде (т.н. тепловое
время, или время Кельвина-Гельмгольца) грубо можно определить из
теоремы вириала, приняв за оценку время, необходимое для потери запаса
тепловой энергии при заданном темпе отвода энергии (т.е. светимости ).
Имеем
,


ЛИТЕРАТУРА
1. С.А.Каплан. Физика звезд. 3 изд. М.: Наука, 1977
2. Я.Б.Зельдович, С.И.Блинников, Н.И.Шакура. Физические основы строения и эволюции звезд. М.: МГУ, 1982
<< 5.3 Протозвезды. | Оглавление | 6. Ядерные реакции >>
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |