Строение и эволюция звезд I

История звездообразования во Вселенной

Формирование звезд из пыли Неустойчивость Джинса При массе больше некоторой вещество сколлапсирует быстрее, чем тепловое давление помешает это сделать

Светимость Солнца 2 х эрг/сек Масса Солнца ~2 х грамм Размер Солнца 7х10 10 см

Время Кельвина-Гельмгольца Время, за которое излучится гравитационная энергия Солнца Источник энергии – сжатие? Возраст Земли миллиарды лет (>700 млн.лет уже в 1904 г., Резерфорд)

Уравнения гидростатического равновесия

Минимальное давление в центре Солнца Поделим эти два уравнения: Интегрирование дает Используя верхний предел на радиус (размер Солнца):

P c >4.5 x 10 8 атмосфер Давление в центре Солнца Мин. температура в центре Солнца

Теорема вириала для звезд Интеграл по всей звезде: Интегрируем по частям: - гравитационная энергия Для Г=5.3

Отрицательная теплоемкость Полная энергия Добавление энергии звезде приводит к ее остыванию (и наоборот) Аналогичный эффект в любой стационарной системе в поле тяготения – пример?

Производство энергии -производство энергии на единицу массы и объема В слое

Термоядерные реакции и … Кулоновский барьер (r~ см) Температура в центре Солнца Максвелловское распределение электронов ?

… туннелирование Вероятность туннелирования Пик Гамова

Перенос излучения, рассеяние -непрозрачность Потери потока при рассеянии Изменение импульса (изменение давления) при рассеянии Давление чернотельного излучения

Простое упражнение Происхождение главной последовательности Зависимость светимости от ее поверхностной температуры

Предположим выделение энергии и перенос излучения в виде производство энергии перенос излучения

Зависимости производства энергии при термояд. реакциях от температуры

Для Солнца

Зависимость светимости от массы звезд L~T 4

Переменные звезды Двойные переменные звезды – следующая лекция Звезды периодически меняют свою яркость, Цефеиды, RR Лиры…

перенос излучения, непрозрачность слоев, радиус-температура Цефеиды Зона вторичной ионизации гелия

Звездные спектры Balmer break Поглощение на мол.линиях

Конвекция Время выхода фотонов из области энерговыделения -длина свободного пробега фотонов Для Солнца

Условие возникновения конвекции Условие возникновения конвекции Приравниваем. Получаем Для идеального газа:

Внутренняя структура звезд. Конвективные и радиационные оболочки.

Разрешение изображения ~100км Размеры гранул~1000км Конвекция на поверхности Солнца

Основные типы термоядерных реакций в звездах Цикл p-p Цикл CNO

Зависимости производства энергии при термояд. реакциях от температуры

Время жизни звезд на главной последовательности (потребление 10% массы звезды)

Фаза красных гигантов После исчерпания топлива в центре звезды образуется инертное ядро и раздувается оболочка - звезда становится красным гигантом Горение продолжается только в небольшом слое. Оболочка раздувается

Известнейший красный гигант Бетельгейзе

Типичные расчеты звездной эволюции Главная последовательность Красные гиганты

38 Основные этапы эволюции 1 M Фаза t (лет) ГП 9 x10 9 Субгигант 3 x10 9 Красный гигант 1 x10 9 Гигант кр.пятна 1 x 10 8 Гигант ассимпт.ветви ~5x10 6 Планетарная тумм. ~1x10 5 Белый карлик >8x10 9

Молодые звездные Скопления (t

Шаровое скопление 47 Tuc (t~10Gyr)

Эволюция звезды 1 M