Строение и эволюция звезд с преобладающим выделением гравитационной энергии

• Автор: Ламзин, Сергей Анатольевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1985
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 151 c. : ил

§ I. Обзор наблюдений внешних оболочек звезд типа
Т Тельца
§ 2. Исходные предпосылки для расчета строения и эволюции звезд с нейтронным ядром
§ 3. Цель работы и защищаемые результаты
ГЛАВА I. Физические свойства вещества звезд с нейтронным
ядром и метод построения моделей
§ I. Уравнение состояния
A) Область Т«Ю8 К
B) Область Т >108 К и Р ^ З’Ю^ г/см8. I. Асимптотические формулы для уравнения состояния электронно-позитроиного газа
C) Область Т>Ю8К и 5>4 3-1011 г/см3. П. Квадратурные формулы для уравнения состояния электронно-позитронного газа
Д) Фотодиссоциация железа и нейтронизация. I. Область ТО11 г/см3, Т>Ю9К
Е) Фотодиссоциация железа и нейтронизация. П.
Учет вырождения нейтронного газа (1011<5)^
3 ЮП)
Р) Область высоких плотностей (£ > 3 Ю^г/см3)
§ 2. Коэффициент непрозрачности, энерговыделение в
термоядерных реакциях и скорость генерации нейтрино
§ 3. Релятивистские уравнения внутреннего строения
звезды, граничные условия и методика численных расчетов
Глава II. Эволюционные модели звезд с нейтронным ядром
§ I. Исходная модель для эволюционных расчетов
§ 2. Эволюционные расчеты и проверка чувствительности
модели к граничным условиям
§ 3. Основные выводы и перспектива дальнейших исследований
Глава III. Физические условия в атмосферах звезд типа
Т Тельца
§ I. Модели истекающих корон и анализ рентгеновского
излучения от звезд типа Т Таи,
A) Модели изотермических истекающих корон
B) Рентгеновские наблюдения и их интерпретация... 84 § 2. Анализ наблюдений в ультрафиолетовом диапазоне:
качественное различие структуры верхней атмосферы звезд типа Т Таи и Солнца
§ 3. Оценка физических условий в коровах звезд типа Т Тли. по наблюдениям запрещенных корональных линий
A) Расчет интенсивности свечения корональных линий
B) Наблюдательный материал
C) Анализ областей с температурой Т>2,Ю3К
Д) Ограничения на скорость потери массы
§ 4. Высокотемпературные ( Т> Те$ ) области и проблема интерпретации эмиссионного спектра звезд типа
Т Таи, в оптическом диапазоне
§ 5. Координированные наблюдения Я и Лир]
а) RU Upi - как объект исследований
B) Наблюдения RU lupi и их предварительные результаты
C) Перспективы дальнейших исследований
Заключение
Литература
При построении моделей мы учитывали следующие ядерные реакции Н Я/ Н6.2 , 3Н&2 С^2 й М^г . Аппроксимационные формулы зависимости £пчс от ^ и Т взяты нами: для СУО - цикла из [эх] при ?СЛ, « 2п, для 3 сА -цикла -также из [91] , а для СС-цикла - из [92] , причем фактор экранировки вычислялся по формулам из [*93 .
Далее, будет показано (см. § I гл. И), что в исследуемых моделях вклад различных ядерных реакций в светимость пропорционален соответствующему дефекту масс на нуклон, так что основную роль в ядерном энерговыделении играет СУО -цикл. Учитывая это обстоятельство, мы для удобства предполагали, что в реакции СС-

цикла образуется не магний, а железо. Соответственно при Т>10 К
г* 5*6
все вещество оказывалось состоящим из ' ?ге , что упрощало рас-чет уравнения состояния в высокотемпературной области.
С другой стороны, основная роль -цикла в ядерном энерговыделении требует более корректного его рассмотрения. Дело в том, что в исследуемой модели толщина слоя энерговыделения оказывается порядка нескольких метров, причем аккрецируемое вещество проходит этот слой за несколько секунд. Таким образом, в данном случае мы имеем дело с горячим (Т>108 К) неравновесным СУО _ циклом и вместо использованных нами формул из [91] нужно рассматривать детальную кинетику ядерного горения.
Два обстоятельства оправдывают применение нами столь грубого приближения . Авторы /~7з] показали, а наши расчеты подтвердили, что у звезды с нейтронным ядром при М = 5 м0 ядерное горение имеет место в зоне лучистого равновесия, т.е. при отсутствии конвекции. Можно показать (см. § I гл. П)), что в этом случае основной вклад в светимость (^96%) дает выделение гравита-