Курс теоретической астрофизики

Большое значение для теории имеет также вопрос об эволюции звёзд, входящих в тесные двойные системы. В таких системах может происходить перетекание вещества от одной компоненты к другой. С примерами этого процесса мы уже встречались ранее (новые звёзды, рентгеновские источники). Расчёты показывают, что перетекание начинается на той стадии развития звезды, когда в ней образуется плотное ядро и она увеличивается в размерах. Очевидно, что перетекание может существенно влиять на эволюцию обеих компонент тесной пары.

Следует ещё отметить существование того направления в космогонии, которое стремится получить сведения о происхождении и эволюции звёзд путём анализа наблюдательных данных. Наиболее выдающимся достижением этого направления является открытие и изучение В. А. Амбарцумяном и его сотрудниками звёздных ассоциаций.

Как известно, звёздная ассоциация представляет собой группу звёзд, которую по ряду признаков можно считать возникшей сравнительно недавно (порядка миллиона лет назад). Из самого факта существования ассоциаций следуют два важных вывода: 1) звёзды рождаются группами и 2) процесс образования звёзд продолжается и до настоящего времени. В. А. Амбарцумян предсказал расширение ассоциаций со скоростями порядка 5 км/с, которое впоследствии наблюдалось. Он также высказал гипотезу о возникновении звёзд в виде ассоциаций из более плотных дозвёздных тел. Ассоциации являются очень неустойчивыми образованиями (их энергия положительна). Они быстро распадаются, и звёзды, их составляющие, перемешиваются с другими звёздами, образовавшимися ранее. Дальнейшую эволюцию звезды можно пытаться установить путём изучения пространственных и кинематических характеристик звёзд, а также их других наблюдаемых особенностей (см. [11] и [12]).

Заканчивая эту главу, мы можем сказать, что в последние тридцать — сорок лет теория строения и эволюции звёзд достигла весьма крупных успехов.

ЛИТЕРАТУРА К ГЛАВЕ VIII

Emden R., Gaskugeln, 1907.

Eddington A. Internal consistution of the stars, 1926.

Chandrasekhar S. An introduction to the study of stellar structure, 1939 (русский перевод: Чандрасекар С. Введение в учение о строении звёзд.— М.: Изд-во иностр. лит., 1950).

Schwarzschild М. Structure and evolution of the stars, 1958 (русский перевод: Шварцшильд М. Строение и эволюция звёзд.— М.: Изд-во иностр. лит., 1961).

Франк- Каменецкий Д. А. Физические процессы внутри звёзд.— Физматгиз, М.: 1959.

Lang К. R. Astrophysical Formulae, 1974 (русский перевод: Ленг К. Астрофизические формулы.— М.: Мир, 1978).

Белые карлики, пер. с английского.— М.: Мир, 1975.

Дибай Э. А., Каплан С. А. Размерности и подобие астрофизических величин.— М.: Наука, 1976.

Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Теория тяготения и эволюция звёзд.— М.: Наука, 1971.

Происхождение и эволюция галактик и звёзд/Под ред. С. Б. Пикельнера.— М.: Наука, 1976.

Амбарцумян В. А. Проблемы эволюции Вселенной.— Ереван: Изд-во АН Арм. 1968.

Проблемы современной космогонии.— М.: Наука, 1969.

ТАБЛИЦЫ ОСНОВНЫХ ФИЗИЧЕСКИХ И АСТРОНОМИЧЕСКИХ ПОСТОЯННЫХ

Физические постоянные

Скорость света

𝑐

=

2,99792⋅10¹⁰

см

⋅

с

⁻¹

Гравитационная постоянная

𝐺

=

6,672⋅10⁻⁸

дин

⋅

см

²⋅

г

⁻²

Постоянная Планка

ℎ

=

6,626⋅10⁻²⁷

эрг

⋅

с

Заряд электрона

𝑒

=

4,802⋅10⁻¹⁰

эл.-ст. ед.

Масса покоя электрона

𝑚

=

9,109⋅10⁻²⁸

г

Масса атома водорода

𝑚

_𝙷

=

1,673⋅10⁻²⁴

г

Постоянная Больцмана

𝑘

=

1,380⋅10⁻¹⁶

эрг

⋅

град

⁻¹

Постоянная Стефана

𝑎

=

7,568⋅10⁻¹⁵

эрг

⋅

см

⁻³⋅

град

⁻¹

Универсальная газовая постоянная

𝑅

=

8,314⋅10⁷

эрг

⋅

г

⁻¹⋅

град

⁻¹

Радиус первой орбиты Бора

𝑎₀

=

0,529⋅10⁻⁸

см

Частота ионизации водорода

ν₀

=

3,290⋅10¹⁵

с

⁻¹

Элехтронвольт в эргах

1 эВ

=

1,602⋅10⁻¹²

эрг

Астрономические постоянные

Астрономическая единица

1,496⋅10¹³

см

Парсек

3,086⋅10¹⁸

см

Световой год

9,460⋅10¹⁷

см

Масса Солнца

1,991⋅10³³

г

Светимость Солнца

3,86⋅10³³

эрг

⋅

с

⁻¹

Радиус Солнца

6,960⋅10¹⁰

см

Средняя плотность Солнца

1,41

г

⋅

см

⁻³

Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца

2,740⋅10⁴

см

⋅

с

⁻²

Число секунд в году

3,156⋅10⁷

с

Более подробные таблицы содержатся в книге: Allen С. W. Astrophysical Quantities, 1973 (русск. перевод: Аллен К. У. Астрофизические величины — М.: Мир, 1977).

ПРЕДМЕТНЫЙ УКАЗАТЕЛЬ

Аккреция вещества 380, 451

Альбедо планет плоское 230

- - сферическое 232

- частицы 221, 411

Атмосфера Венеры 233, 255

- -, теоретические модели 250

- звёзды, возбуждение и ионизация атомов 141

- -, концентрация свободных электронов 144

- -, магнитные поля 151

- -, турбулентность 146

- -, химический состав 131

- Земли 240

- Марса 238

- планеты, верхние слои 252

- -, оптические свойства 233

- -, рассеяние света 219

- -, строение 246

- -, температура 246

- Солнца 167, см. Корона, Хромосфера

Бальмеровский декремент в спектрах нестационарных звёзд 347, 370

- - - - туманностей 288

- скачок в спектрах звёзд 66, 72

- - - - нестационарных звёзд 349

- - - - туманностей 308, 315

Барометрическая формула 181, 199

Белые карлики, атмосферы 162

- -, внутреннее строение 485

- -, фотосферы 71

Вероятности атомных переходов 83, 293, 310