Зависимость масса-светимость. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Зависимость масса-светимость - отражает фундам. свойство стационарных звёзд, находящихся в тепловом и гидростатическом равновесии: чем больше масса звезды

тем выше её светимость L. На рис. представлена Зависимость масса-светимость для звёзд главной последовательности (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма), входящих в состав двойных звёзд с известными параметрами орбит компонентов и имеющих известные болометрической светимости.

При тепловом равновесии кол-во энергии, выделяющееся в единицу времени в недрах звезды, равно кол-ву энергии, излучаемому с её поверхности. Казалось бы, светимость звезды должна определяться только свойствами термоядерных реакций, к-рые являются источником энергии звёзд гл. последовательности. Однако светимость слабо зависит от скорости выделения энергии и определяется гл. обр. процессами переноса выделенной энергии из недр звезды к её поверхности. В большинстве звёзд перенос энергии осуществляется лучистой теплопроводностью, при к-рой поток переносимой энергии пропорционален градиенту температуры и зависит также от непрозрачности звёздного вещества. В каждой точке гидростатически равновесной звезды градиент давления уравновешивается силой тяготения, определяемой массой звезды. Средний по звезде градиент давления, как и градиент температуры, тем больше, чем больше масса звезды. Следовательно, и светимость звезды тем выше, чем больше её масса.

Зависимость масса - светимость для звёзд, лежащих на главной последовательности или вблизи неё. По оси абсцисс отложена масса в относительных логарифмических единицах, по оси ординат - болометрическая светимость, выраженная в абсолютных звёздных величинах

Пунктирные линии изображают аппроксимирующие зависимости

для трёх интервалов масс звёзд.

Непрозрачность вещества сильно зависит от характера взаимодействия излучения с веществом и от его хим. состава. Обычно M.-с. з. представляют в виде степенной функции

Если непрозрачность вещества по всей звезде определяется только процессами рассеяния на свободных электронах и доминирует давление излучения, то a = 1. Если давление газа сопоставимо с давлением излучения, то a = 3. В др. случае, когда по всей звезде при взаимодействии излучения с веществом преобладают тормозные процессы (связанные с изменением состояния свободных электронов), показатель степени лежит в пределах от 5,2 до 5,7 в зависимости от свойств термоядерных реакций. В реальных звёздах происходят одновременно процессы рассеяния, тормозные процессы, а также фотопроцессы, что приводит к отклонению значений a от указанных выше. Кроме того, показатель степени a является функцией массы звезды

поскольку относит, роль процессов рассеяния, тормозных процессов ц фотопроцессов, а также скорость выделения энергии зависят от массы звезды. Роль процессов рассеяния растёт с увеличением массы звезды.

Экспериментально можно выделить три области с приблизительно пост, значениями показателя степени (рис.):

при

- масса Солнца). Во всём диапазоне масс звёзд показатель степени a больше единицы.

Запас ядерной энергии в звезде пропорционален массе. Отсюда следует важнейшая закономерность, к-рой подчиняются все звёзды: чем больше масса звезды, тем быстрее истощаются в ней запасы ядерной энергии и тем меньше время жизни звезды.

Литература по зависимости масса-светимость

Знаете ли Вы, что такое "усталость света"?
Усталость света, анг. tired light - это явление потери энергии квантом электромагнитного излучения при прохождении космических расстояний, то же самое, что эффект красного смещения спектра далеких галактик, обнаруженный Эдвином Хабблом в 1926 г.
На самом деле кванты света, проходя миллиарды световых лет, отдают свою энергию эфиру, "пустому пространству", так как он является реальной физической средой - носителем электромагнитных колебаний с ненулевой вязкостью или трением, и, следовательно, колебания в этой среде должны затухать с расходом энергии на трение. Трение это чрезвычайно мало, а потому эффект "старения света" или "красное смещение Хаббла" обнаруживается лишь на межгалактических расстояниях.
Таким образом, свет далеких звезд не суммируется со светом ближних. Далекие звезды становятся красными, а совсем далекие уходят в радиодиапазон и перестают быть видимыми вообще. Это реально наблюдаемое явление астрономии глубокого космоса. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.