КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ


КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ
КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ

(эддингтоновская светимость). Светимость (L )звезды наз. критической (L кр), если соответствующая ей сила давления излучения на вещество звезды уравновешивает силу гравитац. притяжения. Понятие "К. с." впервые введено А. С. Эдингтоном, (A. S. Eddington) в сер. 20-х гг. 20 в. (LKp наз. также эддингтоновским пределом светимости). Светимость L кр является макс. верх. пределом светимости для звёзд, находящихся в статич. состоянии, а также излучающих за счёт гравитац. сжатия или аккреции. При 2537-16.jpg вещество должно истекать из звезды.

Сила давления излучения на вещество определяется механизмами взаимодействия излучения с веществом, среди них - главные: 1) рассеяние излучения свободными электронами; для обычных звёзд это в осн. томсоновское рассеяние света с сечением 2537-17.jpg=6,65*10-25 см 2, не зависящим от частоты рассеиваемого излучения; 2) поглощение излучения при свободно-свободных (тормозных) переходах электронов в кулоновском поле ионов; 3) поглощение излучения не полностью ионизованными атомами при связанно-связанных и связанносвободных переходах электронов, к-рое сложным образом зависит от частоты поглощаемого излучения, хим. состава и физ. состояния звёздного вещества.

Определим величину К. с. звезды с массой М в условиях, когда её вещество полностью ионизовано и доминирует механизм томсоновского рассеяния излучения свободными электронами. Рассмотрим электронейтральный сгусток вещества, к-рый расположен на расстоянии R от центра звезды, содержит ZN свободных электронов и N ионов с зарядом Ze и массой А т p каждый ( е - заряд электрона, mp - масса протона). Этот сгусток притягивается звездой с сплои fip= =GMNAmp/R2, действующей в осн. на массивные ионы, и отталкивается от звезды с силой давления излучения f из =2537-18.jpg действующей на свободные электроны. В статич. состоянии ионный и электронный компоненты вещества тесно связаны друг с другом силой электрич. поля, к-рое компенсирует действие сил f гр и f из и препятствует тем самым разделению компонентов плазмы. Это поле обусловлено положит. зарядом звезды Q, возникающим на стадии установления равновесного состояния в результате потери звездой незначит. доли электронов из-за светового давления. Величина Q стабилизируется как раз на уровне, когда электрич. сила, действующая на электроны, достигает величины, сравнимой с силой светового давления. Приравнивая /гр и /„3, находим значение К. с. звезды в условиях, когда доминирует томсоновское рассеяние излучения:

2537-19.jpg

где 2537-20.jpg- масса Солнца. Отметим, что 2537-21.jpgзависит только от массы М и состава плазмы звезды и не зависит от её радиуса благодаря одинаковой 2537-22.jpg зависимости силы гравитации и силы давления излучения от расстояния. Для жёсткого рентг. и 2537-23.jpg -излучения сечение рассеяния на свободных электронах 2537-24.jpg (см. Комптона эффект). В этом случае 2537-25.jpg

В условиях частичной ионизации вещества механизм поглощения излучения доминирует над томсоновским рассеянием, эфф. сечение взаимодействия излучения с веществом 2537-26.jpg При этом 2537-27.jpg (различие может достигать 1-2 порядков). Светимость звезды L в зонах частичной ионизации вещества может превысить лекальное значение L кр. Если зона со сверхкритич. светимостью достаточно тонка, то в ней развивается конвекция, но звезда в целом остаётся равновесной. При малой плотности вещества перенос тепла конвекцией малоэффективен и наличие зоны со сверхкритич. светимостью может привести к истечению вещества из звезды, осн. масса к-рой остаётся в равновесии. При отсутствии сферич. симметрии возможно превышение светимости над L кp. Гипотетич. сверхмассивные звёзды с массами 106-109 2537-28.jpg должны иметь светимость, близкую к К. с. по всей звезде, причём одноврем. выполнение условий механич. и теплового равновесия этих звёзд возможно только в условиях конвсктивного переноса энергии. Светимость, близкая к К. с., возникает при аккреции вещества на чёрную дыру или нейтронную звезду, находящуюся в достаточно плотном газовом облаке. Если светимость при аккреции Lak=2537-29.jpg- поток массы, 2537-30.jpg - эффективность переработки гравитац. энергии в энергию излучения), то критич. поток массы при 2537-31.jpg A/Z=1и значении 2537-32.jpg =0,1 есть

2537-33.jpg

Сверхмассивные чёрные дыры в состоянии аккреции, а также быстровращающиеся сверхмассивные звёзды рассматриваются в качестве моделей активных галактич. ядер и квазаров. Условие того, что светимость объекта не может превышать К. с., даёт наиб. надёжную оценку масс квазаров и активных ядер галактик. В модели сверхзвезды эта оценка определяет фактич. значение её массы.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков II. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967.

Г. С. Биснаватый-Коган, А. Ф. Илларионов.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. . 1988.


.

Смотреть что такое "КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ" в других словарях:

  • Критическая светимость — Критическая (Эддингтоновская) светимость максимальная светимость звезды или другого небесного тела, определяющаяся условием равновесия гравитационных сил и давления излучения объекта …   Википедия

  • КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ — (эддингтоновский предел светимости), светимость звезды, при к рой сила давления излучения па в во звезды уравновешивает силу гравитац. притяжения. К. с. является макс. верх. пределом светимости для звёзд, находящихся в статич. состоянии. При… …   Естествознание. Энциклопедический словарь

  • Предел Эддингтона — Предел Эддингтона  величина мощности электромагнитного излучения, исходящего из недр звезды, при которой его давления достаточно для компенсации веса оболочек звезды, которые окружают зону термоядерных реакций, то есть звезда находится в… …   Википедия

  • ЭДДИНГТОНОВСКИЙ ПРЕДЕЛ СВЕТИМОСТИ — тоже, что критическая светимость. Физическая энциклопедия. В 5 ти томах. М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988 …   Физическая энциклопедия

  • ЭДДИНГТОНОВСКИЙ ПРЕДЕЛ СВЕТИМОСТИ — то же, что критическая светимость …   Естествознание. Энциклопедический словарь

  • Вселенная — Крупномасштабная структура Вселенной как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм  1 600 000 галактик, зарегистри …   Википедия

  • Звёздная астрономия —         раздел астрономии, исследующий общие закономерности строения, состава, динамики и эволюции звёздных систем и изучающий реализацию этих закономерностей в нашей звёздной системе Галактике (См. Галактика). Конкретные исследования др.… …   Большая советская энциклопедия

  • Чёрная дыра — У этого термина существуют и другие значения, см. Чёрная дыра (значения). Изображение, полученное с помощью телескопа «Хаббл»: Активная галактика M87. В ядре галактики, предположительно, находится чёрная дыра. На сни …   Википедия

  • IK Пегаса — Двойная звезда Звезда HR 8210 в видимой области спектра. Обсерватория ESO …   Википедия

  • Закон Хаббла — …   Википедия


Поделиться ссылкой на выделенное

Прямая ссылка:
Нажмите правой клавишей мыши и выберите «Копировать ссылку»

We are using cookies for the best presentation of our site. Continuing to use this site, you agree with this.