МАССА-СВЕТИМОСТЬ ЗАВИСИМОСТЬ

МАССА-СВЕТИМОСТЬ ЗАВИСИМОСТЬ

- отражает фундам. свойство стационарных звёзд, находящихся в тепловом и гидростатич. равновесии: чем больше масса звезды тем выше её светимость L. Зависимость установлена А. С. Эддингтоном (A. S. Eddington, 1921). На рис. представлена M.-с. з. для звёзд гл. последовательности (см. Герцшпрунга- Ресселла диаграмма), входящих в состав двойных звёзд с известными параметрами орбит компонентов и имеющих известные болометрич. 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 темп-ры 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 темп-ры, 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 ф-ции 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 ф-цией 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.

Лит.: Чандрасекар G., Введение в учение о строении звезд, пер. с англ., M., 1950; Дибай Э. А., Каплан С. А., Размерности и подобие астрофизических величин, M., 1976; Ягер К. де, Звезды наибольшей светимости, пер. с англ., M., 1984. В. П. Утробин.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.