ЗВЁЗДНЫЕ МОДЕЛИ

ЗВЁЗДНЫЕ МОДЕЛИ, вычисленные на основе тех или иных теоретич. предпосылок распределения темп-ры, плотности, давления вещества в звёздах заданной массы и химич. состава. Построение 3. м. осн. на представлении о равновесной газовой звезде, состояние к-рой определяется, с одной стороны, механич. равновесием (между силой тяжести и силой давления газа) м с другой - тепловым равновесием (между выделением и отводом энергии).

Характерными параметрами 3. м. являются коэфф. поглощения, механизм переноса энергии, уравнение состояния звёздного вещества и механизм выделения энергии (см. Звезды). Значения этих параметров определяются теорией внутр. строения звёзд. Различаются однородные и неоднородные 3-м. (по химич. составу), простые и сложные, многофазные 3. м. (по уравнению состояния и механизму переноса энергии). Наиболее просты модели звёзд гл. последовательности Герцшпрунга - Ресселла диаграммы: звёзды, располагающиеся в верхней её части, состоят из конвективного ядра (включающего 0,30-0,15 массы звезды; в нём перенос энергии осуществляется путём конвекции) и лучистой оболочки. Вся энергия выделяется в конвективном ядре в результате ядерных реакции преобразования водорода в гелий. Размеры и масса конвективного ядра тем больше, чем больше масса звезды. Звёзды нижней части гл. последовательности, наоборот, состоят из внешней конвективной оболочки н ядра в лучистом равновесии, в центре к-рого выгорает водород. Темп-ра

в центре горячей голубой звезды составляет ок. 30 млн. градусов, плотность ок. 2 г/см³ ; в центре Солнца темп-pa ок. 15 млн. градусов, плотность ок. 100 г/см³, в центре красной звезды-карлика темп-pa ок. 10 млн. градусов, плотность ок. 1000 г/см³.

С течением времени химич. состав ядра вследствие ядерных преобразований изменяется, и первоначально однородная 3. м. становится всё более неоднородной. По истощении запасов водорода в звезде возможны реакции построения более тяжёлых ядер из гелия, если вследствие сжатия звезды темп-pa и плотность в её недрах значительно повысятся. Повышение плотности ведёт к изменению уравнения состояния в центр. частях 3. м. (вырождению газа). Наиболее сложными являются модели звёзд на поздних стадиях развития (красные звёзды-гиганты). Они состоят из неск. попеременно конвективных н лучистых зон различного химич. состава и двух-трёх слоевых источников энергии (с различными ядерными реакциями). Нск-рые зоны или центр. ядро могут находиться в состоянии сжатия или расширения. Модель белой звезды-карлика почти целиком состоит из вырожденного газа. При расчётах 3. м. и путей развития звёзд во времени применяются ЭВМ.

Лит.: Рубен Г., Методы вычисления стационарных сферически-симметричных моделей звёзд п их эволюции, в кн.: Научные информации Астрономического совета АН СССР, № 14, М., 1969; Schwarzsсhild M., Structure and evolution of the stars, N. Y. 3963. А. Г. Мосевич.