§ 16. ЛУЧЕИСПУСКАНИЕ ЗВЕЗДЫ

Чем меньше коэффициент поглощения лучистой энергии х, тем меньше градиент температуры dT/dr, и если в центре звезды создается высокая температура, то для спада ее к поверхности должно существовать достаточно простора, т. е. достаточно большой радиус звезды. При этом различие температур у звезд разного спектрального класса не так уже существенно: перепад от 10 млн к 5 или 20 тыс. Кельвинов — почти одно и то же. Следовательно, при меньшем коэффициенте х радиус звезды должен быть больше.

ИСТОЧНИКИ НЕПРОЗРАЧНОСТИ ЗВЕЗДНОГО ВЕЩЕСТВА

Что определяет непрозрачность вещества звезды? При обилии водорода и при его полной ионизации источником непрозрачности может служить рассеяние на свободных электронах. Но оно гораздо менее эффективно, чем фотоэлектрическое поглощение тяжелыми атомами. Будучи сильно ионизованными, атомы тяжелых элементов, таких, например, как сохраняют все же свои внутренние электронные оболочки и выброс этих остающихся электронов с помощью жестких -квантов высокотемпературного излучения внутри звезды очень эффективно ослабляет излучение. Таким образом, содержание в звезде тяжелых элементов [параметр (1—X—Y) в формуле (15.11)] жестко определяет лучистый перенос, а тем самым и строение звезды. Роль водорода и гелия заметна при этом лишь постольку, поскольку они поставляют электроны. Обычно при конкретных расчетах звездных моделей для химического состава звезд в первом приближении принимают так называемую ресселову смесь, в которой весовое отношение элементов

соответствует численному ряду

Для этого случая коэффициент приближенно выражается следующим образом:

где

В показателе у р величина а порядка 0,25 и зависит от химического состава. Коэффициент х прямо пропорционален доле тяжелых элементов (1-Х—Y).

При очень высокой температуре (порядка ) или низкой плотности, когда по (16.1) становится незначительным, преобладающая роль в непрозрачности переходит к электронному рассеянию.

В точных вычислениях коэффициента непрозрачности детально учитывается химический состав звездного вещества и действующий механизм поглощения.

Внесение параметра лучеиспускания в теорию внутреннего строения звезд заставит задуматься также о возможности случая, когда световое давление звезды превысит гравитационное притяжение, что вызовет неустойчивость звезды. Эддингтон рассмотрел этот вопрос и вывел предельное значение светимости звезды данной массы. Это значение

называется эддингтоновским пределом. Здесь — томсоновский или комптоновский коэффициент рассеяния [ср. формулу (16.2)]. Для звезды с массой .