УРАВНЕНИЕ СОСТОЯНИЯ

Уравнение состояния - соотношение между давлением p, темп-рой T и уд. объемом v (или плотностью ) физически однородной среды, находящейся в тепловом и механическом равновесии. Простейший вид имеет У.с. идеального газа: , где R - газовая постоянная, - молекулярная масса, т.е. ср. масса, приходящаяся на одну частицу (включая электроны), выраженная в атомных единицах массы (1 а.е.м. равна 1/12 массы нуклида углерода 12C, или кг). Массы атомов хим. элементов, вообще говоря, различны, поэтому молекулярная масса зависит от состава газа. Массы наиболее обильных элементов звездного вещества - водорода 1H и гелия 4He, выраженные в а.е.м., равны соответственно AH=1,00783, AHe=4,00260. При полной ионизации число частиц, получившихся из одного атома с атомным номером Z и массой A, равно Z+1 (ядро и Z электронов), откуда для вещества, состоящего целиком из таких атомов. Для всех наиболее распространенных в звездном веществе тяжелых () элементов имеет место примерное равенство , поэтому при полной ионизации атомов . В общем случае, когда вещество состоит из смеси водорода, гелия и тяжелых элементов, массовые доли к-рых принято обозначать X, Y, Z (они нормированы так, что X+Y+Z=1), справедливо соотношение . Широкое распространение в астрофизических исследованиях получила более простая ф-ла: , к-рая во мн. случаях оказывается хорошим приближением. Согласно данным наблюдений, для звезд, за исключением очень старых, Z лежит в пределах от 0,02 до 0,04. Для наружных слоев Солнца X=0,71, Y=0,265, Z=0,025 и =0,617. Это уравнение применимо как к веществу звезд (звездной плазме), где кинетич. энергия частиц (высокая темп-ра) значительно превышает энергию взаимодействия, так и к холодной разреженной плазме межзвездной среды, где частицы находятся на больших расстояниях друг от друга. Применяя к звездной плазме У.с. идеального газа, пренебрегают тем самым тремя эффектами: выроджденного газа (см. Вырожденный газ), электростатическим взаимодействием частиц и давлением излучения. Первые два эффекта существенны при высоких плотностях и низких темп-рах (особенно в белых карликах и нейтронных звездах), третий - при низких плотностях и высоких темп-рах (характерных, напр., для звезд спкетрального класса O). Поэтому У.с. идеального газалучше всего описывает состояние вещества т.н. нормальных звезд, находящихся в ср. части главной последовательности, в т.ч. и Солнца (см. Герцшпрунга-Ресселла диаграмма). Учет вклада в У.с. темродинамически равновесного излучения не представляет труда: к давлению вещества нужно прибавить давление излучения, равное , где E/r=aT4 - плотность энергии излучения, эрг/(см3К), где - постоянная Стефена-Больцмана. Особенно сложным оказывается У.с. сверхплотного и горячего звездного вещества, возникающего при гравитационном коллапсе. Здесь существенную роль играют такие процессы, как нейтронизация вещества, диссоциация тяжелых атомных ядер на свободные нуклоны, рождение электрон-позитронных пар, мезонов и гиперонов, появление различных сортов нейтрино. Для наружных слоев холодных звезд (красных гигантов, а также красных карликов, принадлежащих нижней части главной последовательности) У.с. также имеет довольно сложный вид вследствие существования различных стадийионизации атомов и возможности образования и диссоциации молекул. В астрофизике под У.с. в широком смысле часто понимают всю совокупность зависимостей осн. термодинамич. величин (давления, уд. энергии, энтропии и др.) от темп-ры, плотности и хим. состава вещества. (Д.К. Надежин)