Критические параметры звезд в приближении однородного распределения плотности

Рассмотрены модели звёзд в приближении однородного распределения плотности. При рассмотрении однородных звезд был использован вариационный метод, при котором звезда принималась изоэнтропической. При решении уравнения равновесия были получены равновесные кривые M(ρ), максимум которых соответствует состоянию, когда звезда теряет свою устойчивость. Расчеты были проведены с учетом малых эффектов общей теории относительности. Результаты работы определяют зависимости критической плотности и энтропии от массы, ρ_cr (M ) и S_cr (M ) соответственно, в диапазоне масс от 2 M⊙ до сверхмассивных звезд. Уравнение состояния, , учитывающее релятивистское вырождение электронов и позитронов, рождение пар и фотонов, β−процессы и ядерные реакции в смеси Fe56, He4, p, n, для температур 10^9<𝑇<10^10 𝐾 и плотностей 10^5<𝜌<10^10 г/см^3, взято из работы Имшенника и Надежина (1965). При меньших плотностях и температурах единственным элементом является железо, и расчет термодинамических функций был произведен по формулам из работы Бисноватого-Когана Г.С. и Каждана Я.М. (1967). Критические параметры энтропии и массы звёзд, полученные в данной работе, отличаются от более точных значений не более чем на 20%.