Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
22
Галактики, a z указьшает перпендикулярное расстояние от галактической плоскости. Например, для Солнца имеем/? кпк, г = 15 пк.
Межзвездное вещество. Кроме звезд, в Галактике содержится большое количество (около 5 % по массе) газа и пыли. Пыль встречается в светлых отражательных туманностях и в темных облаках, которые можно заметить глазом, но в основном она сосредоточена в спиральных рукавах, что делает нашу систему непрозрачной вдоль галактической плоскости. Ядро также окутано темными облаками и скрыто от нас. Другое большое поле темных облаков лежит в созвездиях Тельца и Ориона. Водород содержится во всем пространстве между звездами, но наибольшую плотность он имеет в спиральных рукавах, где в большинстве случаев он перемешан с облаками пыли. По массе газ и пыль имеют соотношение 99% к 1 %. Газ содержит около 60 % водорода, 38 % гелия и 2 % более тяжелых элементов (натрий, кальций, железо и др.).
В некоторых областях ограниченного размера регистрируются спектральные линии молекулярных облаков, в которых встречаются соединения, не устойчивые в земных условиях (например, ОН).
Гаэ становится видимым в тех местах, где он возбуждается мощным излучением звезд, в газовых туманностях, таких, как туманность Ориона. Однако лишь около 10% облаков водорода ионизовано звездным излучением и известно нам как области НИ. Нейтральный водород (области HI) излучает в радио диапазоне на волне 21 см.
Межзвездное вещество, в особенности пыль, которая состоит из очень маленьких твердых частиц, затрудняет работу по изучению распределения звезд вследствие трудностей учета межзвездного поглощения. К тому же ослабление блеска звезд пылевыми облаками зависит от длины волны, так что звезды вследствие этого краснеют. Показатель цвета таких звезд увеличивается по сравнению с тем значением, которое соответствует их спектральному классу, на величину, называемую избытком цвета.
Эволюция звезд. С самого начала предполагали, что диаграмма Герцшпрунга-Рессела имеет эволюционный смысл. Согласно Локьеру считалось, что звезды формируются из туманностей и начинают свою жизнь как красные гиганты; становясь вследствие сжатия плотнее и горячее, они движутся к главной последовательности и постепенно гаснут как красные карлики. Таким образом, эволюция происходит в основном вдоль главной последовательности по направлению к холодным карликам. Эти представления и стали причиной того, что спектральные классы холодных звезд называют "поздними", а горячих звезд, от О до А, "ранними". В то время источники энергии звезд еще не были известны. И только развитие атомной физики, в особенности исследование процессов ядерного синтеза, дало возможность глубже взглянуть на возможные пути эволюции звезд.
Надежно определенный по современным данным ход эволюции на диаграмме Герцшпрунга—Рессела противоположен описанному выше. Протозвезда - это гравитационно (т.е. под действием собственной силы тяжести) сжимающийся гаэопылевой шар, состоящий в основном из водорода. В процессе сжатия потенциальная энергия частично превращается в тепло, т.е. в кинетическую энергию движущихся частиц. При этом внутренности протозвезды сильно нагреваются и, когда температура достигает
23
10 млн. К, начинаются первые ядерные реакции. Это про тон-протонные процессы, в результате которых образуются ядра дейтерия, и протон-гелиевые процессы, когда четыре протона превращаются в одно ядро Не4. В обоих случаях малая доля вещества "исчезает", превращаясь в жесткое гамма-излучение, которое, медленно диффундируя из внутренних областей звезды наружу, испытывая многократное поглощение и переизлучение, покидает, наконец, поверхность звезды в виде ультрафиолетового, видимого и теплового излучения. Такие молодые звезды нестабильны, что проявляется в их переменности. Когда стадия сжатия заканчивается, звезда достигает устойчивого положения на главной последовательности. Здесь она может находиться несколько миллионов или даже миллиардов лет, медленно увеличивая свой блеск и передвигаясь поначалу в направлении верхнего левого угла диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Скорость эволюции звезды зависит от ее массы.
Новый этап нестабильности наступает, когда в области ядра звезды весь водород уже исчерпан и остается чисто гелиевое ядро. Процесс ядерного эне р го выдел єни я при этом прерывается; звезда сжимается и так сильно разогревается, что начинаются новые процессы ядерных слияний, при которых из Не4 образуется углерод С1г и частично даже кислород О1*, высвобождая большое количество энергии. Звезда покидает главную последовательность и превращается в гиганта; при этом иногда она проходит через стадию свободных колебаний (пульсаций). В то время как во внутренних областях звезды протекает г ел и ево-углеродный процесс, требующий температуры в 100 млн. К, в наружных, богатых водородом областях ядра звезды продолжается водо родно-гелиевый процесс. Нужно отметить, что скорость эволюции при этом зависит от начальной массы звезды. Чем массивнее звезда, тем быстрее она эволюционирует, и, если при расчете модели мы увеличим массу звезды от одной до нескольких солнечных масс, то скорость эволюции, особенно на главной последовательности, увеличивается в 100 раз.
