Образование химических элементов в космических телах 1

Наша Галактика (рис. 14) состоит из двух частей: пара, называемого в астрофизике сферической составляющей Галактики, и диска — плоской составляющей. Диск и шар имеют общий центр и частично проникают друг в друга. В сферической составляющей звезды сгущаются к центру, в то время как для плоской составляющей характерно сгущение звезд к плоскости. Одно из основных различий между двумя составляющими Галактики заключается в том, что в сферической составляющей совершенно отсутствует космическая пыль, в то время как плоская составляющая содержит очень большое количество пыли и газа.

Одно из самых крупных достижений наблюдательной астрофизики последних лет — установление фундаментального различия во внутренних свойствах звезд плоской и сферической составляющей. Еще в 1942 г. У. Бааде получил первые указания на такие различия. Он в течение нескольких лет фотографировал разные области Галактики на пластинки, чувствительные к красному и обычному свету, и обнаружил, что на обычных пластинках резче проявляются звезды плоской составляющей, а на пластинках, чувствительных к красному свету, — звезды сферической составляющей. В последующие годы эти различия были детально исследованы. Особенно большая роль в таких исследованиях принадлежит Б. В. Кукаркину. Наблюдаемые различия в строении и составе звезд двух составляющих нашей Галактики имеют большое значение для понимания процессов образования химических элементов.

2. Звезды Галактики и их основные характеристики

Для наиболее ясного понимания различий в строении звезд укажем их основные характеристики и в первую очередь светимость и цвет. Вначале рассмотрим принятые обозначения звезд. Еще со времен глубокой древности близко расположенные звезды объединяли в созвездия. Так, уже Птолемей упоминал о 48 созвездиях. Все они носили имена героев древнегреческих мифов или животных. Сейчас различают 88 созвездий. Самая яркая звезда в созвездии обозначается буквой α, следующая по яркости— буквой β, все другие — последующими буквами греческого алфавита в порядке убывания яркости звезд. Слабые звезды обозначают числами, которые приписываются к названию созвездия, например 61 Лебедя А. Иногда звезды известны под номером, занесенным в каталоги. Самые слабые звезды, зафиксированные только на фотопластинках, обычно обозначаются с помощью координат, определяющих положение этих звезд на небе. Самые яркие звезды получили особые названия, так а Большого Пса называют Сириусом, а Лиры — Вегой и т. д.

Светимость звезды — это полное количество энергии, излучаемой звездой за единицу времени. Поскольку звезды находятся на различных расстояниях от нас, мы не можем судить об их светимости только по наблюдаемому их блеску, не учитывая расстояния. Согласно законам физики, блеск звезды прямо пропорционален ее светимости и обратно пропорционален квадрату расстояния до нее. Различия в расстояниях могут привести к тому, что звезда с очень большой светимостью будет казаться нам менее яркой, чем слабо светящая, но близко расположенная к нам звезда. Впервые расстояние до самых близких от нас звезд были установлены В. Я. Струве. В 1837 г. он определил расстояние до звезды Веги, равное 26,1 светового года. Это означает, что луч света, скорость которого равна 300 000 км/сек, дойдет от Веги до нас почти за 26 лет. В настоящее время для обозначения расстояния между звездами введена единица — парсек, равная 3,08 · 10¹³ км, или 3,26 светового года. Только около 30 звезд находятся от Солнца на расстояниях от 1,3 до 3,9 парсека, среди них такие звезды, как а Центавра, 61 Лебедя А, а Большого Пса А, τ Кита, Росс 614 и другие. Ближайшая к нам звезда α Центавра, свет от нее идет до Земли 4,3 года.

Для сравнения светимостей различных звезд принимается величина, равная светимости, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсеков от Земли. Ее называют абсолютной звездной величиной. Для Солнца, например, абсолютная звездная величина равна + 4,9. Светимость Сириуса в сорок раз больше светимости Солнца. Некоторые звезды обладают еще большей светимостью. С другой стороны, имеется большое число звезд, светимость которых намного меньше светимости Солнца; так светимость Протоксимы Центавра в 15 000, а красной звезды Вольф 359 в 50 000 раз меньше светимости солнца.

Цвет звезд определяется характером их спектров, поэтому спектральный анализ играет огромную роль при изучении звезд. Спектры звезд характерны тем, то у них на непрерывный фон наложены многочисленные темные и светлые линии, причем комбинации этих линий никогда не бывают одинаковыми для двух звезд. Все спектры известных нам звезд могут быть расположены в непрерывной последовательности. Это указывает на единство звезд, а также, как мы увидим дальше, на последовательность их эволюции, которая сопровождается постепенным изменением их спектров. Все звездные спектры разбиты на десять классов, их последовательность выражается следующим образом