Образование химических элементов в космических телах 1

Каждый спектральный класс, обозначенный определенной буквой, подразделяется еще на 10 подклассов, обозначаемых цифрами. После такого разделения последовательность спектров может быть изображена в виде:… В9— А0 — A1 — А2 — АЗ — А4 … — А9 — F0…

Спектр звезд зависит не только от химического состава, но и от их температуры. Различие температур вызывает разнообразное состояние атомов химических элементов в атмосфере звезды. Последнее обстоятельство определяет главным образом большие разновидности спектров звезд. Поясним это положение несколькими примерами. Звезды класса М имеют температуру поверхности около 3000°; это самые холодные звезды плоской составляющей Галактики. При такой температуре могут существовать некоторые химические соединения, такие, как окись титана, которые образуют в спектре широкие полосы поглощения. Звезды классов К и G имеют температуру поверхности 4000–6000°. В спектрах этих звезд преобладают линии атомов металлов. В звездах класса F температура поверхности равна около 7500°, вследствие чего возможна ионизация атомов металлов. Поэтому в спектрах звезд этого класса наблюдаются линии ионизированных атомов металлов.

Для звезд спектрального класса А характерна температура поверхности 8000—10 500°. При этой температуре от атомов металлов уже отрываются два и более электрона и также начинает ионизироваться водород. У звезд класса В температура поверхности достигает 12 000—25 000°. В атмосферах этих звезд происходит ионизация атомов кислорода и азота. В спектрах, кроме линий, соответствующих этим элементам, появляются линии неионизированного гелия. Самые горячие звезды относятся к классу О, они имеют температуру от 25 000 до 50 000° и даже более. При такой температуре наступает ионизация гелия, и его линии в спектре очень характерны для звезд этого класса.

С изменением температуры звезд изменяется и их цвет. Так, звезды классов О и В самые горячие, имеют белую, слегка голубоватую окраску. Звезды класса А белые. Для звезд класса F характерен желтоватый оттенок. К желтым звездам относятся звезды класса G. Звезды класса К оранжевые, а зведы классов Μ, N и R красные. К голубым звездам относится звезда Пласкетта, — одна из горячих звезд, температура поверхности которой около 28 000°. Солнце относится к желтым звездам с температурой поверхности 6000°.

Со светимостью звезды тесно сязана ее масса. Советский астроном Π. П. Паренаго на основании многочисленных наблюдений пришел к выводу, что светимость большинства звезд пропорциональна ее массе в степени 3,3. Кроме того, существует, конечно, соответствие между диаметром звезды и ее светимостью. Звезды сильно различаются по своим диаметрам и массам; очень большие звезды почти всегда принадлежат к классам К или М и называются красными гигантами или сверхгигантами. К таким звездам относится, например, красный гигант Антарес — главная звезда в созвездии Скорпиона. Большинство звезд, однако, имеет размеры, близкие к размерам Солнца. Сириус, например, только в два раза больше Солнца и в два раза тяжелее его. Большой интерес представляют белые звезды очень малых размеров — это группа белых карликов. К ним относятся спутник Сириуса — Щенок, звезда ван-Маанена и Вольф 457. Масса Щенка почти равна массе Солнца, диаметр его в 33 раза меньше. Объем такой звезды в 36 000 раз меньше, чем объем Солнца. Светимость Щенка составляет всего 2 % светимости Солнца. Одна из самых маленьких звезд — звезда Вольф 457—по размерам меньше Марса, а недавно обнаружена звезда, равная по размерам Луне. Светимость таких звезд чрезвычайно мала, поэтому их очень трудно наблюдать, хотя в настоящее время известно уже несколько сот белых карликов.

Большие различия наблюдаются между звездами и по плотности. Средняя плотность Солнца равна 1,5 г/с м, плотность красных гигантов — примерно 0,0000016 г/см. Последняя величина почти в тысячу раз меньше плотности воздуха в обычных земных условиях.

Поразительные данные в отношении плотности найдены для белых карликов. У Щенка плотность в 24 500 раз превышает плотность Солнца. Еще выше плотность звезды ван-Маанена, она в 300 000 раз больше, чем плотность Солнца. Один литр вещества такой звезды весит 36 000 т. Обнаружены белые карлики, 1 см вещества которых весит от 4 до 8 т. Такую плотность вещества трудно себе представить в наших земных условиях, существование ее можно объяснить лишь тем, что атомы вещества белых карликов почти совершенно лишены электронов. Поэтому появляется возможность сжатия вещества до огромных плотностей.

3. Закономерности в мире звезд