Звезда - различный тип
Cтраница 1
Звезды различных типов и другие объекты по-разному распределены в Галактике. Вблизи этой плоскости находится и Солнце. Млечный Путь наблюдается именно как следствие такой концентрации. [1]
Звезды различных типов и другие объекты по-разному распределены в Галактике. Вблизи этой плоскости находится и Солнце. Млечный Путь наблюдается именно как следствие такой концентрации. Эти и другие случаи распределения звезд связаны, как будет показано далее, с различным возрастом звезд. [2]
Первая форма-концентрированные атомы, образующие звезды различных типов, газовые туманности, планеты, кометы, метеориты и космические твердые частицы вещества. Наиболее рассеянные состояния атомов в газовых туманностях удерживаются гравитационными силами или находятся на грани их преодоления. [3]
Вспышки могут происходить на звездах различных типов, присутствующих на диаграмме Гершпрунга-Рассела ( см. обзор Pettersen, 1989), но классические вспышечные звезды - это красные карлики, подобные тому, который наблюдался Джой и Хумансоном в 1948 г. Красные карлики составляют около 65 % общего числа звезд нашей Галактики, и около 75 % из них являются вспыхивающими звездами ( Rodono, 1986), включая нашу ближайшую звездную соседку Прок-симу Кентавра. [4]
 |
Метод тригонометрических параллаксов для измерения расстояний до ближайших звезд. [5] |
Знание расстояний до скоплений исключительно важно, поскольку это позволяет определять параметры большого числа звезд различных типов. Произведя калибровку, можно использовать их в качестве индикаторов расстояний до звезд таких же типов, находящихся значительно дальше. Очень существенно, чтобы используемые таким образом звезды обладали легко различимыми особенностями. Хорошим примером являются переменные звезды цефеиды. [6]
 |
Отношение силы лучевого давления на межзвездный водород / Y к силе гравитационного притяжения Рд. [7] |
На рис. 20 приведено для иллюстрации отношение силы лучевого давления в Ьс-излучении к силе гравитационного притяжения для звезд различных типов, рассчитанные В. [8]
Образование ядер с усложнением их состава может происходить в природе либо путем слияния заряженных частиц ( элементарных частиц или атомных Ядер) дру с другом, либо в результате реакций поглощения нейтронов. Условия, необходимые для этих процессов, возникают либо в недрах звезд различных типов, где заряженные частицы ускоряются при высоких температурах ( порядка сотен миллионов градусов), либо в звездных атмосферах, где частицы ускоряются мощными электромагнитными полями. [9]
Образование ядер с усложнением их состава может происходить в природе либо путем слияния заряженных частиц ( элементарных частиц или атомных ядер) друг с другом, либо прохождением реакций за счет поглощения нейтронов. Условия, необходимые для этих процессов, создаются либо в недрах звезд различных типов, где заряженные частицы ускоряются при высоких температурах ( порядка сотен миллионов градусов), либо в звездных атмосферах, где частицы ускоряются мощными электромагнитными полями. [10]
Отношение видимых яркостей, или, как принято теперь называть, блеска, двух объектов одной и той же истинной яркости совпадает с обратным отношением квадратов расстояний до них. Следовательно, расстояния до двух объектов можно сравнивать, если известно, что абсолютная яркость этих объектов одинакова. Ведь существуют звезды различных типов и классов, отличающиеся не только блеском, но и цветом ( точнее, спектром излучаемого ими света), и, что особенно важно, среди звезд нередко встречаются так называемые переменные звезды, блеск которых изменяется со временем. Наблюдая за ближними звездами, удалось установить, что звезды одного и того же типа обладают одинаковой аб солютной яркостью. Разумно предположить, что и более удаленные от нас звезды одного и того же типа также обладают одинаковой абсолютной яркостью. Приняв такую гипотезу, мы получаем возможность судить о расстояниях до звезд по их блеску. Анало гичным образом астрономы поступают и с отстоящи ми от нас на огромные расстояния млечными путями [ ( спиральными туманностями): относительно их также предполагают, что они обладают приблизительно оди - наковой абсолютной яркостью. Даже разбегание спи - ральных туманностей помогает нам измерять Вселенную. Наша Вселенная расширяется, и поэтому спи ральные туманности разбегаются со скоростью, пропорциональной расстоянию, отделяющему туманность от нас. Скорость разбегания можно измерить по сдвигу спектральных линий и таким образом оценить расстояние, отделяющее нас от спиральных туманностей. Оно составляет несколько миллиардов световых лет. [11]
Как указывалось ранее, в звездах, образованных при конденсации чистого водорода, синтез элементов с Z, большим, чем у железа и никеля, невозможен. Наблюдаемое отсутствие или по крайней мере очень малая распространенность тяжелых элементов в некоторых звездах древнего происхождения согласуется с представлением о том, что они являются звездами первого поколения. Возникает вопрос, как появляются звезды, подобные нашему Солнцу, которые находятся еще на стадии выгорания водорода, но содержат и значительные количества тяжелых элементов. Предполагают, что они образованы при конденсации облаков межзвездного газа, являющегося продуктом разрушения более старых звезд. Известно, что звезды различных типов излучают материю в межзвездное пространство. Однако выброс наибольшего количества вещества наблюдается при взрывах сверхновых. Известно два тина сверхновых звезд. Сверхновые, относящиеся к так называемому типу II, характерны для звезд с низким содержанием тяжелых элементов. Интенсивность свечения таких звезд после вспышки довольно быстро спадает, и таким образом завершается судьба звезд первого поколения. [12]
Страницы: 1