Более горячая звезда
Cтраница 1
 |
Зависимость обилия О и N от галактоцентрического расстояния. [1] |
Более горячие звезды больше излучают энергии и, естественно, сильнее нагревают газ НП-области. [2]
Конечно, на Солнце, и особенно на более горячих звездах, ядерные процессы еще разнообразнее по сравнению с теми, которые разбирались нами. [3]
Сам углерод синтезируется при температуре, близкой к 100 млн. градусов, что в 6 - 8 раз превышает температуру, буптуюптую в центре Солнца. Тем не менее углерод здесь присутствует, быть может он образовался из ядер гелия в раннюю пору жизни Солнца, а может быть проник из более горячих звезд. [4]
Нам следует еще остановиться здесь на проблеме каталитического синтеза гелия из водорода - процесса, протекающего на основе ядер атомов углерода как катализатора. На Солнце этот процесс играет второстепенную роль из-за недостаточно высокой температуры ( отталкивание Н и С6 значительно), несмотря на присутствие С12, но на многих более горячих звездах каталитический процесс дает главную массу гелия. [5]
Не все звезды обладают горячими коронами. КЗ), а также, видимо, более горячие звезды с очень мощным звездным ветром. [6]
На основании этого результата Шюсслер далее предположил, что во время сжатия звезд спектральных классов О и В поле не может порождаться механизмом динамо; другими словами, поскольку звезды более ранних спектральных классов, чем А, не проходят через полностью конвективную стадию, по достижении ими главной последовательности у них не должно быть заметного поля, порожденного механизмом динамо. Вольф показали, что звезда HR7129 спектрального класса В с узкими линиями ( переменная с гелиевым спектром) обладает продольным магнитным полем, которое меняется от ч - 7000 до - 5000 Гс с периодом в 3 670 сут ( см. разд. Температура поверхности этой звезды составляет около 20000 К, т.е. она показывает, что явления, наблюдаемые в магнитных звездах класса Ар, распространяются и на гораздо более горячие звезды. Иными словами, если мы не хотим принять ( очень неправдоподобную) идею, что поверхностное магнитное поле этой звезды раннего класса В отличается по своему происхождению от полей, наблюдаемых у звезд класса Ар, то мы вынуждены вновь вернуться к теории остаточного магнетизма для звезд верхней части главной последовательности. [7]
Таким образом, конечные результаты обоих циклов одинаковы и сводятся к слиянию четырех протонов в прочнейшее сооружение природы - ядро гелия. Попутно два из этих протонов, отделяя позитроны и нейтрино, превращаются п нейтроны. На Солнце и звездах малой яркости, которым нет числа, преимущественно действует медленный протонно-протонный цикл. На более горячих звездах усиливается роль углеродно-азотного цикла, активность которого растет с температурой. В красных карликовых звездах вероятно параллельное действие обоих циклов. [8]
Для интерпретации наблюдаемого распределения энергии в непрерывном звездном спектре необходимо исследовать зависимость коэффициента поглощения от длины волны. Коэффициент непрерывного поглощения учитывает непрерывное поглощение всех атомов, присутствующих в звездной оболочке, и рассеяние на свободных электронах. Среди компонентов звездных оболочек наиболее распространенным является водород, поэтому для большинства звезд поглощение в основном обусловливается водородом. Для более холодных звезд основную роль играет отрицательный ион водорода Н -; для звезд с температурой выше 10 000 важно непрерывное поглощение атомарным водородом, а для более горячих звезд - непрерывное поглощение в нейтральном гелии. При очень высоких температурах ( около 50 000) в далеком ультрафиолете существенным становится поглощение ионизированным гелием, и даже небольшая примесь металлов при этих температурах имеет большое значение в области коротких волн. [9]
Спектральный состав света, излучаемого звездой, зависит от температуры ( точнее, от четвертой степени температуры, выраженной в градусах Кельвина) ее поверхности. Чем выше температура звезды, тем короче длина волны, на которую приходится максимум в спектре излучения звезды. Холодная звезда излучает в видимом спектре мало света. По мере увеличения температуры звезд спектральный состав излучаемого света приближается к видимому спектру, причем с красного его конца. Таким образом, при соответствующей температуре звезда излучает наблюдаемый нами красный или желтовато-красный свет. Пик излучения более горячей звезды приходится на середину видимого спектра. Тогда звезда излучает все цвета видимого спектра примерно равномерно, и мы видим ее белой, как Солнце. У еще более горячей звезды максимум излучения смещается в ультрафиолетовую область. Такая звезда излучает преимущественно синий свет и поэтому кажется голубой. [10]
Спектральный состав света, излучаемого звездой, зависит от температуры ( точнее, от четвертой степени температуры, выраженной в градусах Кельвина) ее поверхности. Чем выше температура звезды, тем короче длина волны, на которую приходится максимум в спектре излучения звезды. Холодная звезда излучает в видимом спектре мало света. По мере увеличения температуры звезд спектральный состав излучаемого света приближается к видимому спектру, причем с красного его конца. Таким образом, при соответствующей температуре звезда излучает наблюдаемый нами красный или желтовато-красный свет. Пик излучения более горячей звезды приходится на середину видимого спектра. Тогда звезда излучает все цвета видимого спектра примерно равномерно, и мы видим ее белой, как Солнце. У еще более горячей звезды максимум излучения смещается в ультрафиолетовую область. Такая звезда излучает преимущественно синий свет и поэтому кажется голубой. [11]
Страницы: 1