|
Основными характеристиками звезды, которые могут быть тем или иным способом определены из наблюдений, являются мощность ее излучения (в астрономии она называется светимостью), масса, радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная данные параметры, можно рассчитать возраст звезды. Перечисленные выше параметры изменяются в очень широких пределах. Кроме того, они взаимосвязаны. Звезды самой высокой светимости, как правило, обладают наибольшей массой, и наоборот, маломассивные звезды светят очень слабо. Все параметры звезды зависят от ее возраста, массы и химического состава.
История изучения химического состава звезд начинается с середины XIX в. Еще в 1835 г. французский философ Огюст Конт писал, что химический состав звезд навсегда останется для нас тайной. Но вскоре был применен метод спектрального анализа, который теперь позволяет узнать, из чего состоят не только Солнце и близкие звезды, но и самые удаленные галактики и квазары. Спектральный анализ дал неоспоримые доказательства физического единства мира. На звездах не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент - гелий - был открыт сначала на Солнце и лишь потом на земле. Но неизвестные на Земле физические состояния вещества (сильная ионизация, вырождение) наблюдаются именно в атмосферах и недрах звезд [5].
Наиболее обильным элементом в звездах является водород. Приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. Говоря о химическом составе звезд, чаще всего имеют в виду содержание элементов тяжелее гелия. Доля тяжелых элементов невелика (около 2%), но они, по выражению американского астрофизика Дэвида Грея, подобно щепотке соли в тарелке супа, придают особый вкус работе исследователя звезд. От их количества во многом зависят и размер, и температура, и светимость звезды.
После водорода и гелия на звездах наиболее распространены те же элементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод, азот, железо и др. Химический состав оказался различным у звезд разного возраста. В самых старых звездах доля элементов тяжелее гелия значительно меньше, чем на Солнце. В некоторых звездах содержание железа меньше солнечного в сотни и тысячи раз. А вот звезд, где этих элементов было бы больше, чем на Солнце, сравнительно немного. Эти звезды (многие из них двойные), как правило, являются необычными и по другим параметрам: температуре, напряженности магнитного поля, скорости вращения. Некоторые звезды выделяются по содержанию какого-нибудь одного элемента или группы элементов. Таковы, например, бариевые или ртутно-марганцевые звезды. Причины подобных аномалий пока малопонятны.
На первый взгляд может показаться, что исследование этих малых добавок немного дает для понимания эволюции звезд. Но на самом деле это не так. Химические элементы тяжелее гелия образовались в результате термоядерных и ядерных реакций в недрах очень массивных звезд, при вспышках новых и сверхновых звезд предыдущих поколений. Изучение зависимости химического состава от возраста звезд позволяет пролить свет на историю их образования в различные эпохи, на химическую эволюцию Вселенной в целом [4].
Важную роль в жизни звезды играет ее магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы и др. На звездах, магнитное поле которых значительно сильнее солнечного, эти процессы протекают с большей интенсивностью. В частности, переменность блеска некоторых таких звезд объясняют появлением пятен, аналогичных солнечным, но закрывающих десятки процентов их поверхности. Однако физические механизмы, обусловливающие активность звезд, еще не до конца изучены. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звездных остатках - белых карликах и особенно нейтронных звездах.
|
|
1. Бялко А.В. Наша планета - Земля. - М.: Наука,1983.
2. Завельский Р.С. Время и его измерение. - М.: Наука,1987.
3. Киппенхан Р. 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд. - М.: Мир,1990.
4. Климишин И.А. Астрономия наших дней. - М.: Наку,1980.
5. Энциклопедия. Т.8. Астрономия. - 2-е изд., испр./ Глав. Ред. М.Д. Аксенова. - М.: Аванта +, 2001.-688с.
|
На уровень вверх
Купить