Химический состав звезд доклад

Обновлено: 05.07.2024

По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, "A (температура от 50 000 до 10 000°С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов, в классе К (5000°С)обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (3800°С) - даже молекулы оксидов.

В таблице 1 указаны более подробно соотношения между отдельными элементами, встречающимися в одном из звёздных классов, именно в классе В.

Т а б л и ц а 1 - Химический состав звёзд В (относительные числа атомов)

Элемент	Относительные количества атомов в звёздах
t-Скорпиона	x-Персея	g-Пегаса
Водород	8530	8300	8700
Гелий	1450	1700	1290
Углерод	2,0	1,5	3,3
Азот	3,1	1,7	0,9
Кислород	11,0	9,0	3,7
Фтор	--	--	0,028
Неон	4,5	3,4	4,65
Магний	0,46	0,49	0,76
Алюминий	0,032	0,05	0,005
Кремний	0,75	0,77	0,094
Фосфор	--	--	0,0028
Сера	--	0,25	0,55
Хлор	--	--	0,014
Аргон	--	--	0,07

В таблице 1 указаны относительные числа. Это значит, что, например, в звезде g - Пегаса на 8700 атомов водорода приходится 1290 атомов гелия, 0,9 атомов азота и т.д.

В списке звезд первых четырех классов преобладают линии водорода и гелия, но по мере понижения температуры появляются линии других элементов и даже линии, указывающие на существование соединений. Эти соединения еще очень просты. Это оксиды циркония, титана (класс М), а также радикалы CH, OH, NH, "CH₂, "C₂, "C₃, СаН и др. Наружные слои звезд состоят главным образом из водорода; в среднем на 10 000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома других элементов.

Химический состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи - газо-пылевого облака, из которого возникла звезда. Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте.

Спектральное исследование состава звезд требует учета множества факторов, к ним относятся силы тяжести, температура, магнитные поля и т. п. Но даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутся неполными: ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоям звезды. Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно для изучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций ( барий, технеций, цирконий) и могут образоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел.

Анализ шаровых скоплений звезд в той части Галактики, которая отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание тяжелых металлов (Л. Аллер). С другой стороны, если Галактика развивалась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды. К таким звездам относятся субкарлики. Они занимают промежуточное место между звездами главной последовательности и белыми карликами. В субкарликах много водорода и мало металлов.

Т а б л и ц а 2 - Распространенность элементов у субкарликов

В таблице 8 (по Л. Аллеру) указаны логарифмы отношений чисел атомов данного элемента на Солнце к числам атомов этого же элемента у субкарликов (распространенность). Как видно, все эти числа больше нуля, т.е. Солнце богаче металлами, чем субкарлики.

При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия приходится углерода - 0.56, азота - 0.72, кислорода - 1.0, неона - 3.2, кремния - 0.05, магния - 0.5. Яркая двойная звезда в созвездии Стрельца - сверхгигант с температурой поверхности около 10 000°С - также является дефицитной по водороду: в ее спектре наблюдается четко выраженные линии гелия и очень слабые линии водорода. По - видимому, это те звезды, в которых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций, доставляющих энергию и производящих ядра различных элементов.

Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные - гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000°С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих эламентов существует в форме оксида углерода со. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал С"N) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация С"N, СО, С₂ будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН-звезды) встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода.

В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит, что звезда очень богата углеродом при значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углеродными частицами, рассеянными в атмосфере звезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием водорода в атмосфере (Л. Аллер).

Важной особенностью углеродных звезд является повышенное содержание изотопа углерода 13С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа 13С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания.

Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержанием металлов, расположенных в одном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездах имеется неустойчивый элемент технеций 4399Тс. Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае наличие нестабильного ядра - убедительное доказательство развития ядерных реакций в звездах.

Астрономы и астрофизики выполнили большую работу по анализу и сопоставлению спектральных данных и результатов исследований метеоритов. Оказалось, что элементы с четными порядковыми номерами встречаются чаще, чем с нечетными. Ядра элементов с четными порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения в нем числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться в жестких условиях.

Звезда — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза . Ближайшей к Земле звездой является Солнце. Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года.

О составе звезд человечество узнало в последнюю очередь. Происхождение их угадал философ Иммануил Кант еще в XVIII веке. Другие параметры, вроде цвета или светимости, можно оценить без особых инструментов — а вот материал, из которого состоят звезды, долгое время терзал воображение ученых.

Метод определения

Определять состав светил астрономы научились только в середине XIX века. Именно тогда в арсенале исследователей космоса появился спектральный анализ.

Метод основан на свойстве атомов различных элементов излучать и поглощать свет на строго определенных резонансных частотах. Соответственно на спектре видны темные и светлые полосы, расположенные на местах, характерных для данного вещества. Разные источники света можно отличить по рисунку из линий поглощения и излучения.

Спектральный анализ успешно применяется для определения состава звезд. Его данные помогают исследователям понять очень многие процессы, происходящие внутри светил и недоступные непосредственному наблюдению.

В настоящее время для определения классов звезд используется диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.

Всем известен тот факт, что чем выше температура, тем меньше состав частиц, которые способны существовать в атмосфере звезды. С помощью спектрального анализа звезд класс О, В, А (температура от 50 до 10 тысяч градусов) была обнаружено в атмосферах этих звезд линии ионизированного водорода, гелия, ионы металла, а в классе К (5 тысяч градусов) были обнаружены радикалы, в классе М (3500 градусов) – нашли молекулы оксидов.

Химический состав звезд

Вы когда-нибудь задумывались, из чего состоят звезды? Вы были бы удивлены, узнав их состав — это те самые материалы, из которых сделана вся остальная Вселенная:

73% — водород;
25% — гелий;
2% — остальные элементы.

Вот и все, за исключением некоторых различий в определенных материалах, звезды созданы в значительной степени из одинакового вещества.

Звезды образовывались со времен зарождения Вселенной. Фактически астрономами рассчитано, что каждый год в галактике Млечный Путь формируется 5 новых звезд. Некоторые из них имеют больше тяжелых элементов от предыдущих звезд – металлически богатые, а некоторые содержат меньше – металлически бедные. Но даже так, соотношение элементов остается в равной степени.

Солнце — пример богатой на металл звезды, имеет более высокое количество тяжелых элементов внутри, нежели в среднем среди таких же представителей. И все же, наше светило обладает схожим соотношением долей элементов: 75% водорода, 24% гелия, а остальные — кислород, углерод, азот.

Преобразование водорода в гелий внутри ядра Солнца происходит уже 4,5 миллиарда лет

Химический состав звезд

В списке всех звезд, которые относятся к первым четырем классам, преобладают линии гелия и водорода, однако постепенно, по мере снижения температуры можно обнаружить линии уже других элементов, которые даже могут указывать на существование соединений. Безусловно, соединения эти довольно просты. Это оксиды титана (класс М), циркония и радикалы. Наружный слой большинства звезд состоит, как правило, из водорода

На 10 тысяч атомов водорода в среднем приходится порядка тысячи атомов гелия, всего лишь 5 атомов кислорода и меньше 1 атома любых других элементов.

Не редко встречаются звезды, которые в своем химическом составе имеют повышенное содержание определенного элемента. Ученым известны те звезды, которые в своем химическом составе имеют повышенное количество кремния (так называемые кремниевые звезды), железные звезды (звезды, с повышенным содержанием железа). Также существует множество звезд с повышенным содержанием марганца, углерода и т.д.

В космосе находится большое количество звезд, имеющих аномальный состав элементов. В некоторых молодых звездах, относящихся к типу красных гигантов, было найдено повышенное содержание различных тяжелых элементов.

В одной из таких звезд было обнаружено содержание молибдена, которое было явно завышено и более того, доля молибдена на Солнце в 26 раз меньше, нежели у этой звезды.

По мере старения звезды содержание элементов уменьшается у тех звезд, которые имеют атомы большей массы, нежели масса атома гелия.

Исходя из этого, ученые пришли к выводу, что наличие тяжелых элементов приводит к своеобразной химической эволюции, которая характеризует начало жизни звезд.

Старение звезды и изменение состава

Со временем термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды.

Изменение состава на примере Солнца

Количество гелия в ядре Солнца будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного.

Условия на Земле к тому времени поменяются настолько, что она в точности будет напоминать Венеру.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос.

Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Изменение состава звезд-гигантов

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду.

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды.

Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния.

Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности.

Структура звезды

В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны:

ядро;
конвективную зону;
зону лучистого переноса.

Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 M☉ она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1—2 порядка превышающей Мʘ, таких слоёв может быть до 6, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх частей: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере.

P.S.

По мнению американского астронома, выдающегося популяризатора науки Карла Сагана, все мы и окружающие нас предметы и объекты (люди, планета Земля и остальные объекты Космоса) состоим из вещества, образовавшегося в недрах звёзд, т.е. состоим из элементов, которые образовались в звездах в процессе ядерных реакций и при взрывах сверхновых звезд.

Но, возможно, мы сделаны не только из вещества, образованного в звездах, но и пыли, выбрасываемой квазарами.

Видео

По определению звезда — это гигантский газовый шарообразный объект, который излучает свет и находится в состоянии равновесия благодаря собственной гравитации и давлению внутри него. Как известно, они формируются из газово-пылевой среды под действием гравитационного сжатия. Но что входит в состав звёзд?

Звезда Арктур

Хотя все светила разные, их образуют одни и те же вещества. Итак, химический состав звёзд:

водород (73%);
гелий (25%);
атомы тяжёлых веществ (2%).

Водород

Как видно, в составе звёзд самым распространенным элементом является водород. Кстати, благодаря ему и начинаются ядерные реакции.

Газовые облака

Во время сжатия газового облака, температура внутри повышается. Так, запускаются термоядерные реакции в уже сформировавшемся ядре. В это время четыре атома водорода, которые преобладают в области, сливаются в один атом гелия. Другими словами, водород начинает гореть, а из него синтезируется гелий. Таким образом вырабатывается основная часть энергии (98% от общей звездной).

Гелий

Стоит отметить, что это второй самый распространённый элемент в химическом составе всех светил. Более того, он является вторым самым лёгким элементом, опять же после водорода. Вероятно, поэтому гелия и водорода больше любых других элементов во всей Вселенной. Они входят в состав всего, что есть в нашем космосе.

Гелий, как уже было сказано, образуется во время термоядерного синтеза. И, что важно, под воздействием высокой температуры и горения водорода, он также начинает гореть. Данный процесс приводит к формированию плотного ядра.

Атомы водорода и гелия

Вместе с тем гравитационное сжатие увеличивает плотность гелия, что приводит к повышению температуры (да, она становится всё выше и выше). Тем самым увеличивается излучение и внешняя оболочка, которая при расширении начинает остывать. И вот звезда растёт и эволюционирует. Правда, гелиевый центр тела может догореть до взрыва или же выгореть в углеродное ядро. Все зависит от остального содержания звезды.

Другие атомы тяжёлых веществ

Несмотря на то, что вещества тяжелее гелия составляют всего 2% от всего светила, их значение очень велико. Ведь они влияют на скорость процессов внутри ядра. То есть могут либо ускорять, либо замедлять их. А это обуславливает яркость и длительность жизни звездного тела.

Как известно, чем тяжелее элемент, тем глубже он находится. Потому как тяжёлое сильнее притягивается силами гравитации. Соответственно, лёгкие элементы, наоборот, удерживаются снаружи.
Таким образом, если в химическом составе присутствуют атомы тяжелее водорода и гелия, то они будут располагаться в самом ядре. Если звезда имеет массу выше средней и в ней есть, например, железо или любое другое тяжёлое вещество, то произойдёт взрыв сверхновой. Конечно, не сразу, а на конечном этапе своей эволюции. Но итог очевиден — превращение в нейтронную звезду или чёрную дыру.

Нейтронная звезда Чёрная дыра

По данным учёных, существуют светила с богатым содержанием кремния, железа марганца, углерода и других веществ. Очевидно, что преобладание определённых веществ, которые и составляют эти небольшие, но важные 2%, предопределяют её судьбу.

Помимо того, что они образуются в результате термоядерных процессов, на их формирование также влияет межзвездная среда. Потому что первоначальный состав, то есть облако из газа и пыли, может уже содержать какие-либо тяжёлые элементы. И они, собственно, невольно попадут в звёздный состав.

Что интересно, жёлтые и красные карлики богаты на тяжёлые элементы, а вот массивные светила не могут этим похвастаться.
Если в массивной звезде преобладают атомы металлов, то при взрыве сверхновой остаток будет меньше.

Основная структура звёздных тел

внутренняя зона:

ядро — центр, где протекают термоядерные реакции;
конвективная зона — область, в которой энергия переносится посредством перемешения вещества;
лучистая зона — область, где энергия переносится в результате излучения фотонов. Правда, она отсутствует у звезд с малой массой.

В процессе эволюции светила со средней и большой массой, так сказать, наращивают дополнительные слои. В которых, так же как и внутри, происходят ядерные реакции. Чем больше масса, тем больше слоёв. Но в них гореть может уже не водород, а углерод, превращающийся в тяжёлые элементы. К примеру, даже в железо.

внешняя часть — атмосфера.

Она расположена над поверхностью звезды и также, как и внутренняя область, состоит из трёх зон:

фотосфера — находится в самом низу, в ней формируется спектр;
хромосфера — окружает нижнюю часть, чаще всего красного цвета за счет водородного излучения;
корона — внешняя атмосферная зона, состоящая из плазмы и излучающая рентгеновское излучение.

Как узнали из чего состоят звезды

Конечно, люди еще в древние-древние времена видели эти прекрасные и сияющие точки на ночном небе. Со временем их научились оценивать по цвету и светимости, даже узнали расстояние до них. Но состав звёзд долго оставался загадкой. Долго человечество строило догадки. И лишь в середине 19 века занавес тайны приоткрылся благодаря появлению методики спектрального анализа.

Как оказалось, любой источник света обладает собственным спектром, который зависит от составляющих веществ. Они могут поглощать и пропускать спектральные линии. Таким образом, анализ спектра звезды помог учёным определить из чего же они состоят.
Что интересно, по химическому составу и массе звезд учёные определяют их возраст и судьбу.

Солнечный спектр

Между прочим, существует целая наука о составе и природе звёзд — Астрофизика. Именно она изучает строение, физические свойства и химический состав космических объектов.

В заключении, ещё раз отметим, что определенный химический состав звёзд определяет их жизненный путь и то, какие этапы эволюции их ожидают. Помимо этого, он влияет на формирование других космических объектов нашей Вселенной. Главным образом, тех, в которые светило будет входить и формировать.

Знания о составе астрономических объектов — звезд, удаленных на расстояния, исчисляемые световыми годами, были бы чудом, если бы не научные доказательства. Методы астрономической спектроскопии позволили выяснить свойства небесных объектов: планет, туманностей и пр., несмотря на значительные расстояния.

История изучения состава звезд началась с предпринятым в конце девятнадцатого века трудоемким фотографированием их спектра. По итогам этой деятельности в 1920-х годах был составлен каталог для двухсот тысяч объектов, где они подверглись сортировке и были разделены на семь спектральных групп, обозначаемые латинскими буквами. Все звезды по мере их изучения включаются в этот каталог, называемый Гарвардской классификацией спектров. По итогам исследований подтвердилось единство материи Вселенной, а состав элементов всех наблюдаемых объектов не выходит за пределы таблицы Менделеева. Разница появилась в результате эволюции галактик и проявляется в процентном соотношении тех или иных компонентов тела светил.

Химические элементы Солнца

По понятным причинам самые полные данные накоплены о составе центрального светила нашей планетной системы. Первые спектрограммы были систематизированы к 1930 году, далее по мере улучшения методик обследования, они уточнялись. Выяснилось, что масса Солнца— это 99,9 % веса нашей системы, остальное приходится на планеты, планетоиды и пр. Наше светило — это водородно-гелиевый шар (в пропорции Н/Не 3: 1), на долю остальных элементов приходится менее 2 % веса. По мере убывания это: кислород, углерод, неон, азот, железо, магний, кремний всего 75 позиций. Количественно цифры менялись по мере совершенствования методик наблюдения и общего прогресса. Например, первые исследователи считали долю магния значительно меньшей из-за поглощения отдельных линий спектра атмосферой.

Химический состав звезд

Изменения состава звезд солнечной группы

Первоначально считалось, что состав химических элементов в остальных звездах варьирует в незначительном диапазоне, и сильнее всего они проявляются у холодных светил. Но дальнейшие наблюдения опровергли эту гипотезу. Вселенная поддерживает соотношение основных веществ подобно Солнцу. Разница приходится на 2 % тяжелых элементов, от которых зависит судьба звезды, и на разных этапах ее развития эта пропорция меняется.

По мере старения светила происходят следующее изменения: по результатам термоядерных процессов слияния атомов водорода и трансформации их в гелий, доля последнего будет расти. По мере его накопления запустится реакция превращения его в бериллий, а далее в кислород и углерод. Соответственно все изменения химического состава звезд ведут к превращению легких фракций в тяжелые. Светила группы Солнца будут различаться по составу в зависимости от стадии развития.

Состав и температуры светил

Звезды, как разогретые термоядерной энергией водородно-гелиевые шары, согласно Гарвардской классификации разделены на семь групп. Астрономами отмечены следующие закономерности:

- в составе звезд класса O с температурой более тридцати тысяч градусов преобладают линии ионизированного гелия и водорода;
класс B (диапазон 11-30 тысяч градусов) — гелий и водород уже без ионизации;
класс A (от 7 до 11 тысяч градусов) – водород и гелий и ионы металлов;
класс F (от 6 до 7 тысяч) ионизированный кальций;
класс G (5 - 6 тысяч градусов) — кальций, металлы нейтральные по заряду;
класс K (от 3.5 до 5 тыс. градусов) — нейтральные металлы, свободные радикалы;
класс M (менее 3,5 тыс. градусов) — металлы, полосы молекул оксидов титана, циркония;
класс R (менее 3,5 тыс. градусов) — полосы соединений циана;
класс N (менее 3,5 тыс. градусов) — углерод.

Здесь тоже прослеживается закономерность усложнения состава в зависимости от возраста. Молодые горячие звезды однообразны по набору элементов, понижение температуры увеличивает их количество.

Уникальные звезды

Так как звезд много (только в нашей Галактике их 100 миллиардов) — то и велико число отклонений от средних показателей. Их тоже объединили по группам аномалий. К гелиевым относят звезды с пропорциями газов Н/Не как 1:100, иногда даже с полным отсутствием водорода. Остальные аномалии можно понять из названий: углеродные, бариевые, кремниевые и т.д. Есть смелая гипотеза что это- признак далеких цивилизаций.

Читайте также: