Техника - молодёжи 1954-03, страница 9

МИНУТ

ших расстояний от нас. Самые близкие из звезд находятся от нас на расстояниях, в сотни тысяч раз превосходящих расстоя* нне от Земли до Солнца. Каждая звезда — это далекое от нас солнце, а наше лучезарное дневное светило есть одна из бесчисленных звезд. И если в недрах нашего Солнца происходят атомные реакции, то такие же и подобные процессы происходят и а недрах звезд, за счет чего звезды также излучают в мировое пространство колоссальное количество тепла и света, а кроме того, так или иначе рассеивают и свое вещество.

Средняя плотность Солнца (масса его, деленная на объем) 1,4 г/смз и температура поверхностных частей, излучающих Свет, около 6 ООО³. В недрах Солнца, при возрастающем давле-мии вышележащих слоев, плотности увеличиваются в тысячи биллионов раз и температуры возрастают до многих миллионов градусов. При этих чрезвычайно высоких температурах происходят внутриатомные (ядерные) реакции. Шесть этапов одной из таких реакций перестройки атомов водорода в атомы гелия показаны в правой части рисунка.

На рисунке представлены характерные особенности некоторых звезд. Температура их дана по абсолютной шкале. Среди них гигант Бетельгейзе — звезда очень малой плотности и гигантских размеров. Количество излучаемого ею света в сумме велико только потому, что она огромна: поверхность Бетельгей

зе больше поверхности нашего Солнца примерно в четверть миллиона раз. Показана здесь и планета Юпитер — великан нашей солнечной системы. Она гораздо больше многих звезд, но

масса ее относительно мала, и поэтому поверхностные части этой планеты очень холодны.

В свою очередь в такчх массивных телах, как звезды «белые карлики», вещество необычайно плотно упаковано: атомы химических элементов, входящих в состав этих звезд, разрушены, электроны уже не составляют оболочек атомов и массивные атомные ядра тесно приближены друг к другу.

На первый взгляд звезды все одинаковы. Разве только блеск их различен да при внимательном сравнении некоторых из них друг с другом можно заметить легкое различие в окраске. Но в действительности звездный мир чрезвычайно разнообразен. Да и может ли быть иначе? В бесконечной вселенной бесчисленное множество миров. Среди многих тысяч доступных изучению в отдельности звезд имеются карлики и гиганты, очень горячие и не столь горячие звезды, в связи с чем и оттенки их цвета различны: есть красноватые, оранжевого оттенка, желтоватые, белые, голубоватые.

Изучая звезды, астрономы обычно сравнивают их друг с другом по их различным признакам, показывающим физическое состояние звезд. Соответственно характерным особенностям звезд астрономы относят их и различным классам, обозначая эти классы условно буквами или некоторыми краткими характеристиками.

Диаграмма, приводимая ниже, показывает, какая зависимость имеется между температурами звезд разных классов (в связи с чем и цвет этих звезд различен) и светимости ми (светимость указывает, во сколько раз данная звезда больше или меньше излучает света, чем наше Солнце).

Подобные суммарные характеристики звезд показывают, что звезды располагаются в некоторых, довольно разнообразных последовательностях, что, несомненно, связано с различными зтапами развития звезд и в ряде случаев с их возрастным состоянием. Совершенно очевидно, что пути развития различных звезд не одинаковы. Советские ученые (В. А. Амбарцумян, В. Г. Фесенков) смогли уже выявить достаточно определенно некоторые из этих путей.

Кандидат педагогических наук в. шишаков

ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ ⁴ В НЕДРАХ СОЛНЦА

,^чЧК^ч\^ч50000ЛЕТ

1\\\\\4.000000лег

[Ш^ПИЗ микуты

Астрономы выражают межзвездные расстояния в парсеках. Парсек соответствует расстоянию 30 800 миллиардов кило-метров. Это такое расстояние, с которого радиус земной орбиты был бы виден под углом в одну секунду.

глазом во время полных солнечных затмений. Она простирается на расстояние в несколько солнечных радиусов, несмотря на то, что сила тяжести на Солнце в 27 раз больше, чем на Земле.

Вокруг Солнца обнаружено значительное электромагнитное поле, в котором происходит ускорение мельчайших частиц—электронов и др. и, следовательно, разогрев окружающих Солнце газов. Из более глубоких слоев атмосферы Солнца выбрасываются газовые потоки — протуберанцы, которые частично опускаются обратно на поверхность Солнца, но иногда достигают таких скоростей, что уносятся в межпланетное пространство. Частицы, испускаемые Солнцем:, попадая в атмосферу нашей Земли, вызывают магнитные бури, полярные сияния и другие явления. В спектре полярных сияний наблюдаются линии излучения, которые принадлежат газам, попадающим в верхние слои земной атмосферы из межпланетного пространства со скоростью до 3 тыс, км/сек. Экспериментально доказано, что возбудителем свечения земной атмосферы — полярных сияний — действительно являются газы, выброшенные Солнцем и встретившиеся с Землей.

Корпускулярные излучения звезд происходят, вообще говоря, пропорционально обычному световому излучению. Основываясь на этом предположении, можно теоретически найти зависимость между температурой поверхности звезд и количеством излучаемой ими энергии — светимостью. Оказывается, что эта теоретическая зависимость довольно хорошо воспроизводит действительную связь между температурой и светимостью для реальных звезд, для которых эти величины определены. Это распределение звезд по их светимости и температурам, которое наблюдается в действительности, известно под названием диаграммы «Светимость—температура» и изображено на рисунке. Диаграмма эта за последние годы была значительно дополнена и уточнена П. П. Паренаго и В. А. Во-ропцовым-Вельяминовым. Большинство звезд нашей звездной системы — Галактики — располагается на этой диаграмме в один определенный ряд, называемый «Главной последовательностью», в котором более массивные и, следовательно, более яркие звезды отличаются и более высокой температурой и очень быстрым вращением вокруг оси. С уменьшением массы падает светимость, уменьшается температура и замедляется вращение. Это особенно хорошо заметно при исследовании звезд, принадлежащих к одному и тому же звездному скоплению, в котором все звезды находятся от нас практически на одном и том же расстоянии.

Рассмотрим, например, известное скопление Плеяд, представляющее тесную кучку звезд, в которой невооруженным глазом можно рассмотреть 5, 6, редко 8 звезд, ⁴а в телескоп их обнаруживается много сотен. Все яркие звезды Плеяд массивны и быстро вращаются. Они окружены пылевой туманностью, легко видимой на фотографии, полученной даже с небольшой выдержкой. По мере перехода к более слабым звездам температура их постепенно снижается. Самые слабые звезды в Плеядах имеют температуру в 3 500— 4 000° и отличаются поэтому красноватым цветом. Подобные соотношения имеют место и для огромного большинства звезд нашей Галактики. Объяснить эти соотношения «можно теоретически, основываясь на явлении корпускулярного излучения. Можно показать что в процессе своего развития каждая звезда перемещается вдоль кривой «Главной последовательности», в на

Солнца происходит непрерывный выброс частиц, который мы можем легко наблюдать потому, что находимся близко от него. Газообразная оболочка, окружающая Солнце, так называемая корона, видна невооруженным