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 ионизированныхводорода 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.
Элементотносительные количества атомов в звёздах
t-Скорпионаx-Персеяg-Пегаса
Водород853083008700
Гелий145017001290
Углерод2,01,53,3
Азот3,11,70,9
Кислород11,09,03,7
Фтор----0,028
Неон4,53,44,65
Магний0,460,490,76
Алюминий0,0320,050,005
Кремний0,750,770,094
Фосфор----0,0028
Сера--0,250,55
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, СаНи др. Наружные слои звезд состоятглавным образом из водорода; в среднем на 10
000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и
менее одного атома других элементов.
Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или
иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния
(кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца
(марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом
элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов
обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено
повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в
Солнце.Вообще говоря, содержание
элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно
уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды
зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части
галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая
образует своеобразные периферические спиральные « рукава » галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые
тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому
можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции,
характеризующей жизнь звезды.
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. Газо-пылевое 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 звездв той части Галактики,
которая отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание
тяжелых металлов (Л. Аллер). С другой стороны, еслиГалактика развивалась из газового облака,
содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды.
К таким звездам относятся