книги / Физика и философия подобия от преонов до метагалактик
..pdf142 §21. Что такое звездный газ?
величиной, для которой необходимо найти коэффициент подобия. Можно пойти дру гим путем и попытаться вначале определить звездную постоянную Больцмана, а за тем уже найти кинетическую температуру звезд по (159). Сделаем прежде некоторые полезные оценки звездных температур.
1. Среднюю температуру Солнца можно подсчитать по формуле (38): |
|
3 kN T c |
(16°) |
Е к = UBH = 2 С. |
откуда при U1Н = З Ю41 Дж (по Таблице 16) получим: Тс = 7,7-106К,
здесь Uвн — внутренняя (тепловая) энергия солнечной плазмы;
UBH приблизительно равна половине гравитационной энергии Солнца, если не учитывать другие виды энергии типа магнитной или лучистой энергий, и является кинетической энергией Ек частиц плазмы,
к —постоянная Больцмана,
N — общее число нуклонов, N = Мс/М р, Мс — масса Солнца, МР—масса протона,
fi — количество нуклонов на одну частицу газа (средняя атомная масса), ft = 0,64, если содержание водорода в Солнце X = 2/3, а содержание гелия
У= 0,3 [125].
Уточним понятие «средняя скорость движения частиц в звезде». Согласно (34),
(44) имеем: |
|
|
ЕК = - Е = MSC \A /Z )2 = |
, |
(161) |
|
2И |
|
где Ек — кинетическая энергия частиц звезды,
Е— полная энергия звезды,
Мs — масса звезды,
С=220 км/с — звездная скорость,
A, Z — массовое и зарядовое числа звезды,
v — средняя скорость движения частиц звезды, ц — количество нуклонов на одну частицу газа. Из (161) получим:
V = JTJiC(A/Z). |
(162) |
При средних температурах звезд более миллиона градусов можно считать, что все атомы ионизированы.Тогда при ионизации водорода, имеющего один нуклон, возни кают две частицы — протон и электрон, и величина /г = 1/2. Поскольку эти частицы находятся при одинаковой температуре, они имеют одинаковую кинетическую энер гию согласно (159). У гелия 4 нуклона, а возникает 3 частицы, поэтому fi = 4/3. Для более тяжелых элементов в среднем можно взять fi = 2. Для подсчета величины /л в звезде используют следующую формулу:
2Х + ЗУ/4 + (1 - X - У)/2*
где Л"— массовое содержание водорода, У— массовое содержание гелия.
Для чисто водородной звезды fi = 0,5, расчет же для реальных звезд по (163) с уче том их химического состава дает несколько большую величину. Заметим однако, что (163) учитывает вклад в кинетическую энергию только от нуклонов и электронов, а с
§21. Что такое звездный газ? |
143 |
учетомдругих частиц типа фотонов и нейтрино величина /г будет меньше. Следовате льно, средняя скорость движения частиц в звезде по формуле (162) получается поряд ка C(AlZ)yгде С = 220 км/с.
2. |
Средняя температура Галактики определяется также, как идля звезд, и если счи |
||
тать, что кинетическая энергия Ек приблизительно равна половине модуля гравита |
|||
ционной энергии Галактики по [140], тогда имеем: |
|
||
|
Ек = 2,5*1052Дж. |
|
|
Количество нуклонов в Галактике N = |
= 1,92*1068 при массе |
Галактики |
|
|
Мр |
|
|
Мг =1,6*10и Мс = 3,2-1041кг. Тогда по (160) можно найти температуру (при/1 = 0,64): |
|||
|
Тг = 4*106К. |
|
(164) |
3. Определим эффективную температуру Галактики по ее светимости с помощью |
|||
закона Стефана-Больцмана для излучения абсолютно черного тела: |
|
||
|
L = оАТ£, |
|
(165) |
здесь L — светимость или мощность излучения, |
|
|
|
о = |
5,67032*10“8 Вт/(м2-К4) — постоянная Стефана-Больцмана, |
|
|
А — площадь излучающей поверхности, |
|
|
Тэ — эффективная температура излучающего тела.
Будем считать, что поток излучения из Галактики существенно превышает обрат ный поток из окружающей ее среды. Формула (165) является интетральной в приме нении к Галактике, поэтому для звездных систем, в которых роль атомов шрают звезды, должен использоваться другой коэффициент а. Определим звездную посто янную Стефана-Больцмана Qs с помощью соотношений размерности, умножив постоянную а на коэффициент if,:
Qs = oKv |
(166) |
Коэффициент К1находится с помощью единиц измерения постоянной сг.
[о] = Вт/ (м2*К4) = кг/(с3*К4). |
(167) |
В единицы измерения о входят килограмм, секунда и градус Кельвина. Единица измерения температур, градус Кельвина, относится к новой для нас переменной фи зической величине, которая в расчетах применяется только с коэффициентами, раз мерность которых включает размерность энергии. Поэтому мы можем не включать в расчеты коэффициент подобия по температуре. Из (167) следует, что коэффициент Кх будет пропорционален коэффициенту подобия по массе Ф из (11) и обратно пропор ционален кубу коэффициента подобия по времени П0 из (85):
|
к , = ФЦП*) = 1.64-10-22. |
|
|
Тогда Qs = а К{ = 9,3-1(Г30Вт/(м2-К4). |
(168) |
||
Так как Галактика представляет собой тонкий диск с радиусом R =15 кпк, то |
|||
площадь ее поверхности приблизительно равна: |
|
||
|
А = |
2JIR2 = 1,35*1042м2. |
(169) |
Подставляя (168), (169) |
и |
светимость Галактикииз |
(158) в (165), найдем |
эффективную температуру Галактики: |
|
||
Тэ |
=[LrKQs A)]^ = 8,810s К. |
(170) |
|
4. Сделаем оценку температуры для Галактики, используя формулу для энергии |
|||
излучения звезды и и в (37): |
|
UH = a T 4 V, |
(171) |
|
|
144 |
§21. Что такое звездный газ? |
где а - 7,565-КГ16 Дж/(м3-К4) —постоянная плотности излучения,
Г—температура,
Г—объем.
Для нахождения звездной постоянной плотности излучения A s проделаем ту же процедуру, что и в предыдущем пункте при вычислении постоянной Qs :
А, = Кга, [а] = Дж/(м3 К4), Кг = Э0/р} |
= 2,23-КГ'9, |
As = Кга = 1,69-Ю'34 Дж/(м5-К 4), |
(172) |
здесь Э0 — коэффициент подобия по энергиям (48), Р0 — коэффициент подобия по размерам (64).
Оценка объема Галактики при R = 15 кпк и высоте диска £ = 400 пк дает:
V = I n t R 1 = 1,66-1061м3. |
(173) |
Максимальная энергия излучения в объеме Галактики не может превысить характерную энергию Галактики Ек = 2,5-1052 Дж. Если бы энергия Uи равнялась Ек, то температура была бы равна:
Т = ( - ^ - ) |/4 = 1.7-106 К. |
(174) |
V As |
|
Реальное же значение энергии излучения в Галактике значительно меньше. По оценкам из [125], плотности различных видов энергии равны:
Полное излучение звезд—0,7-10~!3Дж/м3. |
(175) |
Турбулентные движения газа — 0,5*10“13 Дж/м3. |
|
Фоновое излучение —0,4-10"13 Дж/м3. |
|
Космические лучи - 1,6-10"13 Дж/м3. |
|
Магнитные поля —1,5-10"13 Дж/м3. |
|
Полагая UH/ V = 0,7-10"13 Дж/м3, по (174) найдем: |
|
Т = (- ^ Ч '/ 4 = 1,4-Ю5 К. |
(176) |
V A f |
|
При этом энергия излучения в Галактике будет равна:
и и = К-0,7-10"13 Дж/м3 =1,2-1048 Дж,
что составляет около 5-10"3 % от полной энергии Галактики.
Основной причиной несовпадения температур (174) и (176) является отсутствие равновесия между излучением и звездным газом — излучение свободно уходит из Галактики, при этом полная излученная энергия звезд превысила энергию связи Галактики (смотри пункт д)). Если бы Галактика была более адиабатична (например, как звезда, количество частиц в которой в огромное число раз превышает количество звезд в Галактике), то эффективная температура излучения (176) была бы ближе к тем пературе (174).
ж) Звездная постоянная Больцмана. Подобие температур.
Движение звезд, как и движение атомов, можно описать с помощью кинетической температуры согласно формуле (159) для одной частицы:
§21. Что такое звездный газ? |
145 |
||
Е |
= ^ Г |
3К3 Тк |
(177) |
|
|||
|
------ л |
2 ’ |
|
|
|
|
здесь Ек — кинетическая энергия движения звезды в пространстве,
Мs — масса звезды,
v— скорость движения,
Ks — звездная постоянная Больцмана, Тк — кинетическая температура.
Прежде, чем вычислить величину Ks , проведем следующие рассуждения. Из (160) и (161) для средней температуры звезд найдем:
M s C \ A f Z f |
3kNTs |
f _ 2»M SC 4A/Z? |
_ 2fiMPC \A IZ)2 |
|||
2/t ’ |
s |
3IcN |
3k |
' K ’ |
||
|
||||||
где C= 220 км/с — звездная скорость, |
|
|
|
|||
Ay Z — массовое и зарядовое числа звезды, |
|
|
||||
к — постоянная Больцмана, |
|
|
|
|
||
N — общее число нуклонов, |
|
|
|
|
||
fi — количество нуклонов на одну частицу газа, |
|
|
||||
МР— масса протона. |
|
|
|
|
||
Подставляя (162) в (178), получим: |
|
|
|
|||
|
|
M s v2 = |
3kNTs, |
|
(179) |
здесь v — средняя скорость движения частиц в звезде.
Пусть теперь звезда двигается как целое со скоростью v, тогда из (177) вытекает,
что: |
|
M s v 2 = ЪК5 Тк. |
(180) |
Температуры Ts и Тк должны быть одинаковы, так как они задают кинетические энергии движения частиц, а при смене хаотического движения в (179) на согласован ное движение частиц в (180) ничего не меняется. Тогда из (179) и (180) получим:
Ks = k N = k ^ - = |
= кАФ, |
(181) |
Л/ р |
Л/ р |
|
где к — постоянная Больцмана, MpS — масса р-звезды (14),
Ф — коэффициент подобия по массе (11), Мр — масса протона.
Для p-звезды А = 1 и можно найти КР5:
KPS = кФ = 9,187-1032Дж/К. |
(182) |
В общем виде для звездной постоянной Больцмана имеем:
Ks = К„ А. |
(183) |
Для p-звезды средняя температура частиц получается из (178) при А = Z = 1 и р =0,5 как для чисто водородной звезды:
Т„ = |
= 1,9-10‘ К. |
(184) |
Формула для средних температур звезд (178) с учетом (184) примет такой ввд:
f s = TpS 2p(A/Z)2. |
(185) |
Средние температуры звезд оказываются почти одинаковыми благодаря сильной зависимости скорости термоядерных реакций от температуры, из-за чего возникает
146 |
§21. Что такое звездный газ? |
стабилизирующая обратная связь: повышение температуры — увеличение скорости реакций — выделение энергии — повышение давления — расширение звезды — сни жение температуры. По данным из § 2, при массах звезд менее 0,07 М с температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, поэтому p-звезды с массой 0,056 Мс остаются водородными карликами. Поэтому температуру (184) можно рассматривать как предельную температуру, достигаемую p-звездой во время гравитационного кол лапса. Обратим внимание, что все вышесказанное относится и к нуклонам, с заменой в формулах звездной скорости на скорость света. Если средняя скорость движения ча стиц в нуклонах равна скорости света, то формально при движении со скоростью све та кинетическая температура нуклонов совпадет с температурой частиц внутри них, так что например для протона можно написать:
(186)
Отсюда максимально воможная внутренняя температура протона равна:
(187)
здесь Мр — масса протона,
с— скорость света,
к—постоянная Больцмана.
Для атомных ядер, как совокупности нуклонов, средняя внутриядерная темпера тура не превышает средних внутринуклонных температур. Предположим, что средняя энергия связи нуклонов в каком-то ядре равна Д2Г = 8 Мэв. Тогда можно оценить ки нетическую температуру, при которой ядро может стать неустойчивым (например, в случае его быстрого вращения с моментом импульса до 70 й вследствие столкновения с другим ядром согласно [24]):
Т = —— = 6*Ю10 К. 3к
Полученная оценка подтверждается работой [312], в которой рассмотрено равно весие нуклонов и ядер при больших температурах и давлениях наподобие тех, что воз никают в нейтронных звеэдах.Сделан вывод о том, что ядра существуют вплоть до температур Т = 2-1011К , а при более высоких температурах нуклоны ядра образуют нуклонный газ. Исследование столкновений ядер при больших энергиях показывает, что температура вещества в зоне столкновения достигает 1,5*1012 К [60].
з) Сравнение давлений в звездах и в протоне. Температура Галактики.
Среднее давление в звезде можно найти по формуле (151), если не учитывать вклад оглавления излучения:
Р = GkT |
(188) |
где G— концентрация частиц, вносящих вклад в давление, к — постоянная Больцмана,
Ts — средняя температура звезды,
N — общее число нуклонов, V— объем звезды,
А — количество нуклонов на одну частицу газа. Из (188), (178), (161) получаем:
§21. Что такое звездный газ? |
|
147 |
||
р V = ^ |
= \ |
M S C*(A/Z)2 = \ е к = - |
\ е , |
(189) |
р |
3 |
3 |
3 |
|
здесь is* — кинетическая энергия частиц, Е —полная энергия звезды.
Выразим кинетическую энергию Е к через звездную постоянную Больцмана К5 с
помощью (180) и (162): |
|
|
M s vJ = Ms 2fiC*(A/ZУ = ЗА , Тк = 3Ks Ts . |
(190) |
|
Подставляя данное выражение в (189), найдем с учетом (183), (185): |
|
|
РУ = |
= 2Kts f „ A(AIZ)\ |
(191) |
В формуле (191) среднее давление Р и обьем звезды ^выражаются через константы
Kps и TPS по (182) и (184) и через массовое и зарядовое числа звезды А и Z
Оценка среднего давления для Солнца при его объеме:
Ус |
= 1,4-1027м 3, |
иА = 18, Z = 8 дает по (191) без учета давления излучения:
Рс = 2,310м Па. |
(192) |
В силу подобия для протона можно записать аналогично (191), (189), с учетом (186):
PPVP = ^ М Рс2 = кТру |
(193) |
где Рр — среднее давление внутри протона,
Vp — обьем протона, Мр — масса протона, с— скорость света,
к — постоянная Больцмана, ТР— средняя температура протона (187).
Найдем давление внутри протона из (193) при его радиусе RP = 6,6*10"16 м:
Рр =8,3-10* Па. |
(194) |
Примечание: С целью упрощения расчетов в некоторых случаях массы нуклонов, атомная единица массы Мц заменялись на массу протона, которая незначительно от личается по величине. Аналогично, масса ядра иногда представлялась в виде произве дения массового числа А на массу протона с той же неточностью (не более 1 %).
Формулу (151) можно использовать для определения давления или температуры звездного газа в Галактике, поскольку звездная постоянная Больцмана теперь извест на из (183). Для кинетической температуры звездного газа получаем:
f |
я J L s Z |
l L |
* |
OKs |
p K s ’ |
где Р — эффективное давление звездного газа, G— концентрация звездного газа,
Ks — звездная постоянная Больцмана по (183),
А/— масса, приходящаяся на одну звезду в Галактике, р — плотность звездного газа.
148 |
§21. Что такое звездный газ? |
|
|
||
С учетом (183), (4), (182) преобразуем выражение для температуры Тк : |
|
||||
f - |
Р й |
- |
ркФ |
р к ’ |
(195) |
' |
pKts A |
pK PS |
здесь Л — массовое число для звезды с массой М, Mus — звездная единица массы (12),
Ф — коэффициент подобия по массе (11), Mv = 1,6610"27 кг — атомная единица массы, к — постоянная Больцмана.
Отношение Pjp для Галактики было оценено нами в (154), подставляя его в (195),
найдем среднюю температуру Галактики Тг:
Тг = ТК = \9Ш ° М 0/к = 2,2’106 К. |
(196) |
Данная средняя кинетическая температура звезд, которая равна температуре Галактики, неплохо стыкуется с оценками температуры (164), (170), (174), получен ными другими способами.
и) Скоростидвижения звезд. Принцип локальности.
Рассмотрим характерные скорости движения звезд и галактик. Вращение Галактики можно представить, как систематическое вращение звездного газа и слу чайное добавочное движение отдельных звезд в разных направлениях. Средняя ско рость вращения в каждой точке Галактики определяется путем усреднения по скоростям звезд, тогда отклонения от этого среднего значения дадут случайные ско рости звезд. Для Солнца при его вращении в Галактике со средней скоростью 220-250 км/с [109] приведем некорые оценки случайной скорости (или аналогичные ей):
1.19,4 км/с, движение в направлении звезды Веги согласно [234].
2.21,5 ± 2,5 км/с относительно местной межзвездной среды (данная среда в окрестностях Солнца имеет температуру 7000 ± 2000 К, концентрацию частиц 0,1-0,2 атома водорода в кубическом сантиметре, степень ионизации водорода 10-30 %) по данным [30].
3.28,5 км/с относительно ближайших звездных систем (усреднение по вековым параллаксам групп звезд в разных галактических зонах) [160].
Несовпадение приведенных скоростей Солнца объясняется выбором различных объектов, относительно которых определялась средняя скорость.
Как показывают измерения, фоновое (реликтовое) излучение, соответствующее температуре 2,7 К, приходит к Земле почти равномерно со всех сторон. По степени изотропии излучения (10"5 — 10~4) выводится, что Солнечная система движется со скоростью 390 ± 60 км/с в направлении созвездия Льва относительно системы коор динат, в которой фоновое излучение полностью изотропно ([195], [145]).
Согласно [206], Местная Группа галактик вместе с Галактикой падает на центр Сверхскопления галактик вДеве со скоростью 255-290 км/с, а фоновое излучение де монстрирует анизотропию приблизительно такой же величины и в том же направле нии. Систематическое движение звезд проявляется также при вращении двойных галактик друг около друга или при движениях галактик в скоплениях. Средние скоро сти вращения двойных галактик равны 170 км/с по [86], индивидуальные скорости га лактик вне скоплений составляют 200-300 км/с, а в плотных скоплениях лучевые скорости становятся еще больше.
§21. Что такое звездный газ? |
149 |
Однако все указанные движения имеют скорости, не превышающие звездной ско рости C(A/Z), где С = 220 км/с, а отношение массового и зарядового чисел A/Z находится в пределах от 1 до 2,6, если рассматривать все изотопы химических элемен тов и соответствующие им звезды.
С другой стороны, согласно закону Хаббла, красное смещение в спектрах отдален ных галактик интерпретируется так, что они удаляются от нас со скоростью, пропор
циональной расстоянию R: |
|
v = HR, |
(197) |
где Н= 50-80 км/(с- Мпк) — постоянная Хаббла. |
|
Обычно скорость галактик v определяют по формуле для эффекта Допплера (370) для удаляющегося источника излучения, в которой частоту v следует заменить на
длину волны Я: |
|
|
|
|
|
|
v _ |
УоФ - |
v2/c 2 |
с |
с |
|
|
|
I + v/c |
|
|
|
|
|
2 = АЯ |
я - яп |
1 |
+ v/c |
- 1 , |
(Z + I)2 - 1 |
(198) |
Лп |
|
ф |
~ v2/c2 |
|
(z + I)2 + Г |
|
здесь с — скорость света,
z — красное смещение длины волны,
АЯ — изменение длины волны излучения в спектре относительно лабораторной длины волны Я0. Если z мало, то приближенно получим:
v АЯ
Применение формулы (198) для слабых далеких галактик дает скорости, близкие к скорости света. Таким образом мы получаем, что с одной стороны скорость C(A/Z) является мерой средней скорости движения частиц в звезде, предельной скоростью вращения звезды вокруг своей оси и в галактике (смотри (86), § 15, § 18), а с другой стороны — предполагается, что галактики, достаточно удаленные друг отдруга, имеют лучевые скорости, существенно превышающие C(A/Z). Впрочем, последнее факти чески оспаривается в § 38, где красное смещение z приписывается не разбеганию га лактик, а потере электромагнитной энергии фотонов с расстоянием.
Сформулируем в связи с этим следующий принцип локальности звездной скорости:
Средняя скоростьзвезды относительно звездной системы, вкоторой она сформирова лась, не превышает звездной скорости C(AjZ).
Согласно (162), средняя скорость движения частиц в звезде равна:
v = JlJlC(A/Z),
где р — количество нуклонов на одну частицу газа звезды. Если бы скорость неко торых частиц звезды при ее формировании (или вращении) превысила бы среднюю хаотическую скорость v, то эти частицы покинули бы звезду. Подчеркнем, что сред ние скорости движения нуклонов в звездах задаются их температурами, которые близ ки друг к другу в различных звездах из-за сильной зависимости скорости термоядерных реакций от температуры. В результате ограничение сверху на началь ные скорости движения звезд определяется именно их внутренними температурами.
150 |
§22. Типы населения Галактики |
§ 22. Типы населения Галактики |
|
а) |
Население типа I (плоская составляющая). |
Представление о типах населения галактик ввел Бааде в 1944 г. [240]. К населению типа I относятся объекты, обычное местонахождение которых — диск Галактики. Краткий перечень этих объектов по материалам [3], [55], [124], [125], [141], [142], [223] включает в себя:
1.Рассеянные звездные скопления, содержащие от десятков до тысяч звезд при размерах скоплений 0,3 — 5 пк. Располагаются обычно вблизи плоскости Галактики и имеют возраст 10б-1 0 9 лет. Количество скоплений в Галактике —десятки тысяч.
2.О-В ассоциации, содержащие звезды спектральных классов О и В.
3.Т-ассоциации, содержащие звезды типа Т Тельца.
4.Массивные звезды главной последовательности.
5.Белые и голубые гиганты и сверхгиганты.
6.Звезды типа Вольфа-Райе.
7.Классические или долгопериодические цефеиды (прототип <5 С ер) с периодами колебания блеска менее 100 дней.
8.Сверхновые типа II, в спектре имеются водородные линии, средняя абсолютная звездная величина в максимуме вспышки достигает —17,да2, масса выбрасываемой
оболочки — Мс и более (у Сверхновой 1970g масса оболочки достигала 4 Мс,
уSN 1987А - 10-16 Мс).
9.Сверхновые типа lb , в спектре сильные линии кислорода при отсутствии линий водорода, средняя абсолютная звездная величина в максимуме вспышки достигает
— 17,т6, масса выбрасываемой оболочки до 5 Мс при средней скорости расширения порядка 13500 км/с.
10.Молекулярные облака, в том числе гигантские, содержащие молекулы Н 2, СО, SO, CS, ОН, Н20 , Н 2СО и другие.
11.Облака холодного атомарного водорода типа HI с температурой 50-100 К с концентрацией 1-30 частиц/см3.
12.Зоны ионизованного водорода типа НИ , образующие эмиссионные туманно сти вблизи горячих звезд.
13.Диффузные облака межзвездного газа, сосредоточенные в спиральных рукавах
ирастекающиеся от центра Галактики наружу вдоль галактической плоскости. Обра зуют утолщение на краях Галактики.
14.Пылевые облака — темные и светлые (отражательные) туманности. Средний размер облаков — 15 пк, среднее расстояние между ними —40 п к , средняя масса обла ка — 3 Мс [125]. Облака состоят из пылинок размером порядка 10"7м и имеют сред нюю плотность более 10"22 кг/м3. Маленькие облака называются глобулами и имеют большую концентрацию пыли. По поглощению излучения в пылевых облаках пред полагается, что пылинки могут быть ледяными, графитовыми, силикатными или ме таллосиликатными. Кроме ослабления излучения, в пылевых облаках происходит поляризация света звезд. Светлые туманности видны из-за отражения света от бли жайших горячих звезд.
15.Источники инфракрасного, рентгеновского, гамма и радиоизлучения.
16.Космические мазеры, находящиеся в молекулярных облаках.
17.Систематическое магнитное поле в спиралях Галактики, средняя напряжен ность магнитного поля (1 — 4)-10"4 А/м.
18.Спиральные волны плотности, создающие спиральный рисунок Галактики. Примечание: Газ и пыль встречается в газово-пылевых облаках в самых различных
пропорциях.
§22. Типы населения Галактики |
151 |
б) Население типа II (сферическая составляющая).
Объекты этого типа располагаются в основном в гало и в балдже Галактики. В пе речень объектов входят обычно следующие:
1.Шаровые звездные скопления, содержащие от 104 до нескольких миллионов звезд при размерах скоплений от 5 до 70 пк. Возраст скоплений более 5—10 миллиар дов лет, количество в Галактике более 200.
2.Карлики главной последовательности.
3.Красные и желтые гиганты и сверхгиганты.
4.Субкарлики и горячие голубые звезды типа субкарликов.
5.Короткопериодические цефеиды или звезды типа RR Lyr с периодами колеба ний блеска менее суток.
6.Сверхновые типа 1а, в спектре линии ионизованного железа, средняя абсолютная звездная величина в максимуме вспышки достигает -19," 1, сравниваясь со светимостью целой галактики.
в) Промежуточное население.
Население данного типа встречается возле диска и в гало с концентрацией к цент ру Галактики. К промежуточному населению можно отнести:
1.Новые, повторные новые, новоподобные звезды — вспыхивающие звезды с из менением блеска при вспышке в сотни и даже миллионы раз. Скорости расширения оболочки до 1500 км/с, массы выброшенного вещества до 10~4 Мс.
2.Белые карлики.
3.Нейтронные звезды, радио и рентгеновские пульсары, барстеры. Хотя многие пульсары рождаются в диске, за счет больших скоростей они покидают его и перехо дят в промежуточную систему. Часть барстеров (до 1/3) обнаружена в шаровых звезд ных скоплениях.
4.Планетарные туманности, имеютдостаточно правильную кольцеобразную фор
му, а в центре — массивную и очень горячую звезду, являющуюся источником свече ния туманности. Средние размеры туманностей — 10—20 тысяч а. е., масса газа — 0,01 — 0,1 Мс. Скорости расширения от 5 до 100 км/с, средние скорости — около 20 км/с, средние температуры порядка 10000 К.
5.Звезды главной последовательности — желтые и красные карлики.
6.Желтые и красные гиганты.
7.Переменные звезды типа Миры Кита.
г) Общий галактический субстрат.
К данному типу относятся объекты, более или менее равномерно распределенные по Галактике. Основные объекты таковы:
1. Атомарный водород между облаками с температурой 103-1 0 4 К
иконцентрацией 0,1-1 частиц/см3.
2.Межоблачная пыль.
3.«Корональный газ» — ионизованный высокотемпературный газ с температурой
104 — 10б К и малой концентрацией частиц — 10~5— 10~4 частиц/см3.
4.Излучение звезд.
5.Космические лучи (протоны, альфа-частицы, более тяжелые ядра, электроны) с энергиями до Ю20 эВ. В составе космических лучей 83 % составляют протоны,