Структура физической вселенной. Том 3

Из-за отсутствия приемлемого объяснения астрономы не пришли к консенсусу по вопросу, отражают ли реальные различия в составе наблюдаемые различия, приведшие к разделению между разными классами звезд, или они являются продуктами процессов, имеющих место в период эволюции звезд. Теоретическое развитие в данной работе приводит к выводу, что эти различия преимущественно носят эволюционный характер. Прежде чем обсуждать теоретические причины, почему в атмосфере белых карликов с возрастом происходят изменения, сначала мы исследуем свидетельство, демонстрирующее, что эти звезды действительно подвергаются значимым изменениям по мере движения на своих эволюционных путях.

Как обычно в астрономии, в данном случае в мгновенной картине наблюдения участвуют лишь количества, и не указывается конкретно, связаны ли наблюдаемые нерегулярности со временем. Такова причина имеющейся неясности. Но сейчас новая информация, представленная на предыдущих страницах, обеспечила основу, с которой мы можем подойти к вопросу. Как показано на рисунке 21, обыкновенные белые карлики с разными массами следуют параллельным линиям охлаждения на диаграмме ЦВ, где более мелкие звезды пребывают на верху диапазона светимости, а большие – внизу. Из продемонстрированного факта, что линии, параллельные главной последовательности в регионе белых карликов диаграммы, являются линиями равной массы (как того и требует теория), следует вот что. На карте массы показателя цвета B-V, рисунок 23, где линии равных масс горизонтальные, расстояние от левой стороны диаграммы на одной из этих линий представляет время; то есть измеряет количество эволюционного развития. Очевидно, общая тенденция такова. От богатых водородом звезд, Класс DA, к классам, обозначенным х на диаграмме, группа DC (как мы можем ее называть), все последние классифицируются Шипменом как богатые гелием.

При температурах выше разделительной линии вблизи 8.000°К огромное большинство является звездами DA и лишь около 10% представляют собой группу DC. Ниже этой температуры все звезды попадают в группу DC или переходный класс. Конкретный сегмент общего перехода от статуса DA к статусу группы DC можно распознать у больших звезд. Гринстейн определяет класс DAF, у которого линии водорода, характерные для спектров DA, слабее, и присутствуют линии Ca II. Этому следует и класс DF, в котором появляется Ca, но отсутствует водород. Эволюция посредством всей последовательности DA, DAF, DF происходит в звездах с массой выше 0,50.