Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд Предисловие редактора перевода Предисловие автора к русскому изданию Предисловие Введение Глава 1 Долгая жизнь звезд Что служит источником энергии Солнца? Атомная энергия Солнца и звезд Звезды стареют Спутник Сириуса Красный сверхгигант в созвездии Возничего Глава 2 Самая важная диаграмма в астрофизике
Количественные характеристики звезд Диаграмма Герцшпрунга и Рессела Ближайшие соседи Солнца Звездные скопления — «школьные классы» небесных светил Возраст звездных скоплений Глава 3 Звезды-ядерные реакторы Строение атома Артур Эддингтон и источник энергии звезд Георгий Гамов и его туннельный эффект Туннельный эффект в звездах Углеродный цикл[6] Протон-протонная цепочка Возникновение более тяжелых элементов Глава 4 Звезды и модели их строения Сила тяжести и давление газа Выделение и перенос энергии Бурлящее звездное вещество Компьютерная модель звезды Модель «молодого» Солнца
Численная модель позволяет построить «молодую» главную последовательность Строение Спики (Альфы Девы) Красный карлик в созвездии Лебедя Свойства «молодой» главной последовательности Глава 5 История жизни Солнца От «молодого» Солнца к современному Почему на Солнце нет дейтерия? Почему на Солнце мало лития? 1955 г. — прорыв в область красных гигантов Что произойдет в будущем с нашим Солнцем? Нейтрино, образующиеся на Солнце Нейтринный эксперимент Раймонда Девиса Эксперимент с галлием Глава 6 Путь развития тяжелых звезд
Луи Хеней и его метод История звезды с массой в 7 раз больше солнечной Пути развития звезд и диаграмма Г-Р для звездного скопления Пульсирующие звезды Термодинамическая модель для переменных звезд (цефеид) Новый подход Жевакина к старой идее Глава 7 Звезды на поздних стадиях развития Нейтринное охлаждение; периодическое изменение интенсивности ядерных реакций Белый карлик в недрах красного гиганта Дальнейшая судьба Солнца Петр Апиан, Людвиг Бирман и кометы Звезды на поздних стадиях развития теряют массу Освобождение белого карлика Звезда Гартвига в Туманности Андромеды Крабовидная туманность и Сверхновая из китайских и японских хроник Судьба вещества, оказавшегося в межзвездном пространстве Глава 8 Пульсары, которые не пульсируют Новый радиотелескоп в Кембридже Рассказывает Джоселин Белл Пульсары имеют малые размеры Можно ли увидеть пульсары? Пульсар в Крабовидной туманности — видимая звезда Что такое пульсар? Томас Голд объясняет пульсары Вопросы, на которые нет ответов Глава 9 Когда звезда у звезды крадет массу Алголь, Голова дьявола Сложные взаимодействия в двойных звездах Парадоксы Алголя и Сириуса Двойные звезды в компьютере История первой звездной пары: возникновение полуразделенной системы История второй звездной пары: возникновение белого карлика Новая в созвездии Лебедя 29 августа 1975 года Новая 1934 года Ядерные взрывы в двойных звездных системах Глава 10 Рентгеновские звезды Спутник «Ухуру» Рентгеновская звезда в созвездии Геркулеса Источник Геркулес Х-1 обнаружен Рентгеновские звезды малы История рентгеновского источника Как возникают импульсы? Изменение магнитного поля нейтронной звезды Рентгеновские ливни Глава 11 Конец звезды «Железная катастрофа» массивных звезд Мысленный эксперимент с белым карликом Мысленный эксперимент с нейтронной звездой Черные дыры Глава 12 Как рождаются звезды Звезды рождаются и сегодня Компьютерная модель рождения звезд Рождение звезд в природе Момент импульса и коллапсирующие облака История Млечного Пути, восстановленная по следам Кто командует образованием звезд? Спиральные рукава: что это такое? Образование звезд в галактике в созвездии Гончих Псов Глава 13 Планеты и их обитатели Моделирование образования планет на ЭВМ Возникновение двойной звездной системы Одиноки ли мы? Проект ОЗМА и послание из Аресибо Долгая дорога жизни Миллион обитаемых планет в нашей Галактике? Как долго может существовать цивилизация? Приложение А Скорость движения звезд
Приложение Б Как измеряют Вселенную
Приложение В Как взвешивают звезды
Глава 2 Самая важная диаграмма в астрофизике
В предыдущей главе мы увидели, насколько разными могут быть звезды. Среди них есть тяжелые ярко-голубые звезды и красные звезды небольшой массы. На ночном небе можно увидеть большие звезды красного цвета — красные гиганты и сверхгиганты и маленькие белые звезды белые карлики, а нас можно сравнить с мотыльками-однодневками, которые пытаются в этом многообразии увидеть, как происходит эволюция звезд.
Сегодня эта задача уже решена, и эволюция звезд по меньшей мере в основных чертах понятна. Ниже мы увидим, как это удалось астрофизикам. Прежде всего необходимо было навести порядок во всем многообразии наблюдаемых звезд. Для этого надо выбрать характеристики звезд, поддающиеся экспериментальному измерению.