книги / Физика и философия подобия от преонов до метагалактик

142 §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,