Книга -

Систематика звезд производится по температуре их поверхности (спектральному классу) и светимости (абсолютной звездной величине). Солнце в этой системе занимает скромное место как звезда средней величины спектрального клас- ca G, хотя в нем сосредоточена огромная масса (1,983- 10³³) уплотненного газа (средняя плотность 1,41 г/см³), находящегося на поверхности при температуре 5780 К. Предполагается, что оно зародилось 4,6 млрд лет назад как небольшая звезда типа красного карлика в последовательности II (рис. 13), но? затем светимость его увеличилась примерно в полтора раза, в результате чего оно" вышло в главную последовательность I.

По спектрографическим данным Солнце, как и другие звезды, состоит ©о внешних оболочках из газово-во- дородной плазмы, в которой на 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, десятые доли атомов магния, кремния, железа и сотые и тысячные доли атомов других элементов. Из- этого видно, что по числу атомов тяжелые элементы (с атомным весом большим*, чем у гелия) в составе звезд занимают скромное место. Несмотря на это, их роль очень велика (Шкловский, 1973). Они в значительной мере определяют характер звездной эволюции, так как от содержания тяжелых элементов зависят непрозрачность недр для излучения и светимость звезд, Горячие массивные звезды, концентрирующиеся в галактической плоскости, сравнительно богаты тяжелыми элементами, тогда как у звезд, относящихся к красным субкарликам и входящих в состав шаровых скоплений, .содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Кроме того, 'бедны тяжелыми элементами древние звезды, относящиеся к первым поколениям,,

Это объясняется тем, что они образуются из газово-пылево- го вещества, прошедшего через много этапов ядерного синтеза в недрах звезд, ,предшествующих поколений, и при их взрывах, в результате которых материал межзвездных туманностей последовательно обогащается тяжелыми элементами.